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

Радиометрический возраст и самые старые из известных звезд

Радиометрический возраст и самые старые из известных звезд

На звание самой старой известной звезды в Галактике претендуют несколько кандидатов – это связано с неточностями, неизбежными при столь сложных измерениях и их интерпретации в свете современных теорий звездной эволюции. Различные оценки, сделанные уже в нынешнем столетии, пересекаются друг с другом и составляют примерно 13–14 млрд лет. Это уже само по себе фундаментальное и чрезвычайно важное открытие, которое могло бы изумить и впечатлить предыдущие поколения астрономов. Тем не менее точно указать самую старую из ныне существующих звезд невозможно. Ниже я расскажу то, что известно о нескольких вероятных кандидатах и моей личной фаворитке (в свете современных данных). К тому времени, как вы прочтете это, могут обнаружиться другие кандидаты, но, надеюсь, описание всей этой дискуссии позволит вам самим судить о том, с какой уверенностью ученые выдвигают версии в данном отношении.

Первый кандидат – это относительно близкая к нам звезда HD 140283, как раз сейчас покидающая главную последовательность, чтобы превратиться в красного гиганта. Именно эта стадия ее эволюции напрямую зависит от возраста. Поскольку она находится рядом с нами (всего примерно в 60 парсеках, или 190 световых годах, согласно измерениям, сделанным «Хабблом» с помощью параллакса[116]), свет от этой звезды не подвергается эффекту покраснения; это облегчает задачу астрономов. Она достаточно близка, чтобы ее разглядеть в хороший бинокль – нужно только знать, в какой части созвездия Весов искать. Однако, подобно приближенным к нам белым карликам WD 0346 и J1102, звезда HD 140283 – лишь гость в нашем районе Галактики: это быстроногий гонец из гало, пересекающий небосвод с огромной скоростью – 0,13 угловой миллисекунды в час. Иначе говоря, «Хаббл» может зафиксировать ее перемещение на фотографиях, разнесенных во времени всего на несколько часов. Учитывая расстояние, можно подсчитать, что звезда преодолевает примерно 350 км в секунду (1 млн 260 тыс. км в час). HD 140283 была отмечена как обладающая удивительной скоростью еще в 1912 году и стала первой звездой, спектроскопия которой показала наличие меньшего количества тяжелых элементов, чем в Солнце; на астрономическом языке это называется «низкая металличность». Сначала это качество позволило узнать о значительном возрасте звезды, а затем помогло измерить его. Изучив орбиту, астрономы сделали вывод, что звезда, вероятно, образовалась в небольшой «карликовой» галактике, которая чересчур приблизилась к Млечному Пути и была разрушена его притяжением, причем ее звезды втянулись в нашу Галактику и приобрели вытянутые орбиты, то проникающие в глубь диска, то выходящие далеко в гало.

«Металлы» составляют примерно 1,6 % массы Солнца. Астрономы измеряют металличность звезд, сравнивая с помощью спектра пропорции водорода и тяжелых элементов, таких как железо. Металличность Солнца принята за точку отсчета, и эта характеристика других звезд измеряется в единицах, каждая из которых равна степени десяти: если в звезде в 10 раз больше железа (относительно водорода), чем в Солнце, то показатель ее металличности равен 1, если в 100 – то 2 и так далее. Если металличность звезды ниже солнечной, те же коэффициенты применимы и в обратную сторону: –1 означает в 10 раз меньшее содержание металлов, чем в Солнце, – 2 – стократно ниже и так далее. Металличность HD 140283 меньше солнечной в 250 раз.

Астрономы способны измерить как металличность звезды, подобной HD 140283, относительно Солнца, так и пропорции различных тяжелых элементов в ней. Их наличие зависит от возраста звезды, которым определяется количество каждого элемента, созданного в процессе ядерного синтеза. Надежным указателем возраста становится, в частности, соотношение кислорода и железа. В HD 140283 коэффициент кислорода равен –1,5, а железа – 2,3. С помощью этих и других данных в 2013 году коллектив ученых во главе с Говардом Бондом, работавшим тогда в государственном университете штата Пенсильвания, оценил возраст звезды в 14,5 млрд лет. Газеты запестрели заголовками, в которых ее назвали самой старой, но на этом история не закончилась. Оценку можно считать сомнительной, поскольку наблюдения за звездой представляют сложность и принципы расчета не вполне точны. Так, если мы увеличим показатель для кислорода на 0,15, то останемся в пределах погрешности измерений, однако возраст звезды снизится до 13,3 млрд лет. Эффект покраснения тоже может сократить предполагаемый период ее жизни. Таким образом, наиболее точно в настоящее время возраст HD 140283 можно оценить как 14,5 плюс-минус 0,8, то есть от 13,7 до 15,3 млрд лет. Это вытесняет с пьедестала звезду CS 22892-052, ранее известную как старейшую. Впрочем, о ней стоит упомянуть отдельно, чтобы продемонстрировать, насколько серьезные изменения в нашем понимании свойств звезд произошли за последние десятилетия. Мне импонирует простота метода оценки возраста звезд, примененного к CS 22892-052, и его связь с самыми первыми попытками напрямую оценить возраст Земли. Я расскажу о нем ниже.

В 1996 году, когда я писал книгу The Birth of Time («Рождение времени»), как раз завершились сложные и весьма точные спектроскопические исследования этой звезды, включая измерение наличия в ней множества элементов, в частности тория и европия, которые позволили оценить ее возраст в 15,2 плюс-минус 3,7 млрд лет. К 2003 году дополнительное изучение той же звезды, объединившее наблюдения с Земли и «Хаббла», уточнило оценку возраста тория и европия до 12,8 плюс-минус 3 млрд лет, а нескольких разных элементов – до 12–13,5 млрд лет. Это похоже на нижнюю границу оценок для HD 140283, а датировка других звезд по торию и европию в начале нынешнего столетия дала аналогичные результаты. Но как же это работает?

Граф де Бюффон и Исаак Ньютон могли бы с легкостью понять принципы оценки возраста белых карликов, а Бертрам Болтвуд и Артур Холмс не испытали бы сложностей с последним методом, который я опишу в приложении к определению возраста звезд. Это простая радиометрическая датировка, примененная не к геофизическим, а к астрофизическим объектам. Метод, работающий с белыми карликами, может использоваться только в отношении звезд, начавших свое существование с большей, чем у Солнца, массой и эволюционировавших быстрее, а радиометрическая датировка способна помочь и в случае со звездами, которые имели вначале массу меньше солнечной, развивались медленнее и, несмотря на свой огромный возраст, до сих пор находятся в стадии красных гигантов.

В главе 3 я вскользь упомянул, что элементы существуют в различных вариантах, называемых изотопами и имеющих разные массы (из-за неодинакового числа нейтронов в ядрах), но аналогичные химические характеристики (благодаря одинаковому числу протонов и, соответственно, электронов). Обычный водород и дейтерий (тяжелый водород) – разные изотопы водорода, а гелий встречается в виде гелия-3 и гелия-4: у первого в ядре два протона и один нейтрон, у второго два протона и два нейтрона. Все это важно для радиометрической датировки, поскольку у некоторых тяжелых элементов есть стабильные и нестабильные изотопы. Говоря о радиоактивном распаде элемента, мы подразумеваем распад конкретного изотопа.

Возраст Млечного Пути можно напрямую грубо определить с помощью радиометрической датировки, и она даст нам один очень важный результат. Имеющиеся вокруг нас сегодня пропорции различных изотопов могут рассказать о том, каковы они были у радиоактивных изотопов во времена формирования Солнечной системы, даже если эти изотопы уже давно распались: ведь в результате образовались другие, которые можно найти и проанализировать. Итак, мы приблизительно знаем, какое сочетание радиоактивных элементов присутствовало в облаках межзвездной пыли в период образования Солнечной системы, и можем применить эти оценки для расчета времени образования такой комбинации веществ. Самая простая из возможных догадок: все они сформировались одновременно при рождении Млечного Пути. Это явно неверно, поскольку мы знаем, что сверхновые взрываются и в наши дни. Исключение такого варианта очень полезно. Оно указывает нам минимально возможный возраст Млечного Пути – 8 млрд лет. Наша Галактика не может быть моложе, и, соответственно, не может быть моложе и вся Вселенная. Это важно иметь в виду, переходя ко второй части книги.

Несколько более продвинутая догадка: с момента образования Млечного Пути сверхновые взрывались с одинаковой частотой каждый год (или, скорее, тысячу лет, поскольку это происходит примерно раз или два в столетие) и таким образом обогащали космические облака новым радиоактивным материалом и другими веществами. Думая так, мы наверняка отодвинем нужную дату слишком далеко в прошлое, поскольку в прежние периоды, когда Млечный Путь был еще молод, взрывы сверхновых наверняка происходили чаще. Но таким образом можно получить оценку примерно в 13 плюс-минус 3 млрд лет, это вполне совпадает с диапазонами возрастов некоторых старых звезд. И тут наконец я могу перейти к моей любимой версии.

Последний прорыв, который я опишу, – это обнаружение спектроскопических особенностей урана-238 в звездном спектре. При предыдущих измерениях возраста звезд использовался торий-232: его период полураспада, 14,1 млрд лет, столь велик, что даже в тех масштабах, о которых идет речь, он не успел значительно распасться. Его период полураспада, в частности, втрое больше возраста Земли. Поэтому продукты распада тория почти невозможно обнаружить и проанализировать. Астрономы знали, что уран-238 с периодом полураспада «всего-навсего» в 4,5 млрд лет (это близко к возрасту Земли) и хорошо изученными, легко выявляемыми продуктами распада мог бы стать намного более качественным ориентиром, если бы удалось обнаружить его следы в спектре звезд. В начале 2001 года их ждала удача: группа астрономов, использовавшая телескоп Европейской южной обсерватории высоко в горах Чили, сообщила об обнаружении явных следов урана-238 в спектре звезды CS 31082-001. В этой звезде было в тысячу раз меньше железа, чем в Солнце (коэффициент равнялся –3), имелись торий и уран, то есть можно было оценить ее возраст сразу по двум радиоактивным веществам. Пропорции тория и урана позволяют сделать это достаточно точно, и возраст звезды оказался равен 12,5 плюс-минус 3 млрд лет. Вряд ли она самая старая из известных, тем не менее одна из старейших, исследованных с помощью этого метода, который я считаю наиболее надежным. Наконец, в 2008 году внимание оказалось приковано к звезде HE 1523–0901.

Это красный гигант, расположенный в гало, примерно в 7400 световых лет от Земли в сторону созвездия Весов. Его масса составляет около 80 % от массы Солнца, коэффициент металличности равен –2,95. Анна Фребель, работавшая в то время в Техасском университете (город Остин), и ее коллеги заявили, что с помощью спектроскопического анализа и Очень большого телескопа[117] Европейской южной обсерватории в свете этой звезды они обнаружили не только уран и торий, но и европий, осмий и иридий. Это позволило им получить целый набор пропорций: урана к торию, тория к иридию, тория к европию, тория к осмию. Чем больше подобных соотношений удается проанализировать, тем надежнее оценка возраста звезды. Сложив все данные, ученые пришли к значению в 13,2 плюс-минус 3 млрд лет. Это несколько больше, чем оценка для CS 31082-001, но провести границу сложно: незначительная разница между соотношениями урана к торию у CS 31082-001 и HE 1523–0901 позволяет предположить, что первая из звезд все-таки несколько старше, что к тому же укладывается в погрешности оценок. Впрочем, как пишут сами исследователи, «с учетом того, что наблюдаемые погрешности превышают [разницу возрастов], нынешний возраст этих двух звезд предполагает их образование примерно в одно и то же время. Это также подтверждается их почти идентичной металличностью».

Можно сделать общий вывод, что все эти возрасты, подсчитанные тремя разными способами: с помощью шаровых звездных скоплений, белых карликов или радиометрии, – согласуются друг с другом. Из этого можно вывести два следствия. Во-первых, астрофизика непротиворечива: астрономы движутся в нужном направлении. Во-вторых, самой старой звезде в нашей Галактике немногим более 13 млрд лет. Теперь посмотрим, как это соотносится с нашим пониманием Вселенной в целом.