Да, эти пришельцы, кийра, были очень прогрессивными. Но на данный момент они позволили мне написать два романа, и я получил много удовольствия (и многому научился), пока работал с ними.
ЗВЁЗДНЫЙ ЗВЕРИНЕЦ, И КАК ОН ПОПОЛНЯЛСЯ
Вместе с тем, возвращаясь к нашей формирующейся галактике, мы по-прежнему должны принимать во внимание существование звёзд. К тому времени, когда спадающееся облако уменьшится примерно до галактических размеров, материя станет достаточно плотной, чтобы атомы могли сталкиваться и образовывать молекулы, а молекулы — сталкиваться и образовывать частицы пыли. Мы по-прежнему говорим об очень разреженной материи — это вакуум в большей степени, чем можно было бы найти, например, на Луне, — но мы говорим ещё и об отрезках времени, измеряемых миллиардами лет. Таким образом, спустя некоторое время в зарождающейся галактике будет не только водород с небольшой добавкой чуть более тяжёлых атомов, но и некоторое количество простых молекул и пыли.
По тем же причинам, которые сделали комковатым изначальное космическое облако, а комки начали превращаться в галактики, протогалактическое облако также становится комковатым, и сгустки, если они находятся в нужном диапазоне масс, превращаются в звёзды. Образование звёзд происходит, скорее всего, в туманностях — облаках из относительно плотного газа и пыли (таких, как хорошо известные «звёздные ясли» в созвездии Ориона). Если отделяется кусок протозвёздного размера, то он, подобно более крупному сгустку, из которого образовалась галактика, сжимается под действием гравитационного притяжения его частей друг к другу. Если он вращается, он будет проявлять тенденцию к ускорению вращения по тем же причинам, что и фигурист или зарождающаяся галактика.
Но по мере того, как протозвезда спадается и вращается быстрее, попутно случается ещё пара вещей. Средняя плотность в таком облаке значительно выше, чем во всей галактике, и потому атомы сталкиваются чаще. Они также сталкиваются на более высоких скоростях: как и любые падающие объекты, атомы в протозвёздной туманности движутся с ускорением. Поскольку энергия сохраняется, вся эта потенциальная гравитационная энергия вначале преобразуется в кинетическую энергию падающих объектов, а затем в результате столкновений на высокой скорости распространяется на другие атомы. Иными словами, внутри становится одновременно и теснее, и жарче.
Значительно жарче. Столкновения становятся настолько сильными, что от многих атомов отрываются электроны, превращая газ в плазму (газ, состоящий не из электрически нейтральных атомов, а из электрически заряженных частиц, в том числе из голых атомных ядер и свободных электронов). Когда ядро становится достаточно горячим, некоторые из этих сталкивающихся атомных ядер могут слипаться, образуя более крупные и сложные ядра — это процесс, называемый термоядерным синтезом. Первая из загорающихся в новой звезде термоядерных реакций фактически представляет собой последовательность реакций, но их конечным результатом является слипание четырёх ядер водорода (протонов) с образованием одного ядра гелия с выделением огромного количества энергии. Эта реакция в настоящее время является источником энергии для Солнца, и ожидается, что всё будет продолжаться таким образом примерно на нынешнем уровне выработки энергии ещё, наверное, восемь миллиардов лет.
Насколько долго звезда может поддерживать своё существование за счет слияния атомов водорода, зависит в первую очередь от её исходной массы. В целом, чем массивнее звезда, тем больше у неё топлива, но тем быстрее она его сжигает. Таким образом, самые массивные звёзды горят жарче и ярче всего, но быстрее всего истощают свои запасы.
Звёзды обычно классифицируются в зависимости от их непрерывных спектров или, что означает то же самое, от их температур (точнее, от температур слоёв, из которых испускается большая часть света). Классы (или типы), в порядке уменьшения температуры и усиления покраснения, обозначаются как O, B, A, F, G, K и M. (Проверенное временем мнемоническое правило — «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me.» («О, будь хорошей девочкой, поцелуй меня»)[3].) В таблице 3-1 приведены основные свойства каждого из классов. Каждый класс подразделяется на десять подклассов, каждый из которых обозначается цифрой после буквы, например, G0, G1,... G9. (наше Солнце обычно рассматривается как G2.)
Один из столбцов в таблице 3-1 — «Время пребывания на главной последовательности». Если вы построите график светимости (или абсолютных величин) звёзд в определённой области пространства в зависимости от их температур (или спектральных классов), то получите что-то вроде рисунка 3-4, часто называемого диаграммой Герцшпрунга-Рассела (H-R). (Более подробные версии см. в таких пособиях по астрономии, как работа Смита и Джейкобса.) Главная последовательность — это диагональная полоса, тянущаяся от верхнего левого угла к нижнему правому; многие звёзды проводят на ней большую часть своей жизни.
Класс / Температура / Цвет / Светимость / Время пребывания на главной последовательности
O / 25 000 и выше / Голубой / 30 / 8×106
B / 10 000-25 000 / Голубой / 100-30,000 / 8×106–4×108
A / 8,000-10,000 / Голубой / 5-100 / 4×108–4×109
F / 6,000-8,000 / Бело-голубой / 1.2-4.8 / 4×109–1×1010
G / 5,000-6,000 / Жёлто-белый / 0.4-1.2 / 1.1×1010–2.7×1010
K / 3,700-5,000 / Оранжево-красный / 0.1-0,35 / 2.8×1010–4×1011
M / 3,7 / Красный / 0.1 / 1011
Таблица 3-1 Спектральные классы звёзд.
(Температура указана в градусах Кельвина (К), светимость в солнечных единицах [т.е. светимость Солнца = 1], а время пребывания на главной последовательности в земных годах. Указанные диапазоны являются приблизительными; значения, приведённые в разных источниках, незначительно различаются.)
Протозвезда впервые появляется на диаграмме H-R в правом верхнем углу, то есть как красный гигант. Она ещё продолжает сжиматься из большой протозвёздной туманности, а когда она, наконец, становится достаточно горячей, чтобы излучать какой-либо видимый свет, этот свет едва захватывает красный край видимого спектра. Её яркость высока не потому, что очень ярок каждый её квадратный сантиметр, а потому, что этих квадратных сантиметров великое множество. По мере того, как она продолжает сжиматься, её светимость уменьшается — то есть, звезда движется вниз по правой части диаграммы H-R — довольно быстро, с точки зрения астрономии. Когда начинается синтез водорода, звезда переходит на главную последовательность в точке, которая определяется её массой. Голубые гиганты класса O, возможно, в 20 или 30 раз массивнее Солнца и горят в десятки тысяч раз ярче Солнца, но живут всего лишь несколько миллионов лет. Солнце должно просуществовать, как минимум, десять миллиардов лет (и ему, вероятно, ещё предстоит прожить больше половины своего срока существования). Ожидается, что оранжевые и красные карлики типов K и M останутся на главной последовательности на протяжжении десятков миллиардов лет — это значительно дольше, чем предполагаемый возраст нашей Галактики, поэтому предполагается, что ни одна из этих звёзд ещё не покинула главную последовательность.
Почему звезда вообще должна покидать главную последовательность? Со временем всё водородное «топливо» оказывается израсходованным, и термоядерные реакции, которые так долго поддерживали своего рода равновесие, должны прекратиться. Ядро, больше не «раздуваемое» этими реакциями, снова начинает сжиматься под действием силы тяжести. И опять гравитационная энергия преобразуется в тепловую, поэтому температура ядра повышается — достаточно, чтобы преодолеть влияние гравитации на более холодные внешние слои и начать выталкивать их наружу. Расширяясь, они охлаждаются; но площадь их поверхности увеличивается ещё быстрее, в результате чего звезда становится больше, краснее и ярче. Иными словами, она перемещается вверх и вправо от главной последовательности, превращаясь (опять) в красный гигант. (Из-за этого её называют «беловатая звезда с избытком красного». Если рассматривать этот вопрос подробно, то он, вероятно, будет значительно сложнее и интереснее. Смотрите рассказ Пола Андерсона «Звёздный туман», рисунок на обложке Чесли Боунстелла и редакционную статью Джона У. Кэмпбелла в том же номере журнала «Analog» [август 1967], посвящённую обсуждению вопроса о том, почему вблизи такая звезда может больше походить на сияющего белого карлика, окружённого тонким красноватым облаком.)
