Пять возрастов Вселенной

Тем временем, под самой поверхностью белого карлика происходили, на первый взгляд, безобидные события огромной важности. Мучительно медленно и незаметно для теплокровных существ, обитающих на поверхности, большие молекулы в ходе химических реакций постепенно собирались в еще более длинные цепочки. Это увеличение сложности приводилось в действие случайными всплесками высокоэнергетического излучения, просачивающегося из недр звезды. В то время как Миранда и ее род цеплялись за существование во все более негостеприимной Вселенной, впервые начался синтез строительных кирпичиков, предназначенных для образования биологии нового типа.

Что происходит, когда прекращают светить звезды? Через сто триллионов лет из истощенных межзвездных облаков будут выжаты последние поколения звезд и даже эволюция нескольких еще живых красных карликов будет постепенно подходить к своему завершению. Как только динамический цикл рождений и гибели звезд превратится в простое воспоминание, Вселенная изменит свой темперамент, пополнит свое содержимое и продолжит эволюцию.

Когда Вселенная вступает в эпоху распада, перемены становятся довольно-таки очевидными. Обычные звезды, существующие за счет горения водорода, превратились в звездные остатки: коричневые карлики, белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. И хотя эти объекты могут показаться холодными и жалкими, именно они будут источником действия и волнения во Вселенной. Часы, измеряющие скорость развертывания событий, идут гораздо медленнее. Начинают происходить астрофизические события, которые из-за жестких временных ограничений никогда не могли бы произойти в современной Вселенной.

Познакомимся с вырожденными звездными остатками

Масса звездных остатков служит некой «заначкой» для эпохи распада. Мы уже встречались с этой кастой вырожденных объектов в предыдущей главе. Во всей этой коллекции звездных остатков итогом звездной эволюции, продолжавшейся триллионы лет, служат четыре обычных класса: коричневые карлики, белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры (см. рис. 13). Однако, полноты ради, нельзя забывать и о возможности существования пятого варианта. Когда в достаточно массивной обычной звезде возникнет неустойчивость, результирующая вспышка сверхновой иногда может быть настолько мощной, что все звездное вещество рассеется в космическом пространстве. Другими словами, не останется ничего. Такой исход является быстрой и решительной победой термодинамики в ее сражении с силой гравитации. В остальных четырех случаях гравитация так легко не сдается.

Рис. 13. На левой диаграмме изображено относительное количество звезд, рождающихся в различных диапазонах массы. Самый большой сектор предназначен для коричневых карликов, массы которых находятся в диапазоне от 0,01 до 0,08 массы Солнца. Другой большой сектор отводится под красных карликов, массы которых лежат между 0,08 и 0,43 солнечной массы. Следующий большой сектор содержит средние по весу звезды, находящиеся в диапазоне от 0,43 до 1,2 солнечной массы Массивные звезды попадают в диапазон от 1,2 до 8 солнечных масс, а самый маленький сектор предназначен для тяжелых звезд, масса которых превышает восемь солнечных. На правой диаграмме приводится распределение звездных остатков — объектов, оставшихся по завершении звездной эволюции. Коричневые карлики остаются коричневыми карликами, но большинство звезд (масса которых меньше восьми масс Солнца) завершают свою жизнь в виде белых карликов. И лишь крошечная часть звезд, масса которых превышает восемь солнечных, могут превратиться в черные дыры и нейтронные звезды. Размер сектора, отведенного под черные дыры и нейтронные звезды, преувеличен ради ясности

Коричневые карлики