Пять возрастов Вселенной

Разрешенный диапазон масс звезд намного меньше потенциально возможного. Звезды живут в галактиках, имеющих массы порядка ста миллиардов (10¹¹) солнечных масс, причем звезды состоят из атомов водорода, массы которых равны примерно 10^-24 или 10^-57 масс Солнца. Таким образом, в принципе, галактики могли бы создавать объекты в диапазоне от 10^-57 до 10¹¹ масс Солнца, т. е. значения в диапазоне масс могли бы изменяться с коэффициентом 10⁶⁸! И все же звезды существуют только в диапазоне масс, значения в котором могут изменяться лишь с тысячным коэффициентом.

Столь скромному диапазону звездных масс можно противопоставить огромный диапазон масс земных форм жизни. Бактерия туберкулеза имеет размер около одного микрона, а следовательно, масса ее приблизительно равна 10^-12 граммов. На другом конце спектра — голубые киты, имеющие массу около миллиарда граммов. Самые большие растения (например, непрерывная осиновая роща) и самый большой из известных грибов (подземный образец, растянувшийся на несколько миль на Верхнем полуострове штата Мичиган) могут достигать еще больших масс. Отдельные земные организмы простираются на более двадцати одного порядка по массе, т. е. в диапазоне, намного превышающем диапазон масс, отпущенный звездам.

На протяжении всей эволюционной фазы, связанной с горением водорода, массивные звезды светят намного ярче маленьких звезд. Звезда, масса которой в десять раз превышает солнечную (например, звезда Спика в созвездии Девы), в десять тысяч раз ярче Солнца, тогда как обычная малая звезда, масса которой равна всего лишь одной пятой массы Солнца (как, например, звезда Барнарда, почти красный карлик), тусклее более чем в сто раз. В силу того что массивные звезды светят настолько ярче и излучают больше энергии, чем их двойники с более низкой массой, именно они вносят основной вклад в общую мощность излучения галактики. В нашем ночном небе, к примеру, из пятидесяти самых ярких звезд все, кроме одной, имеют массу, превышающую массу Солнца.

Поскольку почти все звезды, которые можно увидеть невооруженным глазом, тяжелее Солнца, можно подумать, будто Солнце — достаточно маленькая звезда. Это предположение несмотря на всю свою разумность, попросту ошибочно. Из пятидесяти ближайших известных звезд Солнце занимает очень почетное четвертое место, и, вследствие этого, оно достаточно велико. Звезды с более низкой массой, главным образом красные карлики, масса которых не достигает даже половины массы нашего Солнца, численно преобладают в популяции звезд. Большая часть массы всей звездной популяции также содержится именно в этих звездах. Однако несмотря на свою вездесущность, более легкие соседи Солнца остаются практически незамеченными в небе. Их скудное излучение бледнеет по сравнению с редкими и более далекими массивными звездами.

Мы можем высказаться более точно в отношении масс звезд. Распределение, характеризующее процентное отношение звезд, которые рождаются в каждой части диапазона звездных масс, называется начальной функцией масс. Это распределение масс определяет мощность излучения галактик, их химическое содержание и, в конечном итоге, реестр звездных остатков, относящихся к концу эпохи звезд.

На протяжении всей своей молодости звезды ведут себя подобно пироманьякам, беспрестанно превращая водород в гелий в ходе реакций горения. Звезды с более низкой массой поглощают отведенное им водородное топливо крайне экономно и проживут очень долго. Массивные звезды, напротив, сгорают быстро и эффектно. В самом деле, красного карлика можно было бы сравнить с крайне бедным и скупым отшельником, который из года в год копит деньги и практически ничего не тратит. Наиболее массивные звезды, напротив, весьма напоминают богатых и расточительных наследников, которые самым бесстыжим образом за одни выходные проматывают состояние, исчисляемое многими миллионами долларов.

Рис. 8а

По мере того как раскрывается долгосрочное будущее звезд, фундаментальную роль начинают играть их базовые характеристики: масса, светимость и температура. Одним из наиболее практичных методов отображения хода звездной эволюции является диаграмма Герцшпрунга-Рессела — частная разновидность графа, которую в начале двадцатого века независимо друг от друга создали астрономы Генри Норрис Рессел и Эйнар Герцшпрунг. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела выражает связь между светимостью, или мощностью излучения, откладываемой по вертикали, и температурой звезды, откладываемой по горизонтали. По историческим причинам значения температуры по горизонтальной оси откладываются в обратном направлении, так что увеличение происходит справа налево.