Здесь мы говорим прежде всего о Солнце, но я хотел бы рассказать и о природе других звезд. Мы пользуемся параметрами земной орбиты для определения массы Солнца по законам Ньютона – точно так же можно наблюдать двойные звезды (две звезды в паре вращаются одна вокруг другой) и вычислять их массы.
Наименее массивные звезды в главной последовательности (относящиеся к спектральному классу M) в 12 раз легче Солнца. А что насчет еще более легких звезд? При меньшей гравитации они, соответственно, будут обладать меньшей температурой и плотностью ядра. Что происходит с газообразной массой, удерживаемой вместе такой гравитацией, которая попросту недостаточна для запуска термоядерного синтеза на основе водорода? Получается звезда, которую называют «коричневый карлик» (на самом деле такие звезды не коричневые, а очень красные на вид, и светят они в основном в инфракрасном спектре; иногда астрономическая номенклатура бывает далека от истины). Такие звезды бывают, но найти их сложно. Они тускло отсвечивают благодаря остаточному теплу, сохраняющемуся от гравитационного сжатия (именно такую модель Гельмгольц строил для Солнца). В их недрах нет ядерной печи, поэтому светимость их невелика. Еще такие звезды холодные, с температурой поверхности от 600 до 2000 К, именно поэтому они излучают в основном в инфракрасной, а не в видимой части спектра. Для сравнения: обычная духовка разогревается до 500 К.
Большинство наиболее мощных телескопов предназначены для наблюдения видимого света, и лишь в последние пару десятилетий мы стали конструировать телескопы, позволяющие рассматривать небо в инфракрасном диапазоне (по всевозможным техническим причинам оказалось, что изготавливать такие аппараты гораздо сложнее). Такие объекты, как коричневые карлики, удалось обнаружить только с появлением мощных телескопов, чувствительных к ИК-излучению.
Спектральные классы звезд O, B, A, F, G, K и M известны уже около 100 лет, но с 1999 года, когда были открыты коричневые карлики, к этому списку добавились еще два класса: L и T. Совсем недавно новый космический инфракрасный телескоп WISE открыл еще более холодные звезды, отнесенные к спектральному классу Y. Их поверхностная температура – всего около 400 К, чуть выше точки кипения воды. Коричневые карлики с массой от 1/80 до 1/12 солнечной (то есть в 13–80 раз тяжелее Юпитера) едва теплятся, сжигая крупицы дейтерия, имеющиеся в их ядрах. Таким образом, поскольку в этих телах все-таки идет термоядерный синтез, они называются «звездами». Еще более мелкие объекты, превышающие по массе Юпитер не более чем в 13 раз, совершенно наверняка не смогут поддерживать в ядре никакого термоядерного синтеза. Такие объекты называются планетами!
Давайте обсудим гибель звезд немного подробнее, чем в главе 7. Даже на последних этапах жизненного цикла в пределах главной последовательности светимость Солнца будет постепенно расти, и через миллиард лет земные океаны выкипят. На этом прекратится земная жизнь в том виде, как мы ее знаем. Примерно через 5 миллиардов лет в ядре Солнца не останется водорода (весь он превратится в гелий), и солнечная ядерная печь потухнет. Спадет давление, благодаря которому звезда сопротивлялась гравитации. Гравитация ее одолеет, и звезда начнет сжиматься. Но, как вы помните, энергия, синтезированная в ядре, поднимается до поверхности звезды за пару сотен тысяч лет. Внутренние области звезды начнут сжиматься, когда через внешние еще будет течь энергия, поддерживающая их форму. Пройдет пара сотен тысяч лет, пока до внешних областей звезды дойдут печальные новости о том, что энергия в центре Солнца иссякла.
Представьте себе водородную оболочку, непосредственно прилегающую к ядру (теперь уже состоящему из чистого гелия). Вне ядра все еще полно водорода, но эта область до сих пор не участвовала в термоядерном синтезе, поскольку там попросту не хватало для этого плотности и температуры. Но по мере сжатия эта водородная оболочка становится все гуще и жарче. Очень быстро давление и температура повышаются настолько, что позволяют запустить в этой оболочке термоядерный синтез гелия из водорода. Появляется новый источник топлива для ядерной печи: начинает выгорать водород из звездной оболочки.