Когда астрофизики рассказывают об этом этапе жизни облака, то могут лишь мычать и размахивать руками. Теоретики и специалисты по компьютерному моделированию сталкиваются с задачей множественных переменных: прежде чем подступиться к изучению динамического поведения больших массивных облаков с учетом всех внутренних и внешних воздействий, им нужно вложить в свои суперкомпьютерные расчеты все известные физические и химические законы. Однако трудности на этом не заканчиваются: ученые, к своему вящему унижению, упираются в то обстоятельство, что первоначальное облако в миллиарды раз больше и в сотни секстильонов раз менее плотное, чем звезда, которую мы хотим создать, так что им приходится одновременно описывать и те процессы, которые играют роль на очень маленьких масштабах, и те, что играют роль на очень больших масштабах – непосильная ноша даже для самых мощных компьютеров современности.
* * *
Впрочем, в одном мы можем быть уверены: в самых темных и плотных глубинах межзвездного облака, где температура падает до 10 градусов выше абсолютного нуля, сгустки газа все-таки схлопываются безо всякого сопротивления – и их гравитационная энергия преобразуется в тепло. Температура в области, которой вскоре предстоит стать ядром новорожденной звезды, стремительно возрастает, отчего все крупицы пыли поблизости разрушаются. В конце концов схлопывающийся газ достигает температуры в 10 миллионов градусов. При этой волшебной температуре протоны (в сущности, голые атомы водорода) разгоняются до такой скорости, что преодолевают отталкивание и связываются под влиянием сильного притяжения, которое работает на близких расстояниях и в науке называется – «сильное взаимодействие». В результате термоядерного синтеза образуется гелий, чья масса меньше суммы масс его составных частей. Согласно знаменитой формуле Эйнштейна E = mc², где E – энергия, m – масса, а c – скорость света, недостающая масса при этом превращается в огромное количество энергии. Тепло распространяется во все стороны, газ начинает светиться, и энергия, которая раньше была массой, находит выход. И хотя область раскаленного газа по-прежнему заключена в большое облако, словно в материнскую утробу, тем не менее можно смело сообщить Млечному Пути, что у него родилась звезда.
Мы знаем, что звезды бывают самой разной массы – от всего-то одной десятой массы Солнца примерно до ста его масс. По причинам, которые пока что скрыты от нас завесой тайны, гигантское облако газа содержит множество прохладных участков, причем все они образуются примерно в одно и то же время – и в каждом из них зарождается по звезде. На каждую звезду с большой массой приходится тысяча звезд с низкой массой. Но в рождении звезд участвует лишь около 1 % всего газа из первоначального облака, и поэтому нам приходится решать классическую задачу – выяснять, как и почему хвост виляет собакой.
* * *
Найти нижнюю границу массы достаточно просто. Ниже примерно одной десятой массы Солнца у схлопывающегося газа не хватит гравитационной энергии, чтобы поднять температуру недр до требуемых 10 миллионов градусов. Звезда не родится. Вместо нее получится так называемый коричневый карлик. Поскольку собственного источника энергии у него нет, со временем он тускнеет, поскольку расходует ту скудную энергию, которую заполучил в результате коллапса. Внешние газовые слои коричневого карлика так холодны, что многие крупные молекулы, которые в атмосфере более горячих звезд обычно разрушаются, существуют в них вполне благополучно. Коричневый карлик с его жалкой светимостью очень трудно найти – для этого нужны примерно те же методы, что и для регистрации планет. Более того, набрать достаточно коричневых карликов, чтобы распределить их на дополнительные категории, удалось лишь в последние годы. Верхняя граница массы тоже определяется без труда. При массе выше приблизительно ста масс Солнца звезда начинает светиться так сильно, что мощное давление ее света на крупицы пыли внутри облака отталкивает прочь любую дополнительную массу, которая и хотела бы присоединиться к звезде, а пыль тянет с собой и газ. Возникает прочная и необратимая связь между звездным светом и пылью. Воздействие давления излучения оказывается таким мощным, что светимость всего нескольких массивных звезд способна развеять почти всю массу облака, в котором они зародились, рассеять темную завесу, оголив тем самым десятки, если не сотни, новеньких звезд, своих сестричек, и выставив их на обозрение всей галактике.
Великая Туманность Ориона, расположенная чуть ниже пояса Ориона, примерно на середине его меча, и представляет собой примерно такой звездный питомник. В этом облаке в одном гигантском скоплении зарождаются тысячи звезд. Четыре из нескольких тамошних массивных звезд составляют Трапецию Ориона и стремительно опустошают огромную дыру в самой середине облака, из которого они сформировались. В телескоп им. Хаббла отлично видно новые звезды, образующиеся в тех краях, причем каждая новорожденная запелената в формирующийся протопланетный диск из пыли и других молекул, притянутых из первоначального облака. А внутри каждого диска образуется солнечная система.
Довольно долго новорожденные звезды никого не беспокоят. Однако в конце концов длительные и стойкие гравитационные возмущения огромных облаков, проходящих мимо них, заставляют скопление распасться, и составляющие скопление звезды рассеиваются среди сонмища звезд в галактике. Звезды с низкой массой живут практически вечно – так рационально они расходуют свое топливо. Звезды средней массы – вроде нашего Солнца – рано или поздно превращаются в красных гигантов и на пути к гибели раздуваются в объеме чуть ли не в сто раз. Их внешние газовые слои так слабо связаны с самой звездой, что уплывают в пространство, обнажая продукты переработки ядерного топлива, которое питало звезду на протяжении ее жизни в десять миллиардов лет. Газ, возвращающийся в космическое пространство, захватывается проходящими мимо облаками – и впоследствии участвует в дальнейших раундах формирования звезд.
Хотя звезды с самой большой массой встречаются редко, у них на руках почти все эволюционные козыри. У них самая высокая светимость (в миллион раз ярче Солнца), а следовательно, и самая короткая жизнь (всего несколько миллионов лет). И, как мы вскоре убедимся, самые массивные звезды вырабатывают десятки тяжелых элементов, по порядку перерабатывая в своих недрах водород в гелий, углерод, азот, кислород и так далее, до самого железа. И смерть у них геройская и зрелищная – это взрывы сверхновых, в пожаре которых создаются все новые элементы, а их ослепительные вспышки затмевают на время целые галактики. Энергия взрыва рассеивает свежесозданные элементы по всей галактике, пробивает дыры в заволакивающем ее газе и обогащает близлежащие облака сырьем для создания собственной пыли. Волны от взрыва сверхновой распространяются по облакам со сверхзвуковой скоростью, сжимают газ и пыль и, вероятно, создают участки высокой плотности, которые и нужны, чтобы создавались звезды.
Как мы узнаем из следующей главы, главный дар сверхновой мирозданию – то, что она засевает облака газа тяжелыми элементами, из которых потом получаются планеты, одноклеточные организмы и люди, – и получается, что благодаря тому, что облака обогащаются химическими элементами от предыдущего поколения массивных звезд, рождается новая звезда.
Глава двадцать первая
Рожденные в недрах звезд
Далеко не все научные открытия совершают необщительные гении-одиночки. Не все научные открытия попадают в статьи под броскими заголовками или в бестселлеры. В некоторых работах участвует много народу, а сам процесс растягивается на десятилетия, требует сложных математических выкладок, да и популярно изложить его в прессе не так-то просто. Для широкой общественности подобные открытия проходят незамеченными.
Первое место в моем списке недооцененных открытий XX века занимает тот факт, что главный источник тяжелых химических элементов во Вселенной и главный фактор, определивший их относительные количества, – это сверхновые. Это неизвестное широкой общественности открытие явилось в форме объемистой научной статьи, опубликованной в 1957 году в журнале «Reviews of Modern Physics» под заголовком «Синтез химических элементов в звездах», а написали ее Маргарет Э. Бербидж, Джеффри Р. Бербидж, Уильям Фаулер и Фред Хойл (E. Margaret Burbidge, Geoffrey R. Burbidge, William Fowler, Fred Hoyle «The Synthesis of the Elements in Stars»). В этой статье они заложили теоретическую и математическую основу новой интерпретации умозаключений, накопленных другими учеными за предшествовавшие сорок лет по двум животрепещущим вопросам: каковы источники звездной энергии и как химические элементы превращаются друг в друга.
