«В итоге» – очень важная оговорка. Если материал, из которого сформировались Солнце и Солнечная система, создан именно таким образом, это значит, что хотя бы одно поколение звезд уже завершило свой жизненный цикл и рассыпало по космосу необходимые строительные материалы. Если Солнцу около 4,5 млрд лет, то Вселенной должно быть по меньшей мере на несколько миллиардов больше. К середине 1950-х годов измерения возраста звезд вынудили космологов изменить свои представления о том, сколько лет Вселенной. По сути, звезды давали им намного более жесткие указания на временные рамки своего существования, чем приведенное грубое предположение.
Глава 4
13,2
Возраст звезд
Есть два основных подхода к измерению возраста звезд. Один базируется на понимании того, как звезды изменяются с течением времени, на астрономическом языке это называется эволюцией[105]. Другой применяет к звездам радиометрический анализ, который изобрели Болтвуд и Холмс и который изначально применялся к земным минералам. Оба подхода основаны на идеях, возникших в начале XX века; сначала более плодотворным казался первый, поэтому мы начнем рассказ с него. Два астронома независимо друг от друга открыли способ соотнесения в единой простой системе температуры (или цвета, как мы уже видели, они находятся в прямой зависимости) и светимости звезд. Оказалось, что эта система – один из полезнейших инструментов для астрономии.
Герцшпрунг, Расселл и диаграмма
Первым из этих двух астрономов был датчанин Эйнар Герцшпрунг[106], инженер-химик по образованию и увлеченный астроном. Он работал (бесплатно) в обсерватории Копенгагенского университета с 1902 года и заслужил такую репутацию, что в 1909 году ему предложили должность в Геттингенской обсерватории в Германии. Вторым стал американец, сотрудник Принстонского университета, Генри Расселл, именно он «прославился» попыткой разубедить Сесилию Пейн в реальности ее открытия состава Солнца. В 1905 и 1907 годах Герцшпрунг опубликовал статьи с описанием открытой им взаимосвязи между яркостью и цветом звезд, но в фотожурнале. Астрономы не читали фотожурналы и не заметили его прорыва. Расселл сделал то же открытие немногим позже, но проработал идею подробнее и в 1913 году рассказал о ней в научном журнале. В дальнейшем вклад Герцшпрунга был обнаружен и признан, так что в этом случае (в отличие от B²FH) его имя стоит первым и по алфавиту, и по праву, несмотря на его тогдашний «любительский» статус.
На современном виде диаграммы Герцшпрунга – Расселла (или просто Г – Р[107]) цвета (или температуры, определенные по закону Планка, связанному с черным телом) звезд расположены по оси x с понижением температуры слева направо. На этой оси также показан спектральный класс звезд[108] – эта характеристика относится к спектроскопическому анализу, но действует и для черных тел. По оси y отображена яркость звезд, увеличивающаяся снизу вверх. Здесь имеется в виду не та яркость, которая видна с земли, а абсолютная звездная величина, определяемая по яркости с расстояния в 10 парсек (примерно 32,5 световых года). Разумеется, мы можем выяснить абсолютную звездную величину, только если знаем яркость звезды в небе и ее удаленность от нас, поэтому соотношения диаграммы Г – Р не стали очевидными до тех пор, пока астрономы не научились вычислять расстояния до звезд. Как они это делают, разъясняется в главе 5.
Итак, в левом верхнем углу диаграммы Г – Р расположены самые яркие и горячие звезды, в левом нижнем – горячие, но тусклые, в правом нижнем – холодные и тусклые, а в правом верхнем – холодные, но яркие. Когда астрономы разместили на одной такой диаграмме много звезд, их поразило, что большинство из них лежат единой полосой между правым нижним (холодные и тусклые) и левым верхним (горячие и яркие) углами. Это так называемая главная последовательность, и Солнце, типичный ее представитель, располагается примерно посередине. Сегодня мы знаем, что положение звезды на главной последовательности зависит от ее массы (открыто Эддингтоном в 1920-х годах) и что внутри всех этих звезд горит водород, превращающийся в гелий (это выяснили намного позже). Поскольку массивные звезды в попытке сохранить стабильность сжигают топливо быстрее, они ярче маленьких. Следовательно, чем выше звезда на диаграмме, тем она тяжелее.
Конечно, во втором десятилетии XX века это еще не было очевидно. Для выяснения того, как эволюционируют звезды, потребовалось провести большие сложные исследования, и за следующие полвека наука несколько раз заходила в тупик; здесь не имеет смысла рассказывать обо всех этих перипетиях. Для измерения возраста звезд важно, что примерно к середине 1960-х годов выстроилась цельная картина и приблизительно в то же время Вагонер, Фаулер и Хойл сумели описать, как при Большом взрыве смогли образоваться легкие элементы.
Прах к праху
В нашей Галактике 90 % всех ярких звезд находятся на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Расселла. Однако существуют яркие и холодные звезды, и это значит, что они должны быть намного больше Солнца: ведь чем меньше тепла излучает поверхность звезды, тем больше должна быть эта поверхность для обеспечения такой яркости. Из-за цвета и размера эти светила называют красными гигантами. Они расположены в правом верхнем углу диаграммы, над главной последовательностью. Еще есть звезды горячие, но тусклые, что означает, что они намного меньше Солнца: их поверхность излучает много тепла, но ее площадь слишком мала, чтобы обеспечить большую яркость. Такие звезды из-за их цвета и размера именуются белыми карликами, они находятся в нижнем левом углу диаграммы Г – Р, под главной последовательностью.
Изучив множество звезд на разных стадиях их жизненного цикла и объединив эти данные с компьютерными симуляциями (моделями) происходящего у них внутри, созданными на базе известных законов физики, астрофизики смогли понять, как по мере старения звезды меняется ее положение на диаграмме Г – Р. Они называют это эволюционным путем. Это все равно что изучать множество деревьев, находящихся на разных стадиях жизненного цикла, чтобы разобраться в жизненном цикле одного дерева.
Эволюционный путь звезды чаще всего начинается с момента, когда находящееся в космосе облако газа и пыли, содержащее «прах» предыдущих поколений звезд в виде некоторого количества «металлов», сжимается под собственным весом и разогревается изнутри (с помощью процесса, описанного Кельвином и Гельмгольцем) достаточно, чтобы начать светиться и запустить горение водорода. Среди факторов, стимулирующих это сжатие, можно назвать магнитные поля, вспышку сверхновой с распространением ударной волны по межзвездным облакам, а также турбулентность внутри них. Независимо от конкретных причин, важно, что такие сжатия иногда происходят. «Иногда» – это даже преувеличение: по оценкам астрономов, в среднем во всей Галактике Млечный Путь образуется одна-две (редко больше) новые звезды в год. После того как светило сформировалось, оно занимает место в главной последовательности в зависимости от своей массы. Более массивные находятся выше в этом ряду, более легкие – ниже. Период пребывания звезды в главной последовательности тоже определяется исключительно ее массой: более тяжелые интенсивнее сжигают топливо для поддержания своей жизнедеятельности, поэтому быстрее истощаются. Массы звезд в главной последовательности варьируются примерно от одной десятой массы Солнца до 50 масс Солнца. Большая часть звезд легче него.
Как я уже упоминал, звезда с массой, подобной солнечной, может оставаться в главной последовательности, поддерживая себя горением водорода с образованием гелия, примерно в течение 10 млрд лет. Звезда с половиной массы Солнца будет иметь яркость в 40 раз меньшую, поверхностную температуру на уровне 4000 К и сумеет продержаться 200 млрд лет. Звезда втрое тяжелее Солнца будет ярче него впятеро, иметь температуру поверхности 7000 К, но останется в главной последовательности всего 3 млрд лет. А звезда с двадцатью пятью массами Солнца окажется в 80 тысяч раз ярче нашего светила, будет сиять с температурой поверхности 35 000 К и сожжет весь свой запас водорода всего за 3 млн лет. Это открывает путь к измерению возраста некоторых звезд. Однако давайте сначала рассмотрим, что происходит со звездами после того, как горение водорода заканчивается и они вынуждены покинуть главную последовательность.
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]. Попутно большая часть внешних слоев звезды отторгается в космос.
