Айзък Азимов
Гравитационната гибел на вселената (19) (Колапсиращата вселена или историята на черните дупки)

Главната последователност

Нека започнем с това, че една звезда се ражда от облак прах и газ, който се върти бавно и който под действието на собствената си гравитация бавно се кондензира. След като този газово-прахов облак (разпилян в пространството след Големия взрив) започне да се кондензира, гравитационното привличане става все по-интензивно и процесът на свиване се ускорява.

При кондензацията на облака температурата и налягането в центъра му нарастват и накрая достигат до такива стойности, че атомите там се разрушават и започват ядрени реакции. Звездата се ражда в момента, в който се запалва ядреният огън.

Времето на кондензация не е много дълго в сравнение с целия живот на звездата, който трае милиарди години. Колкото по-голям и по-масивен е бил облакът в началото, толкова по-силно е гравитационното привличане и кондензирането става по-бързо. На звезда с масата на Слънцето ще са необходими 30 милиона години, за да запали ядрения си огън, а на звезда с 10 пъти по-голяма маса й трябват само 10 000 години. От друга страна — на звезда с маса само 1/10 от слънчевата ще са й необходими 100 милиона години, за да се превърне в звезда.

Естествено звездите, които виждаме на небето, вече са достигнали до стадия на ядрено горене. Те продължават да излъчват енергия с почти еднакъв темп през дълъг период от време. Действителният темп, с който звездата генерира и излъчва енергия, зависи от нейната маса.

Когато Едингтън изчислил температурата в недрата на звездите, той стигнал до заключението, че колкото по-масивна е една звезда, толкова по-големи са гравитационните сили, които я удържат във вида, който има. Това означава, че колкото е по-масивна една звезда, толкова трябва да е по-висока температурата в недрата й, за да има тя такива размери при тази гравитация. Колкото по-висока е вътрешната й температура, толкова повече енергия ще се генерира и излъчи от звездата. С други думи, колкото по-масивна е една звезда, толкова по-ярка ще бъде тя. Правилото на Едингтън се нарича зависимост маса — светимост.

Когато изследваме звездния свят, виждаме, че се образува правилна последователност, която започва от много горещите и много ярки звезди с голяма маса през звездите с по-малка маса и яркост към звездите с много малка маса и яркост, чиито повърхности са доста студени. Тя се нарича главна последователност, тъй като обхваща около 90% от всички звезди, които познаваме. (Останалите 10% са необикновени звезди като червените гиганти и белите джуджета.)

Спектрите на звездите от главната последователност формират своя последователност. Когато се движим по главната последователност в посока на по-студените звезди, постепенното падане на температурите се отразява на вида на тъмните линии в спектрите. Следователно звездите могат да се разделят на спектрални класове в зависимост от вида на тъмните линии.

Спектралните класове, на които се разделят звездите от главната последователност, са O, B, A, F, G, K и M. От тях звездите от клас O са най-масивни, най-ярки и най-горещи, а тези от клас M са с най-малка маса, най-студени и с най-малка светимост. Всеки спектрален клас се разделя на подкласове, номерирани от 0 до 9. Така ние имаме класове B0, B1, B2 и така нататък до B9, след което следва A0. Нашето Слънце е от спектрален клас G2.

В таблица 9 са представени масите и светимостите на звездите в зависимост от спектралния им клас.

Разпределени ли са тези звезди поравно?

Отговорът е не.

Обикновено във Вселената големите обекти винаги представляват някакво изключение и са по-малко разпространени от малките обекти от същата категория. Големите животни са по-малко на брой от малките (сравнете броя на слоновете с този на мухите), броят на големите скали е по-малък в сравнение с песъчинките, планетите са по-малко от астероидите и т.н.

Ако по аналогия очакваме броят на масивните и ярки звезди да бъде по-малък от този на по-малките и по-слаби звезди с по-ниска маса, ще бъдем прави.

От звездите, които се виждат, астрономите правят дедуктивното заключение, че около 3/4 от всички звезди в нашата Галактика са от спектрален клас M, който включва най-малките и най-слаби звезди. В таблица 10 са представени подробно разпределенията на звездите, според спектралните им класове.

(Можем, разбира се, да предположим, че всичко, което е вярно за нашата Галактика, важи и за мнозинството други галактики. Нямаме причини да смятаме, че нашата Галактика е необикновена.)

Другият въпрос е свързан с това, дали звездите от различните спектрални класове изразходват ядреното си гориво за различно време и следователно дали някои звезди остават в главната последователност по-дълго от други, като забавят неизбежния си колапс.

Ако приемем, че всички звезди започват живота си със състав предимно от водород, който е главното ядрено гориво, ще видим, че колкото по-масивна е звездата, толкова по-голям запас от гориво има тя. Звезда от клас O5, която е 32 пъти по-масивна от Слънцето, би трябвало да има (както можем да предположим) и 32 пъти по-голям запас гориво. Бихме могли да допуснем, че това гориво ще й стигне за 32 пъти по-дълъг живот и че тя ще остане 32 пъти по-дълго върху главната последователност — или 160 пъти по-дълго от пребиваването на звезда от клас M5 върху тази последователност.

Звездите обаче не изразходват ядреното си гориво с еднакъв темп, а в зависимост от масата си. Колкото по-масивна е звездата, толкова по-силно нейното гравитационно поле свива веществото й, колкото по-горещо е нейното ядро, толкова по-добре се уравновесява гравитационното свиване. А колкото е по-горещо ядрото, толкова повече гориво в една секунда трябва да се изразходва, за да се запази високата температура. Казано накратко, колкото по-масивна е една звезда, толкова по-бързо тя изразходва ядреното си гориво.

Едингтън фактически показал, че при движението от звезди с по-малка маса към по-масивни звезди темпът на изразходване на ядреното гориво нараства по-бързо от тяхната маса. С други думи, независимо че звезда O5 има 32 пъти повече ядрено гориво от Слънцето, тя ще го изразходва 10 000 пъти по-бързо. Следователно тя ще изразходва своето по-голямо количество ядрено гориво много по-бързо от Слънцето, чиито запас от гориво е по-малък. Аналогично Слънцето изразходва по-бързо горивото си от една слаба звезда от клас M5, чийто запас е само 1/5 от слънчевия.

Накратко, колкото по-масивна е една звезда, толкова по-малко стои тя на главната последователност, по-бързо се превръща в червен гигант и колапсира. Продължителността на живот на различните спектрални класове е дадена в таблица 11.

Тъй като звездите, които първи колапсират, са по-големи и се срещат по-рядко, това обяснява и относително ниския брой на белите джуджета. Нито една звезда от спектрални класове K или M, които представляват заедно 8,7% от всички звезди, не е успяла още да изразходва ядреното си гориво дори да е започнала да излъчва непосредствено след Големия взрив. Вероятно само звездите от класове O, B, A, F и част от G са напуснали главната последователност, но това са само около 10% от всички звезди.

Дори и след тези съображения ние все още не сме обяснили напълно малкия брой бели джуджета. Ако всички звезди в Галактиката са се образували скоро след Големия взрив и други звезди повече не са се раждали, то не би трябвало да съществуват звезди в Галактиката, които да са по-големи и по-ярки от сравнително малките звезди от спектрален клас G. Тези по-ярки звезди би трябвало вече да са се разширили и колапсирали. Но това не е така. И сега на небето могат да се видят изключително ярки звезди — дори звезди от клас O.

Ясно е, че звездите с голяма светимост, които съществуват сега, не са могли да живеят през цялото време на живот на Вселената. Те трябва да са се образували сравнително късно. Нашето Слънце (спектрален клас G2) трябва да е далеч по-младо от Вселената, в противен случай то сега трябваше вече да бъде бяло джудже. В действителност Слънцето вероятно се е зародило преди около 5 милиарда години, когато Вселената е била вече на 10 милиарда години. В Галактиката съществуват места, където се вижда, че и сега се раждат звезди, но на същите места съществуват и звезди, образувани преди милиарди години.

Краткоживеещите звезди ще светят дълго, дълго време в небето, ще се появяват и ще умират, а звездите джуджета ще продължават постоянно да светят.

Ако предположим още, че Вселената ще се разширява безкрайно, то всички звезди, дори и най-малките, ще изразходват ядреното си гориво, после ще се разширят и колапсират. И много трилиони години след нас Вселената ще се състои само от два вида тъмни „вечни“ тела — черни джуджета, които са пепелта на звездите, и черни планетоподобни тела, които никога не са били звезди.

Дали ще сме прави, ако приемел, че краят е именно такъв? Дали всеки достатъчно голям обект, който може да стане звезда, свършва като бяло джудже, което накрая се охлажда до черно? Няма ли други обекти във Вселената, които да са по-странни дори и от белите джуджета?

Да, на хоризонта се наблюдават и по-странни обекти. Не забравяйте, че ние вървим по пътя към черните дупки.