Фред Адамс - Пять возрастов Вселенной

Если связать все вышеописанные явления воедино, становится ясно, почему звезды, для того чтобы сжигать водород, должны иметь массу, превышающую некоторый определенный минимум. Как только уменьшается масса звезды, увеличивается плотность ее внутренних областей. Однако, если эта плотность достигает слишком большого значения, давление вырожденного газа доминирует над обычным тепловым давлением и поддерживает звезды до того момента, когда температура достигает требуемых десяти миллионов градусов. Таким образом, возникновение давления вырожденного газа создает максимальную температуру центра, которой способна достичь звезда данной массы. Максимальная температура центра достаточно маленьких звезд не достигает десяти миллионов градусов — значения, при котором происходит горение водорода. Если объект, стремящийся стать звездой, имеет слишком низкую массу, он не может сжигать водород, а потому никогда не станет настоящей звездой.

Самые маленькие звезды, способные поддерживать реакции ядерного синтеза, имеют массу порядка восьми процентов от массы Солнца. Звездные объекты, масса которых не дотягивает до этого минимума, являются коричневыми карликами. Радиальный размер коричневого карлика приблизительно сравним с размером обычной маленькой звезды — одной десятой размера Солнца или примерно десятью размерами Земли. Заключительной важной характеристикой коричневых карликов является их химический состав. В силу того что они фактически ничего не делают, эти полузвездные лодыри практически полностью сохраняют то изобилие элементов, с которым рождаются. Следовательно, они состоят, главным образом, из водорода.

В последние несколько лет астрономы обнаруживали все новых и новых коричневых карликов, и, действительно, ученые полагают, что их во Вселенной достаточно много. Галактика размером с Млечный Путь, вероятно, содержит миллиарды коричневых карликов. И хотя пока что коричневые карлики не оказали на космос большого влияния, эти неудавшиеся звезды еще покажут себя, когда Вселенная станет старше. В эпоху распада именно в коричневых карликах будет содержаться большая часть несгоревшего водорода, который к тому моменту останется во Вселенной.

Огромное количество звезд, включая наше собственное Солнце, в конце своей жизни превращаются в белых карликов. Несмотря на то, что тусклая звезда, масса которой равна всего восьми процентам солнечной, в сто раз легче горячей звезды с массой в восемь солнечных, испускающей свет, равный свету трех тысяч солнц, и той, и другой в конце их эволюции суждено превратиться в белых карликов. К моменту завершения эпохи звезд в нашей Галактике будет содержаться почти один триллион белых карликов и примерно столько же коричневых карликов. Белые карлики по отдельности имеют гораздо большую массу, поэтому в них будет содержаться наибольшая часть обычного барионного вещества Вселенной.

Среднее значение диапазона масс белых карликов несколько меньше массы Солнца. Самые маленькие звезды-прародители по мере своей эволюции и превращения в белых карликов теряют очень малую долю своей массы. Маленький красный карлик на заключительном этапе эволюции превращается в белый карлик почти такой же массы. Звезды типа Солнца, которым суждено раздуться в красных гигантов, теряют значительно большую долю исходной массы. Солнце породит белый карлик с массой, равной 0,6 солнечной. Более крупные звезды, превращаясь в белых карликов, напротив, теряют основную часть своей массы. Например, звезда с массой в восемь солнечных в конце своей жизни превратится в белого карлика с массой в 1,4 массы Солнца. Остальную массу унесет звездный ветер, когда звезда будет находиться в фазе красного гиганта. Это звездное вещество вернется в межзвездную среду, где будет использована повторно.

Те белые карлики, которых мы видим в небе сегодня, относятся к верхней половине диапазона возможных масс этих звезд. Из-за относительно юного возраста Вселенной и ее звездного содержимого пока что успели погибнуть только те звезды, масса которых превышает 0,8 массы Солнца. Более мелких звезд намного больше, и живут они гораздо дольше. Самые маленькие звезды (масса которых находится вблизи минимума, равного 0,08 массы Солнца) еще только начали свою эволюцию. Однако в далеком будущем даже эти звезды выгорят и превратятся в белых карликов. К началу эпохи распада самые распространенные белые карлики будут иметь относительно небольшие массы.

Белый карлик с типичной массой в 0,25 массы Солнца имеет радиус в 14000 километров, что примерно в два раза больше радиуса Земли. Как ни странно, более тяжелые белые карлики имеют меньший размер. Белый карлик, по массе равный Солнцу, имеет радиус всего 8700 километров. Вот каким странным свойством обладают белые карлики: более массивные объекты имеют меньший размер, что обусловливается тем, что они состоят из вырожденного вещества. Это странное свойство диаметрально противоположно свойствам обычного вещества. Если увеличить массу камня, то он становится больше и по размеру. Если увеличивается масса белого карлика, он сжимается!

Почему же белые карлики вообще видны? Если эти объекты являются конечным результатом звездной эволюции, имеющим место по завершении процессов термоядерного синтеза, то за счет чего светят эти звезды? В этих звездных остатках содержится огромный запас тепловой энергии, оставшийся от огненного периода их жизни. Это гигантское хранилище тепла излучает энергию в космос невероятно медленно. В результате белые карлики видны на небосводе. По мере своего старения звезды становятся более холодными и излучают все слабее, весьма напоминая затухающие угли костра. Белому карлику до полного остывания требуются миллиарды лет — время, сравнимое с возрастом современной Вселенной. Когда через триллионы лет от настоящего момента Вселенная вступит в эпоху распада, белые карлики достигнут холодной температуры жидкого азота. Дальнейшему охлаждению воспрепятствует необычный внутренний источник энергии, с которым мы познакомимся в этой главе несколько позже.

Любопытное свойство белых карликов иметь больший размер при меньшей массе порождает еще один вопрос. Что происходит при последовательном уменьшении массы вырожденного звездного остатка? Этот объект просто постепенно увеличивается? Нет. Существует некоторый предел. По мере уменьшения массы и увеличения размера звезды уменьшается плотность материала. Как только плотность опускается ниже некоторого критического уровня, вещество перестает быть вырожденным и более не ведет себя столь алогичным образом. Когда масса звезды слишком мала, чтобы быть вырожденной, она ведет себя подобно обычному веществу. Таким образом, любой звездоподобный объект, чтобы быть вырожденным, должен иметь некоторую минимальную массу. Эта масса составляет примерно одну тысячную массы Солнца, что приблизительно равно массе Юпитера. Легкие объекты, масса которых не превышает одной тысячной массы Солнца, не выказывают свойств вырожденного вещества. Они ведут себя как обычное вещество и называются планетами.