Белые карлики. Будущее Вселенной

Кумара интересовали самые легкие протозвезды с массой не выше 1/10 массы нашего Солнца. Он понял, что для запуска термоядерного горения водорода они должны сгущаться до плотности большей, нежели предшественники звезд солнечного типа. Центр протозвезды заполняется плазмой из электронов, протонов (ядер водорода), альфа-частиц (ядер гелия) и ядер более тяжелых элементов. Может случиться так, что еще до достижения температуры поджога водорода электроны дадут начало вырожденному квантовому газу, который, как уже было сказано, успешно сопротивляется сжатию протозвезды и препятствует разогреву ее центральной зоны. Поэтому водород либо вообще не зажигается, либо гаснет задолго до полного выгорания. В таких случаях вместо несостоявшейся звезды формируется коричневый карлик.

Кумар вычислил, что минимальная масса нарождающейся звезды равна 0,07 массы Солнца, если речь идет о сравнительно молодых светилах населения I, которым положили начало облака с повышенным содержанием элементов тяжелее гелия. Для звезд населения II, возникших более 10 млрд лет назад, во времена, когда концентрация этих элементов в космическом пространстве была намного меньшей, она составляет 0,09 солнечной массы. Кумар нашел также, что формирование типичного коричневого карлика занимает около миллиарда лет, а его радиус не превышает 10 % радиуса Солнца. Наша Галактика, как и другие звездные скопления, должна содержать великое множество таких тел, но их трудно обнаружить из-за слабой светимости.

Со временем эти оценки не особенно изменились. Сейчас считают, что временное возгорание водорода у протозвезды, родившейся из относительно молодых молекулярных облаков, происходит в диапазоне 0,070–0,075 солнечных масс и длится от 1 до 10 млрд лет (для сравнения: красные карлики, самые легкие из настоящих звезд, способны светить сотни миллиардов лет!). При этом термоядерный синтез компенсирует не более половины потери лучистой энергии с поверхности коричневого карлика, в то время как у настоящих звезд главной последовательности степень компенсации составляет 100 %. Поэтому несостоявшаяся звезда охлаждается даже при работающей водородной топке и тем более продолжает остывать после ее заглушки.

Протозвезда с массой менее 7 % солнечной поджечь водород вообще не способна. Правда, в ее недрах может вспыхнуть дейтерий, поскольку его ядра сливаются с протонами уже при температурах в 600 000–700 000 K, порождая гелий-3 и гамма-кванты. Но дейтерия в космосе совсем немного (на 43 000 атомов водорода приходится всего 1 атом дейтерия), и его запасов чаще всего хватает лишь на несколько миллионов (или, максимально, десятков миллионов) лет. Собственно говоря, с поджога дейтерия начинается жизнь любой звезды, но у звезд с большой массой эта стадия быстро переходит в фазу водородного горения, до достижения которой (то есть до выхода на главную последовательность) звезда обычно сохраняет аккреционный диск, подпитывающий ее новым веществом и обеспечивающий ее рост. По последним данным, время жизни таких дисков может достигать 5–6 млн лет.

Ядра газовых сгустков, меньших 0,012 массы Солнца (что составляет 13 масс Юпитера), не разогреваются даже до порога поджога дейтерия и посему не способны к термоядерным реакциям. Многие астрономы полагают, что именно здесь и проходит граница между коричневым карликом и планетой. По мнению представителей другого лагеря, коричневым карликом можно считать и газовый сгусток полегче, если он возник в результате коллапса первичного облака космического газа, а не родился из газопылевого диска, окружающего только что вспыхнувшую нормальную звезду. Впрочем, любые подобные определения — дело вкуса.

Еще одно уточнение связано с литием-7, который, как и дейтерий, образовался в первые минуты после Большого взрыва. Литий вступает в термоядерный синтез при несколько меньшем нагреве, нежели водород, и потому загорается, если масса протозвезды превышает 0,055–0,065 солнечной. Однако лития в космосе в 100 000 раз меньше, чем дейтерия, и поэтому с энергетической точки зрения его вклад совершенно ничтожен.