В 1996 году, когда я писал книгу The Birth of Time («Рождение времени»), как раз завершились сложные и весьма точные спектроскопические исследования этой звезды, включая измерение наличия в ней множества элементов, в частности тория и европия, которые позволили оценить ее возраст в 15,2 плюс-минус 3,7 млрд лет. К 2003 году дополнительное изучение той же звезды, объединившее наблюдения с Земли и «Хаббла», уточнило оценку возраста тория и европия до 12,8 плюс-минус 3 млрд лет, а нескольких разных элементов – до 12–13,5 млрд лет. Это похоже на нижнюю границу оценок для HD 140283, а датировка других звезд по торию и европию в начале нынешнего столетия дала аналогичные результаты. Но как же это работает?
Граф де Бюффон и Исаак Ньютон могли бы с легкостью понять принципы оценки возраста белых карликов, а Бертрам Болтвуд и Артур Холмс не испытали бы сложностей с последним методом, который я опишу в приложении к определению возраста звезд. Это простая радиометрическая датировка, примененная не к геофизическим, а к астрофизическим объектам. Метод, работающий с белыми карликами, может использоваться только в отношении звезд, начавших свое существование с большей, чем у Солнца, массой и эволюционировавших быстрее, а радиометрическая датировка способна помочь и в случае со звездами, которые имели вначале массу меньше солнечной, развивались медленнее и, несмотря на свой огромный возраст, до сих пор находятся в стадии красных гигантов.
В главе 3 я вскользь упомянул, что элементы существуют в различных вариантах, называемых изотопами и имеющих разные массы (из-за неодинакового числа нейтронов в ядрах), но аналогичные химические характеристики (благодаря одинаковому числу протонов и, соответственно, электронов). Обычный водород и дейтерий (тяжелый водород) – разные изотопы водорода, а гелий встречается в виде гелия-3 и гелия-4: у первого в ядре два протона и один нейтрон, у второго два протона и два нейтрона. Все это важно для радиометрической датировки, поскольку у некоторых тяжелых элементов есть стабильные и нестабильные изотопы. Говоря о радиоактивном распаде элемента, мы подразумеваем распад конкретного изотопа.
Возраст Млечного Пути можно напрямую грубо определить с помощью радиометрической датировки, и она даст нам один очень важный результат. Имеющиеся вокруг нас сегодня пропорции различных изотопов могут рассказать о том, каковы они были у радиоактивных изотопов во времена формирования Солнечной системы, даже если эти изотопы уже давно распались: ведь в результате образовались другие, которые можно найти и проанализировать. Итак, мы приблизительно знаем, какое сочетание радиоактивных элементов присутствовало в облаках межзвездной пыли в период образования Солнечной системы, и можем применить эти оценки для расчета времени образования такой комбинации веществ. Самая простая из возможных догадок: все они сформировались одновременно при рождении Млечного Пути. Это явно неверно, поскольку мы знаем, что сверхновые взрываются и в наши дни. Исключение такого варианта очень полезно. Оно указывает нам минимально возможный возраст Млечного Пути – 8 млрд лет. Наша Галактика не может быть моложе, и, соответственно, не может быть моложе и вся Вселенная. Это важно иметь в виду, переходя ко второй части книги.
Несколько более продвинутая догадка: с момента образования Млечного Пути сверхновые взрывались с одинаковой частотой каждый год (или, скорее, тысячу лет, поскольку это происходит примерно раз или два в столетие) и таким образом обогащали космические облака новым радиоактивным материалом и другими веществами. Думая так, мы наверняка отодвинем нужную дату слишком далеко в прошлое, поскольку в прежние периоды, когда Млечный Путь был еще молод, взрывы сверхновых наверняка происходили чаще. Но таким образом можно получить оценку примерно в 13 плюс-минус 3 млрд лет, это вполне совпадает с диапазонами возрастов некоторых старых звезд. И тут наконец я могу перейти к моей любимой версии.
Последний прорыв, который я опишу, – это обнаружение спектроскопических особенностей урана-238 в звездном спектре. При предыдущих измерениях возраста звезд использовался торий-232: его период полураспада, 14,1 млрд лет, столь велик, что даже в тех масштабах, о которых идет речь, он не успел значительно распасться. Его период полураспада, в частности, втрое больше возраста Земли. Поэтому продукты распада тория почти невозможно обнаружить и проанализировать. Астрономы знали, что уран-238 с периодом полураспада «всего-навсего» в 4,5 млрд лет (это близко к возрасту Земли) и хорошо изученными, легко выявляемыми продуктами распада мог бы стать намного более качественным ориентиром, если бы удалось обнаружить его следы в спектре звезд. В начале 2001 года их ждала удача: группа астрономов, использовавшая телескоп Европейской южной обсерватории высоко в горах Чили, сообщила об обнаружении явных следов урана-238 в спектре звезды CS 31082-001. В этой звезде было в тысячу раз меньше железа, чем в Солнце (коэффициент равнялся –3), имелись торий и уран, то есть можно было оценить ее возраст сразу по двум радиоактивным веществам. Пропорции тория и урана позволяют сделать это достаточно точно, и возраст звезды оказался равен 12,5 плюс-минус 3 млрд лет. Вряд ли она самая старая из известных, тем не менее одна из старейших, исследованных с помощью этого метода, который я считаю наиболее надежным. Наконец, в 2008 году внимание оказалось приковано к звезде HE 1523–0901.
Это красный гигант, расположенный в гало, примерно в 7400 световых лет от Земли в сторону созвездия Весов. Его масса составляет около 80 % от массы Солнца, коэффициент металличности равен –2,95. Анна Фребель, работавшая в то время в Техасском университете (город Остин), и ее коллеги заявили, что с помощью спектроскопического анализа и Очень большого телескопа
[117] Европейской южной обсерватории в свете этой звезды они обнаружили не только уран и торий, но и европий, осмий и иридий. Это позволило им получить целый набор пропорций: урана к торию, тория к иридию, тория к европию, тория к осмию. Чем больше подобных соотношений удается проанализировать, тем надежнее оценка возраста звезды. Сложив все данные, ученые пришли к значению в 13,2 плюс-минус 3 млрд лет. Это несколько больше, чем оценка для CS 31082-001, но провести границу сложно: незначительная разница между соотношениями урана к торию у CS 31082-001 и HE 1523–0901 позволяет предположить, что первая из звезд все-таки несколько старше, что к тому же укладывается в погрешности оценок. Впрочем, как пишут сами исследователи, «с учетом того, что наблюдаемые погрешности превышают [разницу возрастов], нынешний возраст этих двух звезд предполагает их образование примерно в одно и то же время. Это также подтверждается их почти идентичной металличностью».
Можно сделать общий вывод, что все эти возрасты, подсчитанные тремя разными способами: с помощью шаровых звездных скоплений, белых карликов или радиометрии, – согласуются друг с другом. Из этого можно вывести два следствия. Во-первых, астрофизика непротиворечива: астрономы движутся в нужном направлении. Во-вторых, самой старой звезде в нашей Галактике немногим более 13 млрд лет. Теперь посмотрим, как это соотносится с нашим пониманием Вселенной в целом.
