Колин Стюарт - Вселенная на ладони [litres]

В ясную ночь вдали от городских огней вас обычно ослепляет свет трех тысяч звезд. Большинство из них существуют поодиночке, но можно заметить и группы, объединяющие несколько или множество звезд. Пройдитесь биноклем по всему небосклону, и вы увидите еще больше таких звездных скоплений, особенно тех, что расположены в поясе Млечного Пути.

Астрономы подразделяют их на рассеянные скопления и шаровые скопления. Рассеянные скопления представляют собой группы звезд, расположенных друг к другу не столь близко и не образующих строгую геометрическую форму, в то время как шаровые скопления выглядят как сгусток шарообразной формы. Однако самые большие различия между ними заключаются в возрасте их членов. Участниками рассеянных скоплений являются, как правило, очень молодые звезды, тогда как звезды в шаровых скоплениях – древние.

Возьмем самое знаменитое скопление – Плеяды в созвездии Тельца (известное как «Семь сестер»). Возраст его звезд составляет всего 100 миллионов лет. Сравните это со звездами в М13 (шаровое скопление в созвездии Геркулеса), возраст которых составляет более 11 миллиардов лет. Если возраст Вселенной заменить средней продолжительностью жизни человека, то окажется, что звезды М13 приближаются к пенсионному возрасту, тогда как Плеяды все еще ходят в памперсах.

Более молодые звезды образовались в то время, когда доступный набор ингредиентов был куда шире – поэтому они значительно более разнообразны по составу. Для оценки этого разнообразия астрономы используют особый показатель, который называется металличностью. В отличие от химиков, астрономы рассматривают любой элемент, за исключением водорода и гелия, как металл. Низкая металличность означает, что звезда старая и сохранилась в первозданном виде. Чем выше металличность, тем моложе звезда. Металличность Солнца составляет 0,02: то есть 2 % массы Солнца составляют другие элементы, не гелий, и не водород.

Естественно, такая методика основывается на понимании того, из чего звезда образована и из чего она состоит. Для установления этого показателя астрономы используют спектроскопию. Если взять свет от какой-нибудь звезды и пропустить его через специальный прибор, называемый спектрометром (который несколько напоминает призму), то в конце концов мы получим черные линии, такие же, что увидел Фраунгофер в спектре Солнца.

Это абсорбционные линии – утерянные цвета – вызваны различными элементами внутри звезды, которые поглощают указанные цвета в спектре света. Эти оттенки цветов никогда даже не пытались достичь Земли. Такие спектры света отчасти напоминают цветной штрихкод и выполняют примерно ту же работу – несут информацию о том, что имеется в недрах звезды и, следовательно, каков ее возраст.

Точно так же, как и люди, звезды рождаются, стареют и умирают. Звезды формируются из обширных, прекрасных газовых столбов, называемых молекулярными облаками, невероятно разреженных, практически не обладающих плотностью. Поместим небольшой кубик со стороной в один сантиметр в молекулярное облако, и тогда внутри него окажется примерно одна сотня молекул газа. Если мы поместим такой же кубик в сердцевину нашей звезды, то в него сразу же попадет 100 триллионов триллионов частиц.

Итак, каким же образом можно получить из чего-то, настолько разреженного и слабо скомпонованного, как молекулярное облако, нечто достаточно компактное и плотное, чтобы оно было способно осуществлять процессы слияния водорода с образованием гелия (отличительный признак звезды)? Все в этом вопросе указывает на гравитацию, как на решающий фактор. Британский астроном Джеймс Джинс (1877–1946) вычислил, какой может быть максимальная масса молекулярного облака, прежде чем за дело берется гравитация и начинается его сжатие. Астрономы называют этот показатель «массой Джинса». Она также зависит от температуры и плотности облака.

Процесс сжатия облака может быть запущен внешними событиями. Возможно также, что происходит слияние двух молекулярных облаков, так что их общая масса взлетает до уровня, превышающего массу Джинса. Также есть вероятность, что происходит взрыв близлежащей звезды, посылающий через молекулярное облако мощные ударные волны, благодаря которым начинается объединение газовых молекул, пока в дело не вступает гравитация и не делает все остальное.

По мере своего сжатия молекулярное облако разбивается на небольшие сегменты. Эти сжимающиеся сегменты, называемые протозвездами, начинают вращаться вокруг своей оси все быстрее и быстрее, как это делает вращающийся фигурист, обхвативший себя руками. Температура и давление продолжают нарастать, пока не будет достигнут уровень, достаточный для того, чтобы внутри вращающейся газовой сферы начался процесс слияния водорода с превращением его в гелий: звезда родилась. Весь процесс занимает десятки миллионов лет.

Астрономы могут наблюдать за процессами образования звезд, происходящих в областях, подобных туманности Ориона – фабрики по производству ярких звезд, видимой невооруженным глазом как неясное пятно, располагающееся под тремя звездами в поясе Ориона. Это ближайшие к Земле звездные ясли. Вокруг некоторых из этих зарождающихся звезд наблюдались также и темные, плотные диски из обломков пород. Эти диски получили название протопланетных дисков (или проплидов), и ученые предполагают, что в результате силы гравитации в дальнейшем они превратятся в планетезималы, а впоследствии и в планеты.

По мере старения звезда использует все больше и больше водорода, до тех пор пока скорость его слияния не начнет падать. А это значит, что энергии будет производиться недостаточно для того, чтобы ядро могло сопротивляться силам гравитации. Ядро сжимается, температура поднимается, а скорость слияния водорода возрастает. В силу таких процессов Солнце стало светить примерно на 30 % ярче с момента своего образования 4,6 миллиарда лет назад. Оно будет продолжать становиться все ярче и горячее, пока через миллиарды лет температура Земли не поднимется значительно выше 100 градусов по Цельсию. Наша планета превратится в выжженную и абсолютно безжизненную скалистую местность, а океаны полностью испарятся. Солнце – источник жизни на Земле – в итоге превратится в ее губителя.

По прошествии пяти миллиардов лет процесс слияния водорода в ядре полностью прекратится и Солнце сожмется, а температура взлетит с 15 миллионов градусов до приблизительно 100 миллионов градусов. В оболочке, окружающей сверхгорячее ядро, слияние водорода возобновится. Это соответствует моменту, с которого Солнце начинает удаляться от главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Расселла – кривой эволюции звезд.