История всего. 14 миллиардов лет космической эволюции. - Нил Деграсс Тайсон

энергия, полученная за счет термоядерного синтеза, расходится во все стороны, газ нагревается и начинает светиться. Затем у поверхности звезды та энергия, что ранее была заключена в отдельные ядра, вырывается в космос в форме фотонов, образованных газом в то время, как освобожденная при термоядерном синтезе энергия нагревала этот газ до температуры в несколько тысяч градусов. И несмотря на то что этот огромный участок раскаленного газа все еще находится внутри космической утробы огромного межзвездного облака, мы уже можем смело поздравлять счастливого родителя по имени Млечный Путь с рождением новой звезды.

Астрофизики знают, что диапазон масс звезд составляет от одной десятой доли массы Солнца до величин, превосходящих ее почти в сотню раз. По не совсем ясным причинам в типичном гигантском газовом облаке может образоваться множество холодных газовых карманов, которые зачастую коллапсируют примерно в одно и то же время, давая жизнь звездам от мала до велика. Однако перевес на стороне звезд поменьше: на каждую крупную звезду приходится около тысячи малых. Тот факт, что в общей сложности лишь несколько процентов всего газа исходного облака принимают участие в формировании звезды, предлагает нам классическую загадку: почему этот «небольшой хвост» виляет этой «большой собакой» из газа и пыли, а не наоборот? Вероятно, ответ лежит в излучении новорожденных звезд, которое не дает новым звездам сформироваться из тех газа и пыли, что не пошли на образование самой новорожденной звезды.

Нам нетрудно объяснить нижний предел массы, которой может обладать новорожденная звезда. Карманам коллапсирующего газа с массой, составляющей менее одной десятой массы Солнца, не хватает гравитационной мощи для того, чтобы раскалить свой центр до десяти миллионов градусов, необходимых для термоядерного синтеза водорода. Соответственно рождение звезды, способной на ядерный синтез, невозможно. Вместо этого появляется несостоявшаяся «почти звезда» — астрофизики называют такие объекты коричневыми карликами. Не имея своего собственного источника энергии, коричневый карлик понемногу потухает, излучая тот скромный свет, что образовался во время изначального коллапса. Газообразные внешние слои коричневого карлика настолько холодны, что многие крупные молекулы, которые обычно разрушаются вблизи более горячих звезд, прекрасно чувствуют себя и продолжают существовать около таких карликов. Из-за незначительной светимости их невероятно трудно обнаружить. Чтобы все же найти хотя бы несколько, астрофизикам приходится применять сложные методики наподобие тех, что используются иногда для обнаружения планет, и ориентироваться по едва различимому инфракрасному излучению объектов. Лишь в последние несколько лет астрофизикам удалось разыскать во Вселенной достаточное количество коричневых карликов для того, чтобы даже разделить их как класс на несколько отдельных категорий.

Мы с легкостью можем определить и максимально возможную массу формирующейся звезды. Если масса звезды превысит массу Солнца более чем в сотню раз, ее светимость сделает ее настолько яркой, что она будет похожа на огромный шарообразный факел энергии в форме инфракрасного и ультрафиолетового света, а любые газ или пыль, стремящиеся к ней под воздействием ее гравитации, будут отталкиваться обратно под давлением звездного света. Фотоны, излучаемые звездой, отталкивают частицы пыли, которые, в свою очередь, увлекают за собой и газ. Это давление излучения столь эффективно, что буквально несколько крупных звезд с высокой массой в одном темном облаке могут обладать достаточной суммарной светимостью для того, чтобы равномерно разогнать вокруг себя межзвездное вещество, выставляя напоказ перед Вселенной десятки, если не сотни новорожденных звезд — по сути, родственниц друг другу — во всей их красе.

Когда вы будете наблюдать туманность Ориона, расположенную прямо под тремя яркими звездами, образующими Пояс Ориона, обратите внимание примерно на середину бледного меча охотника: там вы увидите как раз такие звездные ясли. В этой туманности родились тысячи звезд, в то время как еще тысячи лишь ожидают своего часа. На этом месте со временем образуется огромный кластер, который будет становиться все ярче и заметнее по мере рассеивания «неиспользованных» пыли и газа этой туманности. Наиболее крупные из ее новых звезд, формирующие собой группу под названием Трапеция Ориона, в данный момент очень заняты проделыванием огромной ясной дыры в середине того облака, из которого образовались. Фотографии этого региона, сделанные телескопом Хаббла, говорят о сотнях новых звезд на одном только этом участке космоса. Каждая из новорожденных малышек бережно запеленута в еще только зарождающийся протопланетарный диск из пыли и других молекул, позаимствованных у первоначального облака. Внутри каждого из таких дисков постепенно формируется своя собственная система планет.

Через десять миллиардов лет после образования Млечного Пути новые звезды продолжают формироваться по всей нашей галактике. Хотя звездообразование в типичных огромных галактиках вроде нашей большей частью уже давно завершилось, нам повезло, что новые звезды все же еще не исчерпаны и будут рождаться еще многие миллиарды лет. Наше везение заключается в том, что мы можем наблюдать за их формированием и изучать самые молодые из них в поисках улик, которые расскажут нам полную историю о том, как из холодного газа и межзвездной пыли получаются сияющие звезды.

Возраст некоторых звезд можно определить с помощью спектрального анализа. Среди многочисленных способов оценки возраста звезд, которые были разработаны астрофизиками, анализ палитры спектра звездного излучения является самым надежным. Каждый цвет — каждое сочетание конкретной длины и частоты световой волны — рассказывает нам о том, как вещество произвело этот свет, или повлияло на тот свет, что покинул свой источник-звезду, или просто оказалось на пути между нами и звездой в направлении нашего взгляда. Путем тщательного сравнения со спектрами, полученными в лабораторных условиях, физики смогли найти множество вариантов воздействия разных типов атомов и молекул на ту радугу, что представляет собой видимый свет.

Они могут применить эти обширные знания к наблюдениям за звездными спектрами и определить количество атомов и молекул, оказавших воздействие на свет, исходящий от определенной звезды, а также температуру, давление и плотность таких частиц. За годы сравнения лабораторного спектра со спектрами звезд и исследований спектральных особенностей разных атомов и молекул, астрофизики научились читать между строк видимого спектра объекта — словно космическую схему, показывающую нам, какими физическими характеристиками обладают внешние слои звезды, излучающие свет во все стороны прямо в космос. Вдобавок к этому астрофизики умеют определять, как могли повлиять на спектр звездного излучения атомы и молекулы, свободно парящие в межзвездном пространстве при гораздо более низких температурах, а значит, определять химический состав, температуру, плотность и давление этого межзвездного вещества.

В таком спектральном анализе каждый отдельный тип атома или молекулы может рассказать что-то свое. Например, присутствие молекул любого конкретного типа, что можно определить по их характерному воздействию на определенные цвета спектра, показывает, что температура внешних