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

Учитывая все эти сложности, неудивительно, что даже в середине 1990-х годов еще существовали большие сомнения относительно возраста шаровых звездных скоплений. С помощью описанных приемов и некоторых более точных методов астрономы в лучшем случае могли выяснить, что им примерно от 12 до 18 млрд лет, вероятнее всего, 15. Но затем все изменилось.

Этими изменениями мы обязаны орбитальной космической обсерватории Hipparcos, запущенной в 1989 году Европейским космическим агентством (ESA). В течение четырех лет этот аппарат смог с высокой точностью измерить расстояния до почти 120 тысяч звезд с помощью параллакса, к которому я еще вернусь в главе 5. Создатели Hipparcos описывали точность измерений как аналогичную той, с которой телескоп, установленный на вершине Эйфелевой башни, мог бы оценить размер мячика для гольфа, находящегося на крыше Эмпайр-стейт-билдинг. За четыре года наблюдений было накоплено более терабайта данных, регулярно отправлявшихся на Землю. Однако информация собиралась таким образом, что астрономы не могли определить расстояние до конкретной звезды, не дождавшись завершения всего проекта и не увидев все данные одновременно. Даже после этого обработка информации заняла почти столько же времени, сколько длилось наблюдение: результаты миссии Hipparcos были опубликованы лишь в 1997 году.

Обсерватории удалось напрямую измерить расстояние до множества различных видов звезд, включая переменные типа RR Лиры и обычные светила в главной последовательности. Это дало значительный толчок развитию целого ряда направлений астрономии и космологии, о некоторых я упомяну далее. Однако наиболее важным результатом проекта Hipparcos стало уточнение возраста шаровых звездных скоплений: было скорректировано наиболее вероятное значение и уменьшилась возможная погрешность. Оказалось, что скопления находятся от нас значительно дальше, чем предполагалось до 1997 года и что поэтому звезды в них ярче, чем было принято считать. Если звезды ярче, значит, они сжигают свой запас топлива более интенсивно и объяснить их современный вид можно, лишь уменьшив их вероятный возраст: молодая горячая звезда перерабатывает ядерное топливо быстрее, чем прохладная и тусклая. По итогам миссии Hipparcos наиболее вероятный возраст шаровых скоплений лежит в диапазоне примерно между 10 и 13 млрд лет, а еще точнее – 12 млрд лет. Совсем недавно Брайан Чабойер и Лоуренс Краусс [111] Астрономы из США. Прим. ред. , участвовавшие в проекте Hipparcos, обобщили все известные методы определения возраста шаровых скоплений и пришли к выводу, что наиболее старым из них в нашей Галактике, очень возможно, 12,6 млрд лет. К счастью, это отлично согласуется с возрастом очень старых звезд, подсчитанным совершенно иными способами [112] В декабре 2013 года ESA запустило следующий проект – Gaia. Планируется, что аппарат пробудет в космосе пять лет и сможет измерить параллаксы с точностью до 0,0001 угловой секунды (10 микросекунд), что соответствует 100 тысячам парсек или примерно 320 тысячам световых лет. Ожидается, что Gaia измерит параллакс более миллиарда звезд. .

Следующий метод подсчета понравился бы графу де Бюффону или даже Исааку Ньютону, знай они о жизненном цикле звезд. Он тесно связан с идеей подсчета возраста остывающего железа путем измерения его нынешней температуры. Железом в нашем случае будут белые карлики.

Белый карлик – это звезда в конце своей эволюции, когда все ядерное горение внутри нее завершилось. По сути, это раскаленный шар из углерода, не имеющий внутренних источников тепла. В нем ничего не происходит, он просто постепенно остывает навсегда. Возраст белого карлика можно высчитать, зная его изначальную температуру (она определяется с помощью моделей звездной эволюции и равна примерно 200–250 тыс. К), скорость остывания и нынешнюю температуру. Поскольку массы звезд на этом этапе находятся в достаточно узком диапазоне, вычисления не слишком сложны. Если масса больше восьми солнечных, звезда взрывается как сверхновая и оставляет после себя нейтронную, в которой содержится больше массы, чем в Солнце, при крохотных размерах (примерно с Джомолунгму), так что она не может стать белым карликом. Если звезда намного легче Солнца, она либо продолжит находиться в главной последовательности до нашего времени, либо же (как мы увидим) превратится в красного гиганта. Самые старые белые карлики из известных обладают остаточной массой примерно в 50–75 % от массы Солнца. Их внешний слой, включая все «металлы», унесло в космос. Единственное, что необходимо измерить, – их яркость (или светимость) и температуру: чем тусклее звезда, тем она старше.

Кажется, что понять процесс остывания такой звезды очень сложно, но структура белого карлика чрезвычайно проста и температура внутри нее почти одинакова по всей толще [113] Теория, лежащая в основе этого подхода, была разработана в начале 1950-х годов британским астрономом Леоном Местелом, с которым я впоследствии работал в одной лаборатории. . Процесс остывания тоже очень несложен за исключением двух небольших затруднений, которые тоже можно просчитать. В частности, в начале своего существования как белого карлика звезда может слегка сжаться, выделяя энергию притяжения в виде тепла, а позже внутренняя часть кристаллизуется, также выделяя немного тепла. После такого затвердевания скорость охлаждения звезды несколько повышается; все эти процессы хорошо известны физикам. В результате можно начертить теоретическую кривую охлаждения – график, сопоставляющий возраст белого карлика и температуру его поверхности, из которого, зная ее, можно вывести возраст звезды.

Существуют и другие детали, в которые я не стану углубляться, но один из главных результатов вычислений состоит в прогнозе относительного количества белых карликов на каждом уровне светимости. Реальное «распределение белых карликов по светимости», наблюдаемое для звезд в диске Млечного Пути, почти точно совпадает с этим прогнозом за исключением очень тусклых белых карликов. Их видно меньше, и очевидная причина этого заключается в том, что звезды Млечного Пути еще просто не дошли в своей эволюции до нужного возраста. Очень четкий «провал» в этом распределении указывает на то, что самые старые белые карлики на диске Млечного Пути остывают уже 9 млрд лет. Массы звезд, задействованных в этом исследовании, составляют около 0,8 массы Солнца, и расчеты их эволюции говорят о том, что звезды предыдущего поколения, из остатков которых они образовались, затратили на эволюцию около 300 млн лет. В итоге возраст диска Млечного Пути оказывается равным 9,3 млрд лет (плюс-минус примерно миллиард). Однако в нашей Галактике существуют и более старые белые карлики.