Джон Гриббин - 13,8. В поисках истинного возраста Вселенной и теории всего

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] Одним из тех, кто пришел к пониманию эволюции красных гигантов, был ученый Джон Фолкнер – ученик Фреда Хойла, впоследствии мой научный руководитель в период работы над докторской. . Попутно б о льшая 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.

Как подсказывает нам их название, такие скопления – это плотно организованные шары из сотен тысяч или даже миллионов звезд. Нам известно, что шаровые скопления очень стары, поскольку в их звездах содержится очень немного тяжелых элементов (у них низкая металличность). Можно заключить, что они сформировались вскоре после Большого взрыва, но это не самые первые из появившихся звезд, поскольку в них все же есть некоторое количество «металлов». Вероятно, скопления образовались из остатков звезд первого поколения, то есть их возраст несколько меньше возраста Вселенной, определяемого как время, прошедшее с момента Большого взрыва. Шаровые скопления, в частности, распределены по гало [110] Невидимый компонент галактики, основная часть ее сферической подсистемы. Прим. ред. , которое окружает нашу Галактику – Млечный Путь, – имеющую форму диска. Такое расположение дополнительно подчеркивает значительный возраст шаровых скоплений: предполагается, что они образовались в облаке материи, из которой сформировалась наша Галактика, еще до того, как она приобрела современную форму. Поскольку шаровые звездные скопления расположены далеко от нас (дистанция измеряется в тысячах парсеков или десятках тысяч световых лет) и по сравнению с этим расстоянием их собственный размер относительно невелик (обычно 10 парсек или 32,5 световых года в диаметре), для нанесения на диаграмму Г – Р можно считать, что все звезды в пределах одного скопления одинаково удалены от нас. Внутри него на один кубический парсек пространства приходится тысяча звезд и даже более, а, например, в кубическом парсеке вокруг нашего Солнца нет ни одной другой звезды. Хотя в видимой Вселенной находится не очень много (менее 200) шаровых скоплений, их распределение в 1920-х годах дало ключ к осознанию природы Галактики и ее взаимодействия с другими галактиками, я расскажу об этом во второй части книги. Но сейчас нас интересует только возраст этих скоплений.

Ключевым моментом для оценки этого возраста является измерение их удаленности от нас. Только зная ее, мы сможем вычислить реальную яркость (абсолютную величину) содержащихся в скоплениях звезд и понять, при какой массе они отойдут от главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга – Расселла. Но для этого нужно уметь очень точно измерять расстояния. Если вы ошибетесь в б о льшую сторону, то переоцените яркость звезды, а это значительно повлияет на оценку возраста: погрешность в 10 % от истинного расстояния даст отклонение в почти 2 млрд лет! До недавних пор проделывать эти измерения было очень сложно и оценки возраста шаровых звездных скоплений оставались весьма ненадежными. Один из приемов предполагает анализ света от класса звезд, известных как переменные типа RR Лиры и находящихся как в шаровых скоплениях, так и намного ближе к нам. Яркость всех этих звезд циклично варьируется, это известно из исследований сравнительно близких к нам примеров, расстояние до которых удалось измерить другими способами. Если переменную звезду типа RR Лиры получается обнаружить в шаровом скоплении (и проанализировать периодичность ее яркости), расстояние до нее удается вывести из видимой яркости. Впрочем, этот прием не слишком точен.

Еще одна приблизительная технология предполагает нанесение скопления на диаграмму Г – Р и уточнение величин всех звезд (по сути, приближение и удаление всего скопления) до тех пор, пока их главная последовательность не совпадет со стандартной (выведенной для ближайших к нам звезд). Проблема здесь в том, что стандартная диаграмма Г – Р базируется на звездах, содержащих больше металлов, чем светила в шаровых скоплениях, поэтому у этих скоплений главная последовательность другая, но никто не может точно сказать, до какой степени. Еще одна сложность всех этих методов состоит в наличии в космосе пыли, поглощающей часть света от удаленных объектов и затрудняющей оценку как яркости, так и цвета звезд, который так важен для определения их температуры (мы помним, что диаграмму Г – Р еще называют «цвет – звездная величина»). Аналогичным образом пыль в земной атмосфере изменяет солнечный свет на восходе и закате, окрашивая небо в красные оттенки; эффект космической пыли называют межзвездным покраснением.