История всего. 14 миллиардов лет космической эволюции

При этой волшебной температуре некоторые протоны (представляющие собой, по сути, обнаженные атомы водорода, лишенные своего электрона) движутся достаточно быстро, чтобы преодолеть свое взаимное отторжение. Их высокая скорость позволяет им в какой-то момент оказаться достаточно близко друг к другу, чтобы под влиянием сильного ядерного взаимодействия соединиться. Это взаимодействие, работающее только на исключительно малых расстояниях, удерживает протоны и нейтроны вместе во всех атомных ядрах. Термоядерный синтез протонов, где «термо» намекает на необходимую него высокую температуру, а «ядерный синтез» подразумевает, что из отдельных частиц синтезируются целые ядра, приводит к созданию ядер гелия, масса каждого составляет чуть меньше, чем суммарная масса тех частиц, что пошли на его изготовление. Та масса, что пропадает во время синтеза, превращается в энергию согласно знаменитому и уже так хорошо знакомому нам уравнению Эйнштейна. Энергия, выраженная в массе (всегда в количестве, равном массе, умноженной на квадрат скорости света), может трансформироваться в иные формы энергии, например в дополнительную кинетическую энергию (энергию движения) быстро перемещающихся частиц, которые рождаются вследствие реакций ядерного синтеза.

В то время как новая 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 Млечный Путь с рождением новой звезды.

Астрономы 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 того, чтобы раскалить свой центр до 10 миллионов градусов, необходимых для термоядерного синтеза водорода. Соответственно, рождение звезды, способной на ядерный синтез, невозможно. Вместо этого нам достанется неудавшаяся «почти звезда» — астрономы 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 прохладны, что многие крупные молекулы, которые обычно погибают 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: ориентироваться по едва различимому инфракрасному излучению объектов. Лишь в последние несколько лет астрономам 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 будет столь яркой, словно огромный шарообразный факел энергии в форме инфракрасного и ультрафиолетового света, что 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.