Пять возрастов Вселенной

Рассмотрим долгосрочную эволюцию звезды с самой низкой массой, составляющей всего восемь процентов массы Солнца. По мере медленного истощения исходного запаса водорода звезда нагревается и сжимается. Светимость звезды увеличивается в десять раз, а температура ее поверхности — более чем в два раза. Через одиннадцать триллионов лет, когда звезда сожжет девяносто процентов своего исходного запаса водорода, конвекция в центральной области, наконец, прекращается. После этого звездная эволюция ускоряется, и звезда быстро сжигает те запасы водорода, которые еще остались в ее центре. Несмотря на то, что теперь звезда состоит из гелиевого ядра и окружающей его оболочки, образованной продуктами ядерного горения, ей не хватает мощности, чтобы превратиться в красного гиганта. Вместо этого, по мере нагревания и уменьшения красный карлик превращается в голубого карлика. После того как звезда потратит более девяноста восьми процентов исходного запаса водородного топлива, ядерное горение прекращается и звезда начинает остывать, постепенно превращаясь в белого карлика, состоящего почти из одного чистого гелия. Звезды, массы которых не превышают двадцати процентов массы Солнца, эволюционируют по этому же сценарию.

Несколько большая звезда, масса которой составляет около четверти солнечной, быстрее теряет конвективное ядро. Внутри звезды создаются такие условия, которые быстро приводят к понижению температуры поверхности звезды по мере увеличения ее светимости, и звезда эволюционирует в красного гиганта. Звезды, рожденные с четвертью солнечной массы, — это самые маленькие звезды, которые впоследствии превращаются в красных гигантов.

Когда массивные звезды умрут, не оставив после себя должной замены, большую долю общего светового излучения Галактики будет производить огромное скопление стареющих красных карликов. Их слабое, но неизменное увеличение светимости будет поддерживать в Галактике свечение, эквивалентное свету миллиарда Солнц на протяжении триллионов лет. Например, звезда с массой, равной 0,2 массы Солнца, по прошествии триллиона лет будет иметь такую же светимость и температуру поверхности, что и наше Солнце сегодня. Если бы эта звезда каким-то образом могла поменяться местами с нашим Солнцем в центре Солнечной системы, Земля и другие планеты внезапно оказались бы на свободных гиперболических орбитах (из-за разности масс), но яркость и цвет такой звезды в небе ничем не отличались бы от нашего Солнца.

Многие звезды с низкой массой проживают продолжительный период, во время которого они сжимаются и становятся горячее, но их общая светимость остается приблизительно постоянной. Для звезды, масса которой равна 0,16 массы Солнца, эта фаза начинается сразу после того, как все ядро превратилось в чистый гелий и фронт горения водорода начинает продвигаться к поверхности. В этот период, длящийся более пяти миллиардов лет, звезда имеет относительно постоянную светимость, равную приблизительно одной трети светимости нашего сегодняшнего Солнца. Эта теплая фаза устойчивой светимости длится достаточно долго, так что на любых планетах, расположенных в подходящем для этого месте, может развиться жизнь. Вспомним, что здесь, на Земле, простые одноклеточные организмы эволюционировали в людей менее чем за четыре миллиарда лет. В эту эпоху звезда достигает максимальной яркости. До этого позднего периода теплого свечения любые планеты, которые могли сопровождать эту звезду, погибли бы от холода, пока звезда в течение триллионов лет пребывала бы на эволюционной стадии конвекции.

По мере старения Галактики и смены звездных поколений концентрация тяжелых элементов в межзвездном пространстве неуклонно возрастает. В результате в далеком будущем звезды будут содержать больше ядер тяжелых элементов, чем современные. Это грядущее увеличение примесей снижает минимальную массу, которую должна иметь звезда, чтобы поддерживать горение водорода. Когда уровень примесей достигнет значения, в несколько раз превышающего современное солнечное, реакции водородного синтеза в своем ядре смогут поддерживать даже те звездные объекты, масса которых составляет всего четыре процента массы Солнца, причем в их атмосферах сконденсируются плотные ледяные облака. Эти странные замерзшие звезды могут похвастаться фактическими температурами, близкими к точке замерзания воды: нулю градусов Цельсия или 273 градусам Кельвина, — куда холоднее самых маленьких и холодных современных звезд. Так как эти бережливые объекты сжигают свое водородное топливо медленно, излучая в миллион раз слабее Солнца, они, соответственно, достигают огромного увеличения продолжительности своей жизни.

Поиск внеземной жизни