Книга: 13,8. В поисках истинного возраста Вселенной и теории всего

Прах к праху

Прах к праху

В нашей Галактике 90 % всех ярких звезд находятся на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Расселла. Однако существуют яркие и холодные звезды, и это значит, что они должны быть намного больше Солнца: ведь чем меньше тепла излучает поверхность звезды, тем больше должна быть эта поверхность для обеспечения такой яркости. Из-за цвета и размера эти светила называют красными гигантами. Они расположены в правом верхнем углу диаграммы, над главной последовательностью. Еще есть звезды горячие, но тусклые, что означает, что они намного меньше Солнца: их поверхность излучает много тепла, но ее площадь слишком мала, чтобы обеспечить большую яркость. Такие звезды из-за их цвета и размера именуются белыми карликами, они находятся в нижнем левом углу диаграммы Г – Р, под главной последовательностью.

Изучив множество звезд на разных стадиях их жизненного цикла и объединив эти данные с компьютерными симуляциями (моделями) происходящего у них внутри, созданными на базе известных законов физики, астрофизики смогли понять, как по мере старения звезды меняется ее положение на диаграмме Г – Р. Они называют это эволюционным путем. Это все равно что изучать множество деревьев, находящихся на разных стадиях жизненного цикла, чтобы разобраться в жизненном цикле одного дерева.

Эволюционный путь звезды чаще всего начинается с момента, когда находящееся в космосе облако газа и пыли, содержащее «прах» предыдущих поколений звезд в виде некоторого количества «металлов», сжимается под собственным весом и разогревается изнутри (с помощью процесса, описанного Кельвином и Гельмгольцем) достаточно, чтобы начать светиться и запустить горение водорода. Среди факторов, стимулирующих это сжатие, можно назвать магнитные поля, вспышку сверхновой с распространением ударной волны по межзвездным облакам, а также турбулентность внутри них. Независимо от конкретных причин, важно, что такие сжатия иногда происходят. «Иногда» – это даже преувеличение: по оценкам астрономов, в среднем во всей Галактике Млечный Путь образуется одна-две (редко больше) новые звезды в год. После того как светило сформировалось, оно занимает место в главной последовательности в зависимости от своей массы. Более массивные находятся выше в этом ряду, более легкие – ниже. Период пребывания звезды в главной последовательности тоже определяется исключительно ее массой: более тяжелые интенсивнее сжигают топливо для поддержания своей жизнедеятельности, поэтому быстрее истощаются. Массы звезд в главной последовательности варьируются примерно от одной десятой массы Солнца до 50 масс Солнца. Большая часть звезд легче него.

Как я уже упоминал, звезда с массой, подобной солнечной, может оставаться в главной последовательности, поддерживая себя горением водорода с образованием гелия, примерно в течение 10 млрд лет. Звезда с половиной массы Солнца будет иметь яркость в 40 раз меньшую, поверхностную температуру на уровне 4000 К и сумеет продержаться 200 млрд лет. Звезда втрое тяжелее Солнца будет ярче него впятеро, иметь температуру поверхности 7000 К, но останется в главной последовательности всего 3 млрд лет. А звезда с двадцатью пятью массами Солнца окажется в 80 тысяч раз ярче нашего светила, будет сиять с температурой поверхности 35 000 К и сожжет весь свой запас водорода всего за 3 млн лет. Это открывает путь к измерению возраста некоторых звезд. Однако давайте сначала рассмотрим, что происходит со звездами после того, как горение водорода заканчивается и они вынуждены покинуть главную последовательность.

Первое, что при этом происходит, – начало сжатия и разогрева ядра, теперь состоящего преимущественно из гелия, по мере высвобождения энергии притяжения. Это запускает горение водорода в слое вокруг ядра. Дополнительное излучение из ядра и слоя с горящим водородом отталкивает внешние слои звезды и заставляет ее раздуваться, и часть материи в этот момент отторгается в космос. Поскольку звезда увеличивается, даже несмотря на излучение ею большего тепла, чем, например, способно излучить Солнце, на единицу ее поверхности приходится меньше излучения, чем у Солнца, то есть ее поверхность окажется холоднее поверхности звезд из главной последовательности. Таким образом, звезда уйдет из главной последовательности и сдвинется на диаграмме вверх и вправо. Она превратилась в красного гиганта. На каком-то этапе ядро раскалится настолько (примерно до 100 млн К), что начнется горение гелия. В звездах типа Солнца и любых других массой примерно до двух солнечных масс запуск горения гелия происходит неожиданно и называется вспышкой гелия, но в более массивных звездах этот процесс начинается спокойнее. В обоих случаях звезда переходит в состояние, подобное тому, в котором она находилась в главной последовательности, но теперь в ядре происходит горения гелия, а вокруг него – горение водорода[109]. Попутно большая часть внешних слоев звезды отторгается в космос.

Для звезд до четырех масс Солнца на этом все и заканчивается. Когда горение гелия подходит к концу, звезда сжимается до белого карлика: сначала очень горячий, но постепенно остывающий плотный уголек. Звезды тяжелее четырех масс Солнца могут проходить дальнейшие стадии ядерного горения, описанные в предыдущей главе, и выбрасывать в космическое пространство все больше материала (звездного пепла) либо с помощью относительно мягких процессов, либо, если они тяжелее примерно восьми масс Солнца, через мощные взрывы, как сверхновые звезды, разнося тяжелые элементы по всей галактике и оставляя после себя крохотные плотные нейтронные звезды. Все эти явления позволяют нам лучше понять происхождение элементов, составляющих наши собственные тела. Но для понимания возраста звезд важнее всего то, что момент выхода светила из главной последовательности зависит только от его массы. Это означает, что если бы мы взяли группу одновременно образовавшихся звезд и разместили их на диаграмме Г – Р, на ней остались бы незаполненные места. Верхняя часть оказалась бы пустой, потому что все звезды больше определенной массы уже использовали свой водород и вышли из главной последовательности. Точка их выхода – масса последних звезд, еще остававшихся в рамках этой последовательности, – указала бы нам возраст всей группы. К счастью, такие объединения существуют, они называются шаровыми звездными скоплениями. Но выяснить их возраст не так просто, как может показаться на первый взгляд.