Когда диаграмма Герцшпрунга – Расселла была опубликована впервые, мы не знали, почему звезды группируются именно таким образом. Может быть, звезда рождается с очень высокой светимостью и со временем угасает, пока не становится тусклой и холодной. Может быть, жизненный цикл звезды направлен вниз вдоль главной последовательности (звезда одновременно стареет и теряет светимость). Логичная версия, но, исходя из нее, возраст Солнца был оценен в триллион лет, что гораздо больше возраста Земли. На протяжении десятилетий для ответа на этот вопрос выдвигались те или иные обоснованные догадки, пока не удалось выяснить, что же происходит на самом деле. Первый шаг к ответу был сделан, когда ученые присмотрелись к различным небесным объектам (рис. 7.2 и 7.3).
На этих картинках показаны множества звезд, именуемые астрономами звездными скоплениями. В некоторых скоплениях сотни звезд, в других – сотни тысяч. Если в скоплении всего несколько сотен звезд (как в Плеядах, см. рис. 7.2), то оно называется рассеянным; если в скоплении сотни тысяч звезд, то оно обычно приобретает шарообразную форму, как М13 (см. рис. 7.3) и называется шаровым.
В шаровых скоплениях насчитываются сотни тысяч звезд, а в рассеянных – до тысячи. Когда рассматриваешь подобные объекты в небе, сразу понятно, скопление какого типа перед тобой. Споров нет, так как нет промежуточных вариантов: либо там небольшое количество звезд, либо целая куча. У всех звезд в конкретном скоплении один и тот же день рождения – они одновременно образовались из газового облака.
Рис. 7.2. Рассеянное звездное скопление Плеяды. Это молодое скопление (вероятно, ему менее 100 миллионов лет). Предоставлено Робертом Дж. Вандербеем
Рис. 7.3. Шаровое звездное скопление M13. Иллюстрация сделана по материалам статьи J. Richard Gott, Robert J. Vanderbei, Sizing Up the Universe, National Geographic, 2011
Плеяды – молодое звездное скопление. Оно напоминает детсадовскую группу. Там повсюду молодые яркие голубые звезды. Но на диаграмме Герцшпрунга – Расселла это скопление равномерно представлено во всей главной последовательности, и в нем нет красных гигантов. Голубые звезды в верхней части главной последовательности настолько яркие, что именно они задают тон всей последовательности, но красные звезды, расположенные на главной последовательности ниже, там также присутствуют. Плеяды выглядят именно так, как должно выглядеть звездное скопление вскоре после рождения. Плеяды демонстрируют, что некоторые звезды при рождении обладают высокой температурой и высокой светимостью, а другие звезды рождаются холодными и тусклыми – просто именно в таком виде они и рождаются, – поэтому скопление распределено по всей главной последовательности.
В шаровых звездных скоплениях, таких как M13, представлена главная последовательность без верхнего конца плюс несколько красных гигантов, не входящих в главную последовательность. Фотография M13 напоминает день встречи выпускников в честь пятидесятой годовщины окончания колледжа – все звезды там старые. Самые яркие звезды, выделяющиеся на фоне общей картины, – красные гиганты. В главной последовательности скопления M13 все еще есть сравнительно холодные и тусклые объекты, но куда девались яркие голубые? Сошли со сцены? Что произошло? Вероятно, вы догадываетесь: они просто «превратились» в красные гиганты. Верхняя часть главной последовательности отсеялась, и голубые звезды с максимальной светимостью стали красными гигантами.
Также встречаются «средневозрастные» скопления, где исчезла лишь часть главной последовательности и появилось всего несколько красных гигантов.
Определить массы звезд различных типов – хитрое дело. Мы измеряли доплеровское смещение спектральных линий в системах двойных звезд, вращающихся друг вокруг друга, и применяли ньютоновский закон тяготения. Такой опыт показал, что главная последовательность – это еще и последовательность масс, которая начинается с тяжелых ярких голубых звезд в верхней левой части и заканчивается легкими тусклыми красными звездами в правой нижней части. Легкие звезды рождаются сравнительно тусклыми и прохладными, а массивные при рождении обладают высокой светимостью и температурой.
Массивные голубые звезды из верхней части главной последовательности живут примерно по 10 миллионов лет. Это не так много. Примерно в середине главной последовательности находятся такие звезды, как Солнце. Они живут по 10 миллиардов лет, то есть в 1000 раз дольше. Продолжая путь по главной последовательности вниз и вправо, добираемся до тусклых красных звезд, живущих триллионы лет. Девяносто процентов звезд относится к главной последовательности. Почему? Оказывается, на протяжении 90 % своего жизненного цикла звезда обладает такой температурой и светимостью, при которых мы относим ее к главной последовательности. Приведу аналогию: я практически уверен, что каждый вечер вы идете в ванную и чистите зубы. Но если я буду фотографировать вас в течение дня, то вряд ли застану вас за этим делом, поскольку пусть вы и чистите зубы ежедневно, но тратите на это совсем немного времени. Выяснилось, что некоторые области диаграммы Герцшпрунга – Расселла малонаселены, так как звезды «проскакивают» эти зоны в процессе изменения светимости и температуры, но проскакивают очень быстро. Очень редко удается застать звезду за чисткой зубов.
Что происходит глубоко в недрах звезд? Мы уже знаем, что при повышении температуры частицы движутся все быстрее и быстрее. Мы также знаем, что 90 % атомных ядер во Вселенной – это водород, такова же и доля водорода в звездах. Возьмем газовый пузырь, на 90 % состоящий из водорода, – это еще не звезда. Сожмем его и сделаем звезду. Как легко догадаться, самая жаркая часть звезды будет в центре. Если сжать что угодно, оно разогревается. В недрах звезд достаточно жарко (мы в этом убедимся), чтобы там разгорались ядерные печи и температура не падала. На поверхности звезды температура гораздо меньше. В недрах звезд так жарко, что все электроны там оторваны от атомов, вместо атомов остаются голые ядра.
В ядре водорода один протон. Когда к нему приближается другой протон, две эти частицы отталкиваются. Протон имеет положительный заряд, а одинаковые заряды отталкиваются с силой 1/r2. Чем ближе они сходятся, тем сильнее отталкиваются. Но давайте еще повысим температуру. Чем выше температура, тем больше средняя кинетическая энергия и тем выше скорость протонов. Высокие скорости позволяют протонам подлетать все ближе друг к другу, прежде чем электростатические силы оттолкнут их. Оказывается, существует «волшебная» температура – около 10 миллионов кельвинов, – при которой протонам удается сближаться настолько, что в игру вступает совершенно новое короткодействующее сильное ядерное взаимодействие, притягивающее и связывающее друг с другом эти протоны; я упоминал об этом взаимодействии в главе 1. Такая ядерная сила притяжения еще 100 лет назад была неизвестна,
