Мы как-то незаметно углубились в сферы космической экзотики и покинули Вселенную на весьма любопытной стадии формирования макроскопических объектов — на рубеже космологических и космогонических проблем.
Что же происходит дальше? Как формируются крупные космические структуры — галактики и звезды? Почему в среде, состоящей из водорода, гелия, фотонов и нейтрино, возникают тяжелые элементы, сложные молекулы и, наконец, жизнь и мыслящие существа?
Когда мы говорили об однородности и изотропии ранней Вселенной, имелось в виду описание ее свойств в среднем, в масштабах существенно превышающих размеры возможных неоднородностей. Небольшие возмущения однородного фона Вселенной начинают развиваться очень рано, и именно эти возмущения впоследствии превращаются в гигантские обособленные скопления газа.
Многое в зарождении таких космических протоструктур пока непонятно и является предметом активных исследований. Но кое-что мы знаем.
Через миллион лет после Первовзрыва температура падает примерно до 3000 К, Вселенная становится прозрачной для фотонов и нейтрино[134]. Гравитационное излучение, если верить в его существование, выходит из игры гораздо раньше — вероятно, непосредственно вблизи Сингулярности. Массивные заряженные частицы — протоны и ядра гелия — нейтрализуются, связываясь с электронами в атомы, а у фотонов уже не хватает энергии на ионизацию. Вещество теперь становится слишком холодным, чтобы противодействовать силам тяготения, которые выступают на первый план не только в предельно больших, но и в относительно малых объемах. Гравитация, управляющая эволюцией Вселенной в целом, начинает проявлять себя более локальным образом, формируя относительно независимые острова обычного вещества, конденсация происходит во многих масштабах — ее последствия мы и наблюдаем в виде иерархии космических структур.
Очень большие протооблака фрагментируют на меньшие, и отсюда берут начало отдельные галактики. Протогалактическое водородно-гелиевое облако сжимается под действием сил тяготения, сохраняя первоначально почти сферическую форму. Одновременно оно распадается на отдельные сгущения, которые, в свою очередь, служат материалом для формирования шаровых звездных скоплений. Собственно в это же время начинается и процесс звездообразования — гравитация конденсирует материю в еще меньших масштабах отдельных протозвездных облаков.
Итак, часть газа в протогалактическом облаке конденсируется в зародыши шаровых скоплений, а другая часть продолжает сжиматься, все более сплющиваясь под действием вращения. Постепенно устанавливается своеобразное равновесие между тяготением и центробежными силами. Образующиеся на этом этапе зародыши будущих звезд и скоплений концентрируются ближе к экваториальной плоскости — это так называемая промежуточная составляющая галактики. Дальнейшая эволюция, по-видимому, существенно связана с магнитным полем — оно тормозит сжатие, и его силовые линии участвуют в формировании спиральных рукавов галактики. Конденсация свободного газа на этом этапе приводит к образованию галактического диска, точнее, так называемой плоской составляющей звездного населения.
В соответствии с этой картиной, звезды зарождаются как бы на трех стадиях. Самые старые должны находиться в шаровых скоплениях, располагающихся сферически симметрично вокруг центра галактики, а самые молодые — в плоской составляющей.
Несколько в стороне остается важнейший вопрос: что же происходит в центре галактики, как протекает там эволюция вещества? Очень вероятно, что в центре вещество концентрируется особым образом — не просто в плотные скопления звезд, а в какие-то сверхзвездные тела огромных масс и размеров. Эти тела могут, в свою очередь, довольно быстро коллапсировать в гигантские черные дыры. Существование таких центральногалактических супердыр — одна из распространенных гипотез, от ее проверки зависит очень многое. Во всяком случае, огромная излучательная активность галактических ядер и особенно квазаров неплохо объясняется эффективным механизмом захвата вещества супердырой. Другой вариант — очень высокая концентрация в центре Галактики более или менее обычных звезд и черных дыр, которые испытывают достаточно частые столкновения, иногда завершающиеся слиянием. Суммарно система концентрированного «звездного газа» может также обеспечить высокую светимость. Выбор между двумя вариантами затруднен из-за непрозрачности центральной области нашей Галактики. Только тщательный анализ всех участков спектра — в том числе гравитационного и нейтринного — позволит прояснить ситуацию.
Эволюция протозвездных облаков вдали от центра выглядит примерно так. Облако фрагментирует на группу газовых образований, каждое из которых можно рассматривать как протозвезду. Под действием тяготения вещество протозвезды сжимается, потенциальная энергия переходит в тепловую, и вещество постепенно разогревается. Видимо, на этой стадии вращающаяся протозвезда может выделить отдельные сгустки, которые вступают на путь более или менее обособленной эволюции, конденсируясь в планеты[135].
Масса газа, участвующего в дальнейшем сжатии самой протозвезды, весьма различна, но вряд ли она превосходит 100 или 1000 М€. Разогрев вещества приводит к появлению слабой собственной светимости — протозвезда напоминает теперь «красный гигант». Когда же температура в ее недрах достигает некоторого критического значения, открываются каналы термоядерных реакций, в которых водород синтезируется в более тяжелые элементы. Сжатие приостанавливается — давление газа теперь достаточно велико, чтобы противодействовать гравитации. Протозвезда превращается в настоящую звезду[136].
Длительность протозвездной фазы зависит от массы первичной конденсации и заключена в пределах от миллионов до сотен миллионов лет. Чем массивней протозвезда, тем быстрее она превращается в полноценную звезду.
Возникшая звезда попадает на главную последовательность диаграммы Герцшпрунга-Рессела и как бы путешествует вдоль нее. Длительность этого путешествия, то есть время жизни в собственно звездной фазе, существенно зависит от массы и начального химического состава. Самые массивные и яркие звезды могут очень быстро исчерпать запасы термоядерного горючего — за каких-то несколько миллионов лет. Маломассивные звезды (М ~ 0,5 ? 0,7 М€) со светимостью L ~ 0,1 ? 0,3L€ (спектральный класс К) могут пребывать на главной последовательности многие десятки миллиардов лет — дольше известных нам космологических сроков.
Когда водород в центральной области звезды выгорает, ее ядро, в котором накапливаются гелий и более тяжелые продукты термоядерного синтеза, начинает резко сжиматься — теперь уже практически нет давления, противодействующего гравитации. Плотность ядра значительно возрастает, а его поверхностный слой, где еще продолжаются термоядерные реакции, становится как бы печкой для подогрева газовой оболочки. Эта оболочка, разогреваясь, расширяется, и ее светимость заметно возрастает. Звезда становится красным гигантом и покидает главную последовательность.
В ядре звезды при температуре выше 100 млн. градусов создаются условия для синтеза углерода из трех ядер гелия. Вступление в углеродный цикл термояда приостанавливает сжатие, но всему приходит конец, в том числе и запасу гелия.
Если масса звезды не слишком велика (М (1,2. М€), ее дальнейшая судьба выглядит так. Прекращение термоядерного синтеза ведет к дальнейшему сжатию ядра, а оболочка, получившая мощный тепловой импульс, сбрасывается. Ее мы можем наблюдать в виде так называемой «планетарной туманности», светящейся за счет накачки мощным ультрафиолетовым излучением ядра. Оболочка будет расширяться и постепенно растворится в окружающем пространстве.
Ядро этой звезды сожмется чрезвычайно сильно — разрушатся атомы, ядра будут как бы вдавлены в электроны, откуда и возникнет огромная плотность, соответствующая упаковке «нуклона в электроне». Дальнейшее сжатие тормозится давлением электронного газа. Образуется белый карлик, который при массе порядка М€ имеет радиус всего около 1000 км[137]. Постепенно остывая, он превращается в холодное сверхплотное тело (черный карлик). Такую судьбу должно иметь и наше Солнце. Примерно через 8 млрд. лет оно раздуется до масштабов красного гиганта и, сбросив оболочку, станет белым карликом. Многие звезды старших поколений в промежуточной и сферической составляющих Галактики, образовавшиеся на 5-10 млрд. лет раньше Солнца, уже проделали
