Через 10 миллиардов лет после образования Млечного Пути новые звезды продолжают формироваться по всей нашей галактике. Хотя звездообразование в типичных огромных галактиках вроде нашей большей частью уже давно завершилось, нам повезло, что новые звезды все же еще не исчерпаны и будут рождаться еще многие миллиарды лет. Наше везение заключается в том, что мы можем наблюдать за их формированием и изучать самые молодые из них в поисках улик, которые расскажут нам полную историю о том, как из холодного газа и межзвездной пыли получаются сияющие звезды.
Возраст некоторых звезд можно определить с помощью спектрального анализа. Среди многочисленных способов оценки возраста звезд, которые были разработаны астрофизиками, анализ палитры спектра звездного излучения является самым надежным. Каждый цвет — каждое сочетание конкретной длины и частоты световой волны — рассказывает нам о том, как вещество произвело этот свет, или повлияло на тот свет, что покинул свой источник-звезду, или просто оказалось на пути между нами и звездой в направлении нашего взгляда. С помощью близкого сравнения с лабораторным спектром физики смогли найти множество вариантов воздействия разных типов атомов и молекул на ту радугу, что представляет собой видимый свет. Они могут применить эти обширные знания к наблюдениям за звездными спектрами и определить количество атомов и молекул, оказавших воздействие на свет, исходящий от определенной звезды, а также температуру, давление и плотность таких частиц. За годы, проведенные в сравнении спектра в лабораторных условиях и спектра звездного сияния и исследованиях спектральных особенностей разных атомов и молекул, астрофизики научились читать между строк видимого спектра объекта — словно космическую схему, показывающую нам, какими физическими характеристиками обладают внешние слои звезды, излучающие свет во все стороны прямо в космос. Вдобавок к этому астрофизики умеют определять, как могли повлиять на спектр звездного излучения атомы и молекулы, свободно парящие в межзвездном пространстве при гораздо более низких температурах, а значит, определять химический состав, температуру, плотность и давление этого межзвездного вещества.
В таком спектральном анализе каждый отдельный тип атома или молекулы может рассказать что-то свое. Например, присутствие молекул любого конкретного типа, что можно определить по их характерному воздействию на определенные цвета спектра, показывает, что температура внешних слоев звезды составляет меньше 3000 градусов по шкале Цельсия (или 5000 по шкале Фаренгейта). При более высоких температурах молекулы перемещаются так быстро, что при столкновении разбиваются на отдельные атомы. Применяя подобный анализ к самым разным субстанциям, астрофизики могут получить почти полную и в любом случае весьма подробную картину условий, характерных для атмосферы разных звезд. Говорят, некоторые особенно трудолюбивые астрофизики знают о спектрах звезд гораздо больше, чем о своих собственных семьях. Возможно, это оказывает неблагоприятное влияние на человеческие взаимоотношения, но однозначно идет на пользу нашему пониманию взаимоотношений межзвездных.
Из всех встречающихся в природе элементов — тех разных типов атомов, что могут влиять на спектр звезды, — астрофизики используют один конкретный элемент для того, чтобы определять возраст наиболее молодых звезд. Речь идет о литии — третьем по простоте строения и легкости элементе периодической таблицы, знакомом некоторым землянам в качестве активного ингредиента ряда антидепрессантов. В периодической таблице элементов литий занимает место сразу вслед за водородом и гелием, которые гораздо более знамениты, потому что в космосе их несметное количество. В первые минуты своего существования Вселенная синтезировала ядра гелия из водорода в огромных количествах, но выработала лишь относительно крошечные объемы других, более тяжелых ядер. В итоге литий остался довольно редким элементом, и астрофизики отмечают тот факт, что звезды почти не производят дополнительных партий лития, они только потребляют уже имеющиеся его запасы. У лития, так сказать, билет в один конец: каждой звезде гораздо проще уничтожить литий, чем создать его. Поэтому его космические запасы постепенно таяли, тают и будут таять. Если вам хочется заполучить себе немного лития, не медлите и приобретайте его сейчас же.
Для астрофизиков эта простая особенность лития — невероятно полезный инструмент измерения возраста звезд. Все звезды приходят в мир с соответствующим запасом лития, оставшимся после термоядерного синтеза, что протекал во Вселенной в первые полчаса ее существования, а также непосредственно во время Большого взрыва. Что значит «соответствующий запас»? Это значит — примерно одно ядро лития на сто миллиардов ядер других элементов. После того как новорожденная звезда приходит в наш мир с таким «богатым» запасом лития, дальнейшая судьба этого элемента весьма незавидна: ядерные реакции в недрах звезды начинают понемногу перерабатывать его. Стабильное и иногда эпизодическое смешение вещества в ядре звезды с веществом извне уносит получающийся материал к ее поверхности, поэтому спустя тысячи лет внешние слои звезды могут показать нам, что же раньше происходило в ее центре.
Когда астрофизики ищут в небе самые молодые звезды, они следуют простейшему правилу: искать те звезды, в которых больше всего лития. Соотношение количества ядер лития каждой звезды к, скажем, количеству ядер водорода (что можно определить по спектру ее излучения) помогает подобрать для этой звезды место на графике, отображающем корреляцию возраста звезды и лития во внешних ее слоях. Этот метод позволяет астрофизикам определять с большой точностью самые юные звезды в конкретном кластере и приписывать каждой из них основанный на литиевом анализе возраст. Так как звезды очень продуктивно разрушают литий, в более старых звездах обнаружить его почти невозможно. Соответственно, такой подход хорош только в применении к звездам, чей возраст не превышает несколько сотен миллионов лет: для этих юных особ литиевый метод работает просто замечательно! Недавние исследования двух дюжин молодых звезд в туманности Ориона, масса каждой из которых примерно равна массе Солнца, показали, что их возраст составляет от 1 до 10 миллионов лет. Наступит день, когда астрофизикам удастся найти еще более молодые звезды, ну а пока 1 миллион лет — это лучшее, что они могут нам предложить.
Долгое время после своего рождения группы молодых звезд только распыляют скопления газа, из которого образовались, превращают водород в гелий внутри своих ядер и пожирают запасы лития. Но ничто не вечно. За многие миллионы лет большинство потенциальных звездных кластеров, подверженных постоянному гравитационному воздействию проплывающих мимо огромных облаков, «испаряется», и их участники присоединяются к числу прочих звезд галактики.
Спустя 5 миллиардов лет после формирования Солнца определить в галактике его родственниц и узнать, живы ли они еще, невозможно. Все звезды Млечного Пути и других галактик с низкой массой, из-за чего они очень медленно потребляют свое топливо, живут практически бесконечно. Звезды «в среднем весе», вроде Солнца, рано или поздно превращаются в красных гигантов, увеличивая границы своих внешних газовых слоев в сотни раз и умирая медленной смертью. Эти внешние слои столь условно связаны со звездой, что постепенно отчаливают прочь в открытый космос, обнажая то самое ядро, полное переработанного ядерного топлива, что кормило звезду на протяжении всех 10 миллиардов лет ее жизни. Газ, который возвращается в межзвездное пространство, будет так или иначе подхвачен проходящими мимо облаками и когда-нибудь примет участие в новом этапе звездообразования.
