Десять великих идей науки. Как устроен наш мир.

Древние звезды образовались из водорода, но так как они вовлекали водород в процесс слияния ядер, образовались новые элементы. Ядерный синтез, создание элементов, был запущен, и Вселенная постепенно становилась более разнообразной. Образование элементов в очень молодой Вселенной, до того как возникли звезды, называется первичным ядерным синтезом. Он не зашел слишком далеко, главным образом потому, что ядра строились путем последовательного добавления нуклонов к протонам, давая дейтерий (один нейтрон, вцепившийся в протон ногтями сильного взаимодействия), гелий (два протона и два нейтрона в довольно устойчивом положении) и так далее. Однако на этой стадии нет устойчивых ядер с пятью или восемью нуклонами. У этой стадии имеется предел возможностей, потому что более тяжелые ядра не имели возможности образовываться в результате сжатия. Наиболее распространенным элементом, образовавшимся на этой стадии, являлся гелий, который и тогда и теперь составляет 23 процента Вселенной, почти все остальное является водородом. Распространенность гелия может быть предсказана из теории Большого Взрыва, и ее экспериментальное подтверждение дает мощную поддержку этой теории.

Почти всем остальным элементам во Вселенной, для того чтобы увидеть дневной свет, пришлось ждать образования звезд. Здесь не место углубляться в этот раздел ядерной физики; достаточно сказать, что факт свечения звезд, и Солнца в том числе, говорит о том, что элементы все еще производятся (или, по крайней мере, производились около восьми минут назад). Астроном Артур Стенли Эддингтон (1882-1944) был первым, кто предположил, что горючим для звезд является энергия, освобождаемая, когда атомы водорода сталкиваются и сплавляются вместе, образуя гелий.

Звезды являются очень опасными объектами, как можно предполагать, исходя из того, что в этих свирепо раскаленных шарах, подвешенных в небе, происходит неограниченный нуклеосинтез. Они не горят ровно, как каминная растопка, медленно угасая в конце. У них бурная история, в которой ядерные реакции идут в оболочках, погруженных глубоко внутрь звезды, эти оболочки растут, сжимаются, рушатся и разражаются вспышками энергии, которые могут прорывать внешние слои звезды и извергаться в пространство.

Бурная история жизни звезды начинается с облака газа. Стянется облако под действием гравитации в звезду или нет, зависит от множества факторов, включая плотность, температуру и массу. Минимальная масса облака при заданных температуре и плотности, из которого может образоваться звезда, называется массой Джинса, по имени астрофизика Джеймса Джинса (1877-1946), который исследовал и строил теории возникновения звезд. Разреженные облака с низкой плотностью, обычно устойчивые по отношению к гравитационному коллапсу, не образуют звезд. Плотные облака, однако, будут испытывать коллапс, и для типичного облака, состоящего из водорода и гелия, масса Джинса эквивалентна массе примерно семнадцати солнц. Однако, когда облако коллапсирует в себя, его плотность возрастает, масса Джинса уменьшается, и, вместо образования только одной огромной звезды, более мелкие области облака могут сами испытать гравитационный коллапс, так что фрагменты облака образуют скопление более мелких звезд. Потенциальные звезды, имеющие массу, равную одной десятой массы нашего Солнца, являются недостаточно горячими для того, чтобы начались ядерные реакции, являются мертворожденными: они никогда не светят. Потенциальные звезды, имеющие массу, примерно в девяносто раз большую массы Солнца, неустойчивы: они начинают осциллировать и распадаются. Поэтому все звезды имеют массы между этими двумя значениями.

Газ, которому предназначено сформировать звезду — главным образом водород и гелий, — свободно падает к общему центру. Когда атомы падают, они сталкиваются друг с другом, и эти столкновения вызывают повышение температуры. Наступает стадия, когда температура в коллапсирующем облаке становится столь высокой, что ядра сталкиваются достаточно сильно для того, чтобы сплавиться вместе и образовать гелий, а ядра гелия, сталкиваясь друг с другом, образуют более тяжелые элементы. Для звезд примерно на 20 процентов более массивных, чем Солнце, температура может подняться даже выше. Выше, чем примерно 20 миллионов градусов, частицы двигаются так быстро, что протоны могут успешно образовывать ядра с более высокими зарядами, такие как углерод, азот и кислород, и освобождать энергию при объединении.