13.8

Еще одна приблизительная технология предполагает нанесение скопления на диаграмму Г – Р и уточнение величин всех звезд (по сути, приближение и удаление всего скопления) до тех пор, пока их главная последовательность не совпадет со стандартной (выведенной для ближайших к нам звезд). Проблема здесь в том, что стандартная диаграмма Г – Р базируется на звездах, содержащих больше металлов, чем светила в шаровых скоплениях, поэтому у этих скоплений главная последовательность другая, но никто не может точно сказать, до какой степени. Еще одна сложность всех этих методов состоит в наличии в космосе пыли, поглощающей часть света от удаленных объектов и затрудняющей оценку как яркости, так и цвета звезд, который так важен для определения их температуры (мы помним, что диаграмму Г – Р еще называют «цвет – звездная величина»). Аналогичным образом пыль в земной атмосфере изменяет солнечный свет на восходе и закате, окрашивая небо в красные оттенки; эффект космической пыли называют межзвездным покраснением.

Учитывая все эти сложности, неудивительно, что даже в середине 1990-х годов еще существовали большие сомнения относительно возраста шаровых звездных скоплений. С помощью описанных приемов и некоторых более точных методов астрономы в лучшем случае могли выяснить, что им примерно от 12 до 18 млрд лет, вероятнее всего, 15. Но затем все изменилось.

Этими изменениями мы обязаны орбитальной космической обсерватории Hipparcos, запущенной в 1989 году Европейским космическим агентством (ESA). В течение четырех лет этот аппарат смог с высокой точностью измерить расстояния до почти 120 тысяч звезд с помощью параллакса, к которому я еще вернусь в главе 5. Создатели Hipparcos описывали точность измерений как аналогичную той, с которой телескоп, установленный на вершине Эйфелевой башни, мог бы оценить размер мячика для гольфа, находящегося на крыше Эмпайр-стейт-билдинг. За четыре года наблюдений было накоплено более терабайта данных, регулярно отправлявшихся на Землю. Однако информация собиралась таким образом, что астрономы не могли определить расстояние до конкретной звезды, не дождавшись завершения всего проекта и не увидев все данные одновременно. Даже после этого обработка информации заняла почти столько же времени, сколько длилось наблюдение: результаты миссии Hipparcos были опубликованы лишь в 1997 году.

Обсерватории удалось напрямую измерить расстояние до множества различных видов звезд, включая переменные типа RR Лиры и обычные светила в главной последовательности. Это дало значительный толчок развитию целого ряда направлений астрономии и космологии, о некоторых я упомяну далее. Однако наиболее важным результатом проекта Hipparcos стало уточнение возраста шаровых звездных скоплений: было скорректировано наиболее вероятное значение и уменьшилась возможная погрешность. Оказалось, что скопления находятся от нас значительно дальше, чем предполагалось до 1997 года и что поэтому звезды в них ярче, чем было принято считать. Если звезды ярче, значит, они сжигают свой запас топлива более интенсивно и объяснить их современный вид можно, лишь уменьшив их вероятный возраст: молодая горячая звезда перерабатывает ядерное топливо быстрее, чем прохладная и тусклая. По итогам миссии Hipparcos наиболее вероятный возраст шаровых скоплений лежит в диапазоне примерно между 10 и 13 млрд лет, а еще точнее – 12 млрд лет. Совсем недавно Брайан Чабойер и Лоуренс Краусс[111], участвовавшие в проекте Hipparcos, обобщили все известные методы определения возраста шаровых скоплений и пришли к выводу, что наиболее старым из них в нашей Галактике, очень возможно, 12,6 млрд лет. К счастью, это отлично согласуется с возрастом очень старых звезд, подсчитанным совершенно иными способами[112].

Возраст белых карликов

Следующий метод подсчета понравился бы графу де Бюффону или даже Исааку Ньютону, знай они о жизненном цикле звезд. Он тесно связан с идеей подсчета возраста остывающего железа путем измерения его нынешней температуры. Железом в нашем случае будут белые карлики.