Эволюция Вселенной и происхождение жизни

Каким же было исходное соотношение 235-го и 238-го? В 1957 году канадский астроном Аластер Камерон и Джеффри Бербидж с коллегами впервые вычислили, что взрывы звезд дают на 50 % больше урана-235, чем урана-238. Так что начальное соотношение изотопов было 1,5, но со времени это отношение в межзвездном газе уменьшалось. Взрывы звезд проходили на протяжении всей истории Галактики. Мы можем начать с отношения 0,31 и идти в прошлое, учитывая как рост этого отношения, обусловленный сверхновыми, так и его уменьшение за счет радиоактивного распада. Если частота взрывов сверхновых всегда была такой же, как сегодня, то соотношение изотопов должно достичь своего начального значения за 10 млрд лет до образования Солнечной системы. С другой стороны, если взрывы сверхновых в молодой Вселенной происходили чаще — на что указывают многие признаки, — то начальное значение отношения изотопов урана достигается за более короткое время. В 1980 году, используя этот метод для соотношения изотопов разных элементов, Фаулер определил, что синтез тяжелых элементов начался за 4–8 млрд лет до рождения Солнечной системы. Позже Роже Кейрел (Roger Cayrel) из Обсерватории Париж-Медон с коллегами получил значение 8 ± 3 млрд лет. Это означает, что нашей Галактике около 12,5 млрд лет, и это разумно, поскольку меньше возраста Вселенной, составляющего около 14 млрд лет.

Неопределенность при измерении возраста Галактики методом радиоактивного датирования, к сожалению, очень велика (особенно по сравнению с очень точным радиоактивным датированием минералов на Земле и в Солнечной системе; см. главу 29). Но существуют и другие методы, точность которых выше. Можно использовать время жизни маломассивных звезд главной последовательности для определения возраста шаровых звездных скоплений, которые, по-видимому, являются самыми старыми среди выживших компонентов Галактики. Если изобразить диаграмму Герцшпрунга-Рассела (см. главу 19) для шарового скопления, то обнаружится четкая главная последовательность, резко обрывающаяся в некоторой точке. Последовательность звезд, ведущая к красным гигантам, начинается с конечной точки главной последовательности. Время жизни звезды на главной последовательности почти полностью зависит от ее массы. Например, время жизни звезды главной последовательности с массой 0,8 массы Солнца составляет 14 млрд лет, тогда как звезда с массой 1,1 массы Солнца проведет на главной последовательности только 5,1 млрд лет, а затем начнет эволюционировать к состоянию красного гиганта. Возрасты шаровых скоплений впервые определил этим методом Аллан Сэндидж в 1953 году. В 1970 году он получил средний возраст для четырех шаровых скоплений, равный 11,5 млрд лет, а работа 2003 года Лоуренса Краусса (Lawrence Krauss) и Брайана Шабойе (Brian Chaboyer) дала средний возраст 13,2 ± 1 млрд лет.

Существует и другой метод, использующий белые карлики (рис. 27.3). Эти компактные звезды остывают довольно медленно, поэтому в пределах возраста Галактики их поверхность должна оставаться довольно горячей: ее температура не может опуститься заметно ниже 4000 К. Поэтому нужно найти самый холодный белый карлик, он будет самым старым, и по температуре его поверхности можно вычислить его возраст. В 2002 году Брэд Хансен (Brad Hansen) с коллегами определили возраст шаровых скоплений в 12,7 ± 0,7 млрд лет. В этой же работе было показано, что белые карлики галактического диска значительно моложе, что свидетельствует о более позднем формировании диска внутри гало из темного вещества. В итоге все данные указывают, что возраст Галактики близок к 13 млрд лет, а ее диск постепенно собирался после этого в течение миллиардов лет.

Никогда еще не удавалось обнаружить звезды первого поколения, состоящие из чистого водорода и гелия. Возможно, это означает, что все они были очень массивными и давно уже взорвались. За последние годы было найдено несколько звезд, содержащих очень мало тяжелых элементов; они могли бы быть звездами первого поколения. Чаще обнаруживают звезды, у которых обилие тяжелых элементов составляет 1 % от их обилия у Солнца.