Перевод статьи «Звезда родилась» (A Star Is Born; translation into Russian)
Ниже приведен образец перевода статьи «Звезда родилась». Оригинальная статья.
Stars are formed when enormous clouds of gas (light-years1 in diameter) collapse under their own gravity. Interstellar «clouds» would make a very, very good vacuum on Earth; but the space around them would make an even better vacuum, so clouds they are. The gas in the spiral arm of the Milky Way galaxy where the Earth is located is composed of about 74% hydrogen, 25% helium, and 1% everything else, thus this is approximately the composition of the Sun and also of most newborn stars in our neighborhood.
Nuclear fusion operates in exactly the opposite direction: very light and perfectly stable nuclei at the start of the Periodic Table are fused (combined) into heavier nuclei, providing an energy release even more enormous than that of nuclear fission. Like most stars, the Sun fuses the very lightest element, hydrogen, into the second lightest, helium. Hydrogen has an atomic weight of one, and helium has an atomic weight of four, so this means that four hydrogen nuclei must be fused to make one helium nucleus. How does this come about? Is there a hideous hydrogen train wreck where four hydrogens collide in the same place at the same time?
Not exactly. That would be extremely improbable. Hydrogen fusion occurs in steps, like so:
Step 1) Two protons, aka hydrogen nuclei, collide. It happens to be impossible for two protons to fuse with each other (their electrostatic repulsion is too great), but not to worry. Now and then, before the colliding protons can separate, nuclear forces 3cause one of the protons to turn into a neutron! As I mentioned earlier (in the previous section), protons and neutrons have their own quantum states. What I didn’t tell you is that the proton and the neutron are quantum states, and therefore can swap identities! No fooling 4. The nucleus that results from the collision is thus a proton-neutron pair. This is an isotope of hydrogen that could be called hydrogen-2, but physicists usually call it deuterium. In symbols, where p represents a proton and n represents a neutron, the reaction is: p + p —> np + energy + (other particles called neutrinos that don’t concern us here; I will discuss them later).
Step 2) A proton collides with the deuterium. It sticks, giving us 2 protons + 1 neutron = helium-3. In symbols:
np + p —> ppn + energy.
The hydrogen and helium are remnants of the Big Bang; the 1% of «dirt» comes from the stars themselves and we will discuss this interesting bit of self-enrichment later. The term «Big Bang» was originally coined as a term of derision by British astronomer Fred Hoyle, who was not an avid believer in apocalyptic cosmic explosions. However, it was so descriptive that it stuck and became the proud name for a whole set of cosmological theories based on the idea that all the mass and energy in the Universe originally exploded out of a quantum fluctuation 1030 times smaller than a proton. Recent precision work using cosmic microwaves places the Big Bang at 13.7 billion years ago. The observed abundances of hydrogen and helium isotopes2 in interstellar clouds have been carefully compared to calculations of which isotopes should have been created in the few hours following the Big Bang, and the agreement is very impressive. This essentially proves that the Big Bang could not have produced any elements in quantity other than hydrogen and helium, and it also provides powerful verification for the Big Bang itself.
Most of the original hydrogen and helium generated by the Big Bang has long ago collapsed into stars. The Milky Way galaxy consists of perhaps 10% gas and 90% stars at this point. However, 10% of a galaxy is still a lot of gas, enough to make about 30 billion Suns, so there is no lack of newborn stars for us to observe. (See Plate 5 for more information on star-forming clouds.) And as always when discussing the stars, the first question is: how will the clouds behave as they are compressed by gravity?
Plate 5
In this case, we are in the realm of the ultra-tenuous rather than the ultra-compressed. The atoms in an interstellar cloud are so far apart that they rarely encounter each other during the initial stages of collapse. You can think of them as acting like raindrops falling towards the cloud’s center. Similar to Earthly raindrops, they pick up speed as they fall. This kinetic energy is eventually converted into heat as they begin to strike one another inside the ever-shrinking interstellar cloud. (The heating effect is quite parallel to what happens inside the piston of a Diesel engine during the compression cycle, if you have any familiarity with automotive mechanics.) About half of the heat is radiated away during the cloud’s contraction; the other half remains trapped inside the proto-star. At the start of the collapse, the temperature of the gas cloud is normally very frigid, only a few degrees Kelvin (about -450 F°), and it is initially several light-years across. By the end, it will have shrunk to a few million miles in radius – a volume reduction of some 1018 times – and its surface temperature will have reached about 4,000 K°. The temperature at its core is typically above ten million K°.
A newborn star is thus a very hot, luminous object – as were the planets in our Solar System, once upon a time, because planets are essentially born from the same collapsing interstellar matter as their parent stars. The critical difference between newborn stars and planets is this: a planet just cools off after it forms, but a star is so massive that the escalating temperature and pressure at its core ignite nuclear reactions, and it begins producing energy.
The Energy Source Of A Star
By definition, a star is an object that «burns» hydrogen via nuclear fusion. This pathway for liberating nuclear energy is different from that used by humans for submarines, electricity, and so on. We use nuclear fission. The fission pathway takes advantage of huge, bloated, radioactive nuclei at the end of the Periodic Table of the Elements, such as uranium or plutonium (elements #92 and #94). Nuclear fission is illustrated in Figure 2. When heavy nuclei are fissioned (or smashed) into lighter nuclei such as barium or krypton, they literally explode, yielding enormous amounts of energy. The fission nuclear-energy pathway is somewhat akin to shattering a tank of explosive chemicals.
Step 3) Two helium-3 collide. In the resulting fireball, the helium-3 nuclei rearrange themselves into one helium-4 and two protons. In symbols: ppn + ppn —> pnpn + p + p + energy. Fusing a proton to the helium-3 might seem a more likely third step, but that would create ppn + p —> pppn, which is lithium-4, not helium-4. Lithium-4 is so unstable that it almost disintegrates before it is created, thus this reaction path contributes virtually nothing to the Sun’s energy output.
The net result is that four hydrogens have become one helium. This three-step process is called the p-p Chain, and is illustrated above. It is the primary energy source for most stars.
One might wonder why ConEd, the U.S. Navy, etc, use nuclear fission rather than nuclear fusion, given that: 1) fusion produces more energy, 2) fusion burns hydrogen = H2O = water for fuel, whereas fission uses rare, expensive, radioisotopes, 3) hydrogen fusion produces far less radioactive waste than fission, since its reaction product is non-radioactive, and 4) fusion processes cannot have «meltdown» accidents like fission can.
The simple answer is that nuclear fusion is terribly difficult to initiate. With fission, all one needs is a single nucleus that is already unstable (i.e., radioactive), and then you can «shatter» it with a tap from a speeding neutron as shown in Figure 2. Neutrons have no electric charge, thus there is nothing to stop them from approaching any atom. With fusion, you must take nuclei that are light, stable, and worst of all, positively charged, and convince them to come together. The nuclei electrostatically repel each other ferociously, and the more closely they come together, the more ferociously they repel. Because nuclear forces have very short ranges, they can only overcome the electrostatic repulsion and initiate fusion when the nuclei are literally on top of each other. The atoms in the fusing gas therefore must be moving at terrific velocities to make such a close approach, i.e., the gas must be raised to terrific temperatures and pressures before you have any hope of getting any energy out of it.
Plate 6
At present, the only way we have of initiating hydrogen fusion is to use nuclear fission: the so-called «hydrogen» bomb uses the explosion of a plutonium bomb to (very briefly) ignite uncontrolled fusion of the hydrogen isotopes deuterium and tritium. We cannot control fusion, although much research on the subject has been conducted over the past 40 years. The Sun dodges these problems and fuses hydrogen via its sheer, overwhelming bulk. The pressure at its center squeezes the gas there to fourteen times the density of lead. The temperature is 15 million K°.
Yet, as extreme as those numbers are, they still are not large enough to ignite rapid hydrogen fusion. In fact, they are just barely large enough to ignite any hydrogen fusion at all! You may well wonder what I mean by «barely», given how bright the Sun is, and I mean this: the Sun has been shining for 4.5 billion years 5, yet it has only burnt 5% of its hydrogen fuel! If you never drove your car, but just opened the gas cap for one second each day to let some fumes escape, you’d be using your fuel faster than the Sun does. It is hard to achieve fusion. Here are some numbers to illustrate what I mean:
A) The Sun’s luminosity (total power output) = 3.86 X 1023 kilowatts. At current global consumption levels, it would take the world’s population 792,000 years to use the energy produced by the Sun in one second. Astronomers denote this amount of power as Lo, or one solar luminosity.
B) The energy produced by the nuclear fusion of one kilogram (two pounds, 3 ounces) of hydrogen is 177,720,000 kilowatt-hours (!!). This represents enough electricity to run the average American household for 3000 years.
C) Dividing the solar luminosity (A) by the energy yield from one kilogram of hydrogen (B) tells us how many kilograms of hydrogen must be burnt each second to power the Sun: 603 billion. To mine this much tonnage, you would need to excavate the entire state of Illinois to a depth of 1000 feet, per day. Approximately.
D) The Sun’s mass is 1.99 X 1030 kilograms = 332,900 times the mass of the Earth. Dividing this into the 603 billion kilograms calculated in (C) gives us the fraction of the Sun that is being burnt each second: 3 X 10-19. This is about the same ratio as comparing one penny to the gross economic product of the entire world for the next 1,000 years. Thus we see how the Sun paradoxically manages to radiate so much energy and yet burn (almost) no fuel, relative to its size. Its immense mass translates even nanoscopic percentages of hydrogen burning into the equivalent of millions of H-bombs exploding per second.
So, in summary, stars like the Sun use the pressure of super-heated gasses to hold off the relentless force of gravity. Even better and more fun (if you are an astronomer), the heat source for the gasses is a natural nuclear reactor. This means that stars are way more violent and dynamic than planets are, and in the following section we will consider some of the ramifications of this.
1 – A light-year is the distance light travels in one year. Many people believe that a light-year is a unit of time, but it isn’t. It is a unit of distance. The speed of light is 186,282 mi/sec, so a light-year is (186,282 mi/sec) x (sec/yr) = 5.878 trillion miles. Astronomers also use light-minutes (the distance light travels in a minute), light-hours, etc. The distance between the Earth and the Sun is thus 93 million miles or 8.3 light-minutes, as you wish.
2 – Isotopes are nuclei with the same number of protons (they are the same element) but with different numbers of neutrons. Isotopes are designated by putting a number on the element’s name: i.e., carbon-14, where the 14 means that the number of protons plus neutrons equals 14. Hydrogen is an exception: hydrogen-2 is called deuterium, and hydrogen-3 is called tritium.
3 – There are two nuclear forces, imaginatively designated as the «strong» and the «weak» respectively, because the strong one is about a billion times more powerful than the other. Unlike gravity or electromagnetism, the ranges of nuclear forces are sharply limited to nuclear distances, but within the confines of a nucleus, the strong force is far more powerful than any other. The strong force is responsible for the great power of nuclear reactions; the weak force is more subtle and is responsible for several types of radioactive decay.
4 – Quarks are sub-nuclear particles which form, among other things, the proton and the neutron. Quarks are quite happy to exchange identities, like actors changing costumes, and will do so at the drop of a hat unless prohibited by a lack of energy. Case in point, the proton is the only combination of quarks that is stable as a free particle, for the simple reason that it is the lightest (least energetic) quark combination possible. Since the quarks cannot form a different combination unless energy is added, the proton cannot change unless it is involved in a violent collision. Once fusion is initiated, however, the quarks can change, and thus it is possible for a proton to suddenly become a neutron.
5 – In case you are wondering where this number comes from, it comes from astrophysical theory, the age of the Earth as determined from geophysical considerations, and most accurately of all, from radioactive dating of the oldest known meteorites.
Звезды рождаются, когда огромные облака газа (несколько световых лет1 в диаметре) коллапсируют под действием своей собственной гравитации. Межзвездные «облака» были бы очень и очень хорошим вакуумом на Земле, а пространство между ними было бы еще лучшим вакуумом, поэтому они называются облаками. Газ в спиралевидном рукаве галактики Млечный путь, где находится Земля, состоит примерно на 74% из водорода, на 25% – из гелия, и на 1% – из всего остального. Приблизительно такой же состав у Солнца, а также большинства новорожденных звезд в наших окрестностях.
Ядерное слияние действует в точности наоборот: очень легкие и абсолютно стабильные ядра в начале Периодической таблицы сливаются (объединяются) в более тяжелые ядра, освобождая еще больше энергии, чем при делении ядер. Как и большинство звезд, Солнце осуществляет слияние самого легкого элемента, водорода, во второй по легкости, гелий. Атомная масса водорода равна одному, а атомная масса гелия равна четырем, и это означает, что нужно соединить четыре ядра водорода, чтобы получить одно ядро гелия. Как это происходит? Какой-то поезд с водородом попадает в ужасную аварию, и четыре водорода сталкиваются в одно время и в одном месте?
Не совсем. Это крайне неправдоподобно. Слияние ядер водорода происходит поэтапно следующим образом:
Этап 1) Два протона, также известные как ядра водорода, сталкиваются. Оказывается, что слияние двух протонов невозможно (их электростатическое отталкивание слишком сильное), но не стоит беспокоиться. Время от времени до того, как сталкивающиеся протоны разойдутся, ядерные силы 3 превращают один из протонов в нейтрон! Как я упоминал ранее (в предыдущем разделе), протоны и нейтроны имеют свои собственные квантовые состояния. А вот что я вам не сказал, так это то, что протон и нейтрон являются квантовыми состояниями, и, следовательно, могут менять личности! Без шуток 4. Таким образом, ядро, которое получается в результате столкновения, является парой протон-нейтрон. Это изотоп водорода, который можно было бы называть водород-2, но физики обычно называют его дейтерием. Символами, где p представляет протон, а n представляет нейтрон, реакция записывается так: p + p —> np + энергия + (другие частицы под названием нейтрино, которые нас здесь не интересуют; я расскажу о них позже).
Этап 2) Протон сталкивается с дейтерием. Он прилипает, что дает нам 2 протона + 1 нейтрон = гелий-3. Символами: np + p —> ppn + энергия.
Водород и гелий являются остатками Большого взрыва; 1% «грязи» происходит от самих звезд, и мы обсудим эту интересную частицу самообогащения позже. Термин «Большой взрыв» изначально был придуман с целью высмеивания британским астрономом Фредом Хойлом, который не очень-то верил в апокалиптические космические взрывы. Однако он был таким содержательным, что прижился и стал гордым именем целого ряда космологических теорий, основанных на той идее, что вся масса и энергия во Вселенной изначально появились в результате взрыва квантовой флуктуации в 1030 раз меньшей, чем протон. Недавно проведенные высокоточные измерения с использованием космических микроволн показывают, что Большой взрыв произошел 13,7 миллиардов лет назад. Наблюдаемое множество изотопов 2водорода и гелия в межзвездных облаках тщательно сравнили с расчетами того, какие изотопы должны были быть созданы в течение нескольких часов после Большого взрыва, и это соответствие очень впечатляет. По сути, это доказывает, что Большой взрыв не мог произвести никакие элементы в таком количестве, кроме водорода и гелия, а также является убедительным подтверждением самого Большого взрыва.
Большая часть первоначальных водорода и гелия, созданных Большим взрывом, давно коллапсировала и превратилась в звезды. Галактика Млечный путь, возможно, в настоящее время состоит на 10% из газа и на 90% – из звезд. Однако 10% галактики – это все равно большое количество газа, достаточное для создания около 30 миллиардов Солнц, так что мы не испытываем недостатка новорожденных звезд, за которыми можно наблюдать. (Смотрите Иллюстрацию 5, чтобы подробнее узнать о формирующих звезды облаках.) И как всегда при обсуждении звезд, в первую очередь возникает вопрос: как будут вести себя облака при сдавливании гравитацией?
Иллюстрация 5
В данном случае мы скорее находимся в ультра-разреженной области, а не в ультра-сжатой. Атомы в межзвездном облаке настолько далеки друг от друга, что они редко сталкиваются на начальных стадиях коллапса. Вы можете представить их как капли дождя, падающие в центр облака. Аналогично земным каплям дождя они набирают скорость во время падения. В итоге эта кинетическая энергия превращается в тепловую по мере того, как они начинают врезаться друг в друга внутри постоянно сжимающегося межзвездного облака. (Эффект нагревания довольно схож с тем, что происходит в поршне дизельного двигателя в течение цикла сжатия, если вам сколько-нибудь знакома автомобильная механика.) Около половины этого тепла излучается прочь во время сжатия облака; другая половина остается заключенной внутри протозвезды. В начале коллапса температура газового облака как правило очень низкая, лишь несколько градусов Кельвина (около -450 F°), и изначально его размер составляет несколько световых лет. К концу оно уменьшится до нескольких миллионов миль в радиусе – сокращение объема порядка 1018 раз – и температура его поверхности достигнет порядка 4 000 K°. Температура его ядра обычно превышает десять миллионов K°.
Таким образом, новорожденная звезда – это очень горячий светящийся объект, какими когда-то были планеты нашей Солнечной системы, потому что планеты по сути рождаются из той же коллапсирующей межзвездной материи, что и их материнские звезды. Важным различием между новорожденными звездами и планетами является следующее: планета просто остывает после формирования, а звезда такая большая, что растущая температура и давление в ее ядре вызывают ядерные реакции и она начинает производить энергию.
Источник энергии звезды
По определению, звезда – это объект, который «сжигает» водород посредством слияния ядер. Этот способ освобождения ядерной энергии отличается от того, что используют люди для подводных лодок, электричества и т.д. Мы используем ядерное деление. Используя деление, мы извлекаем выгоду из очень больших радиоактивных ядер в конце Периодической таблицы элементов, таких как уран или плутоний (элементы №92 и №94). Ядерное деление проиллюстрировано на Рисунке 2. Когда тяжелые ядра делятся (или разбиваются) на более легкие ядра, такие как барий или криптон, они буквально взрываются, отдавая огромное количество энергии. Освобождение ядерной энергии путем деления ядер в некоторой степени схоже с разбиением резервуара с взрывоопасными веществами.
Этап 3) Два гелия-3 сталкиваются. В получившемся ядерном шаре ядра гелия-3 самостоятельно трансформируются в один гелий-4 и два протона. Символами: ppn + ppn —> pnpn + p + p + энергия. Слияние протона с гелием-3 может показаться более вероятным третьим этапом, но тогда бы получилось ppn + p —> pppn, то есть литий-4, а не гелий-4. Литий-4 настолько нестабилен, что он почти расщепляется, до того, как будет создан, поэтому такие реакции не делают почти никакого вклада в энергию, вырабатываемую Солнцем.
Конечным результатом является то, что четыре водорода стали одним гелием. Этот трехэтапный процесс называется протон-протонным циклом, и он изображен выше. Это основной источник энергии большинства звезд.
Кому-то может стать любопытно, почему ConEd, военно-морские силы США и т.д. используют ядерное деление, а не ядерное слияние, учитывая, что: 1) при слиянии производится больше энергии, 2) при слиянии сжигается водород = H2O = вода для топлива, в то время как при делении используются редкие, дорогие радиоизотопы, 3) при слиянии ядер водорода производится гораздо меньше радиоактивных отходов, чем при делении, так как продукт этой реакции нерадиоактивен, и 4) слияние не может привести к радиационной аварии в отличие от деления.
Ответ прост и заключается в том, что слияние ядер невероятно сложно запустить. При делении, все, что требуется, это одно ядро, которое уже нестабильно (то есть радиоактивно), и затем можно его «разбить» ударом быстрого нейтрона, как показано на Рисунке 2. У нейтронов нет электрического заряда, поэтому ничто не мешает им приблизиться к любому атому. При слиянии, нужно взять ядра, легкие, стабильные и, что хуже всего, положительно заряженные, и уговорить их сойтись. Ядра посредством электростатики яростно отталкивают друг друга, и чем ближе они сходятся, тем яростней они отталкиваются. Так как у ядерных сил очень маленький радиус действия, они могут превзойти электростатическое отталкивание и запустить слияние, только когда ядра буквально находятся друг на друге. Следовательно, атомы газа, в котором происходит слияние, должны двигаться на невероятных скоростях, чтобы так сильно сблизиться, то есть температура и давление газа должны стать огромными, чтобы можно было надеяться на получение из него какой-то энергии.
Иллюстрация 6
В настоящее время единственным способом, которым мы можем запустить слияние ядер водорода, является использование ядерного деления: в так называемой «водородной» бомбе используется взрыв плутониевой бомбы, чтобы (в очень короткий промежуток времени) вызвать неконтролируемое слияние изотопов водорода дейтерия и трития. Мы не можем контролировать слияние, хотя за последние 40 лет было проведено множество исследований на эту тему. Солнце уходит от этих проблем и осуществляет слияние ядер водорода, используя свою огромную массу. Давление в его центре сжимает газ до плотности, в четырнадцать раз превышающей плотность свинца. Температура составляет 15 миллионов K°.
И все же какими бы экстремальными ни были эти величины, их все равно недостаточно для того, чтобы вызвать быстрое слияние ядер водорода. На самом деле, их едва хватает, чтобы вообще запустить слияние ядер водорода! Вы можете поинтересоваться, что я имею в виду под словом «едва», учитывая, как ярко светит Солнце, а я имею в виду вот что: Солнце сияет 4,5 миллиарда лет 5, но оно пока сожгло лишь 5% своего водородного топлива! Если бы вы никогда не водили свою машину, а просто открывали бы бензобак на одну секунду каждый день, чтобы выпустить пары, вы бы использовали свое топливо быстрее, чем это делает Солнце. Сложно добиться слияния ядер. Вот некоторые цифры, которые проиллюстрируют, что я имею в виду:
A) Свечение Солнца (полная мощность излучения) = 3,86 x 1023 киловатт. При нынешней мировой скорости потребления населению Земли понадобилось бы 792 000 лет, чтобы израсходовать энергию, производимую Солнцем за одну секунду. Астрономы называют эту величину Lo, или одна солнечная светимость.
B) Энергия, производимая посредством ядерного слияния одного килограмма (2 фунта 3 унции) водорода, равна 177 720 000 киловатт-часов (!!). Это достаточное количество электричества для содержания среднего американского дома в течение 3 000 лет.
C) Разделив солнечную светимость (A) на энергию, которую дает один килограмм водорода (B), получим количество килограммов водорода, которое нужно сжигать в секунду, чтобы подпитывать Солнце: 603 миллиарда. Чтобы добыть такое огромное количество, понадобилось бы раскапывать весь штат Иллинойс до глубины 1 000 футов каждый день. Приблизительно.
D) Масса Солнца равна 1,99 x 1030 килограмм = 332 900 масс Земли. Разделив это число на 603 миллиарда килограмм, как было рассчитано в пункте (C), получим часть Солнца, которая сжигается каждую секунду: 3 x 10-19. Это примерно равно соотношению одного пенни и валового мирового продукта за следующую 1 000 лет. Таким образом, мы видим, как Солнцу парадоксальным образом удается излучать так много энергии и при этом (почти) не сжигать топливо, относительно своего размера. Его огромная масса превращает даже микроскопические доли сжигаемого водорода в эквивалент миллионов водородных бомб, взрывающихся каждую секунду.
Таким образом, такие звезды как Солнце используют давление чрезвычайно горячих газов, чтобы сдерживать непреклонную гравитацию. И, что еще лучше и веселей (если вы астроном), источник тепла газов – природный ядерный реактор. Это означает, что звезды гораздо более жестоки и динамичны, чем планеты, и в следующем разделе мы обсудим этот вопрос подробнее.
1 – Световой год – это расстояние, которое свет проходит за один год. Многие люди думают, что световой год – единица времени, но это не так. Это единица расстояния. Скорость света равна 186 282 мили в секунду, так что световой год равен (186 282 мили в секунду) x (количество секунд в году) = 5,878 триллионов миль. Астрономы также используют световые минуты (расстояние, которое свет проходит за минуту), световые часы и т.д. Таким образом, расстояние между Землей и Солнцем составляет 93 миллиона миль или 8,3 световой минуты, как вам больше нравится.
2 – Изотопы – это ядра с одинаковым числом протонов (они являются одним и тем же элементом), но с разным числом нейтронов. Изотопы обозначаются номером, который пишется рядом с названием элемента: углерод-14, где 14 означает, что число протонов плюс число нейтронов равно 14. Водород является исключением: водород-2 называют дейтерием, а водород-3 – тритием.
3 – Существует две ядерные силы, которые образно называют «сильной» и «слабой», потому что сильная примерно в миллиард раз сильнее, чем вторая. В отличие от гравитации или электромагнетизма, радиусы действия ядерных сил четко ограничены ядерными расстояниями, но в пределах ядра сильная сила гораздо сильнее любой другой. Сильная сила отвечает за большую мощность ядерных реакций; слабая сила менее заметна и отвечает за некоторые типы радиоактивного распада.
4 – Кварки – это субъядерные частицы, которые формируют, помимо прочего, протон и нейтрон. Кварки с радостью обмениваются личностями, как актеры меняют костюмы, и делают это в мгновение ока, если имеется достаточно энергии. Наглядный пример – протон, который является единственной комбинацией кварков, которая стабильна в качестве свободной частицы, по той простой причине, что это самая легкая (наименее энергетическая) комбинация кварков из возможных. Так как кварки не могут создавать другие комбинации без приложения энергии, протон не может изменяться, если не участвует в жестком столкновении. Однако, как только слияние запущено, кварки могут изменяться, и, следовательно, протон может внезапно стать нейтроном.
5 – Если вам интересно, откуда взялось это число, оно взялось из астрофизической теории, возраста Земли, определенного на основании геофизических соображений, и, самое точное из всего, из радиоизотопного датирования старейших из известных метеоритов.
