Фред Адамс - Пять возрастов Вселенной

Видимая Вселенная представляет собой пределы того, что мы можем наблюдать в настоящее время, но она не включает в себя весь космос. И хотя области, лежащие за пределами видимой Вселенной, слишком далеки, чтобы повлиять на нас, они все же существуют и, вероятно, содержат аналогичные типы звезд и галактик. По мере старения Вселенной наш космологический горизонт расширяется и видимая Вселенная увеличивается. Таким образом, с течением времени нашему взгляду открываются все большие просторы космоса.

Современная Вселенная кишит звездами, и в Галактике постоянно образуются все новые и новые звезды. Но далеко не всем газовым сферам уготована участь звезды. Истинные звезды ограничиваются довольно узким диапазоном масс от одной десятой массы Солнца до приблизительно ста солнечных масс (где выражение солнечная масса обозначает массу нашего Солнца).

Чтобы поддерживать термоядерные реакции, которые происходят в недрах звезд, газообразные небесные тела должны содержать, по крайней мере, восемь процентов массы Солнца. Эпоха звезд изобилует неудавшимися звездами, которые обычно называют коричневыми карликами ; они слишком малы, чтобы генерировать ядерную энергию. Везде, где рождаются истинные звезды, также стремятся образоваться и коричневые карлики. Коллапс центра молекулярного облака, в результате которого они возникают, придает им тускло-красное сияние, и многие миллиарды лет они медленно остывают, в конечном итоге сливаясь с окружающей тьмой. Коричневые карлики эффективно хранят необработанное водородное топливо. Эта инвестиция принесет дивиденды, когда наступит эпоха распада. Тогда коричневые карлики превратятся в самые значительные хранилища водорода, вследствие чего непременно возрастет их цена.

На другом конце этого диапазона масс расположились звезды, масса которых более чем в сто раз превышает массу нашего Солнца, — они крайне неустойчивы. Как только образуется чрезвычайно массивная звезда, она неизбежно подвергается саморазрушению. Эта звезда либо генерирует так много энергии, что буквально разлетается на части, либо под действием собственного веса подвергается катастрофическому коллапсу и превращается в черную дыру.

Разрешенный диапазон масс звезд намного меньше потенциально возможного. Звезды живут в галактиках, имеющих массы порядка ста миллиардов (10 11) солнечных масс, причем звезды состоят из атомов водорода, массы которых равны примерно 10 -24или 10 -57масс Солнца. Таким образом, в принципе, галактики могли бы создавать объекты в диапазоне от 10 -57до 10 11масс Солнца, т. е. значения в диапазоне масс могли бы изменяться с коэффициентом 10 68! И все же звезды существуют только в диапазоне масс, значения в котором могут изменяться лишь с тысячным коэффициентом.

Столь скромному диапазону звездных масс можно противопоставить огромный диапазон масс земных форм жизни. Бактерия туберкулеза имеет размер около одного микрона, а следовательно, масса ее приблизительно равна 10 -12граммов. На другом конце спектра — голубые киты, имеющие массу около миллиарда граммов. Самые большие растения (например, непрерывная осиновая роща) и самый большой из известных грибов (подземный образец, растянувшийся на несколько миль на Верхнем полуострове штата Мичиган) могут достигать еще больших масс. Отдельные земные организмы простираются на более двадцати одного порядка по массе, т. е. в диапазоне, намного превышающем диапазон масс, отпущенный звездам.

На протяжении всей эволюционной фазы, связанной с горением водорода, массивные звезды светят намного ярче маленьких звезд. Звезда, масса которой в десять раз превышает солнечную (например, звезда Спика в созвездии Девы), в десять тысяч раз ярче Солнца, тогда как обычная малая звезда, масса которой равна всего лишь одной пятой массы Солнца (как, например, звезда Барнарда, почти красный карлик), тусклее более чем в сто раз. В силу того что массивные звезды светят настолько ярче и излучают больше энергии, чем их двойники с более низкой массой, именно они вносят основной вклад в общую мощность излучения галактики. В нашем ночном небе, к примеру, из пятидесяти самых ярких звезд все, кроме одной, имеют массу, превышающую массу Солнца.

Поскольку почти все звезды, которые можно увидеть невооруженным глазом, тяжелее Солнца, можно подумать, будто Солнце — достаточно маленькая звезда. Это предположение несмотря на всю свою разумность, попросту ошибочно. Из пятидесяти ближайших известных звезд Солнце занимает очень почетное четвертое место, и, вследствие этого, оно достаточно велико. Звезды с более низкой массой, главным образом красные карлики, масса которых не достигает даже половины массы нашего Солнца, численно преобладают в популяции звезд. Большая часть массы всей звездной популяции также содержится именно в этих звездах. Однако несмотря на свою вездесущность, более легкие соседи Солнца остаются практически незамеченными в небе. Их скудное излучение бледнеет по сравнению с редкими и более далекими массивными звездами.

Мы можем высказаться более точно в отношении масс звезд. Распределение, характеризующее процентное отношение звезд, которые рождаются в каждой части диапазона звездных масс, называется начальной функцией масс . Это распределение масс определяет мощность излучения галактик, их химическое содержание и, в конечном итоге, реестр звездных остатков, относящихся к концу эпохи звезд.

На протяжении всей своей молодости звезды ведут себя подобно пироманьякам, беспрестанно превращая водород в гелий в ходе реакций горения. Звезды с более низкой массой поглощают отведенное им водородное топливо крайне экономно и проживут очень долго. Массивные звезды, напротив, сгорают быстро и эффектно. В самом деле, красного карлика можно было бы сравнить с крайне бедным и скупым отшельником, который из года в год копит деньги и практически ничего не тратит. Наиболее массивные звезды, напротив, весьма напоминают богатых и расточительных наследников, которые самым бесстыжим образом за одни выходные проматывают состояние, исчисляемое многими миллионами долларов.

Рис. 8а

По мере того как раскрывается долгосрочное будущее звезд, фундаментальную роль начинают играть их базовые характеристики: масса, светимость и температура. Одним из наиболее практичных методов отображения хода звездной эволюции является диаграмма Герцшпрунга-Рессела — частная разновидность графа, которую в начале двадцатого века независимо друг от друга создали астрономы Генри Норрис Рессел и Эйнар Герцшпрунг. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела выражает связь между светимостью, или мощностью излучения, откладываемой по вертикали, и температурой звезды, откладываемой по горизонтали. По историческим причинам значения температуры по горизонтальной оси откладываются в обратном направлении, так что увеличение происходит справа налево.