13,8

Наблюдения за реликтовым излучением могут указать нам на момент, когда Вселенная стала прозрачной и электромагнитные лучи начали свободно проникать через космос. Это произошло чуть менее чем через 400 тысяч лет после той доли секунды, в которую произошла инфляция. До этого момента Вселенная была столь горячей, что нейтральные атомы не могли существовать и кругом было море заряженных частиц – электронов и ядер (преимущественно водорода и гелия), взаимодействовавших с электромагнитным излучением.

Однако даже массы газа и галактик не дают в совокупности общей массы скопления, иными словами, в нем содержится множество темной материи. Ее давление удерживает горячий газ от гравитационного коллапса в скоплении

наша Галактика чуть меньше средней (диаметр Млечного Пути составляет 26,8 килопарсек при среднем показателе 28,3).

Ошибаясь в написании фамилии Хаббла, как он это делал во всех своих работах того времени, он продолжает:
Чрезвычайно важные наблюдения Хаббела показали, что внегалактические туманности обладают двумя следующими качествами:

еще до обнародования англоязычного варианта эта работа успела обрести популярность благодаря упоминаниям Эддингтона и де Ситтера, узнавшего о ней от Эддингтона. Именно тогда Леметр был признан крупнейшим ученым-космологом, и именно он смог вывести исследования на новый уровень, представив идею Большого взрыва.

Если отбросить наиболее экзотические и представляющие интерес в основном для математиков варианты, модели Фридмана предлагают три основные альтернативы описания Вселенной: все они естественным образом расширяются и не требуют лямбда-члена. Главное, как указывает Фридман, что такое расширение вызывается растяжением самого пространства, а не движением сквозь него какой-то материи. Во вселенной первого типа такое расширение происходит постоянно, хотя и замедляясь со временем из-за гравитации находящейся в ней материи. Поэтому такую вселенную называют открытой. Однако может существовать закрытая вселенная, которая какое-то время расширяется, но затем гравитация становится сильнее этого процесса и заставляет ее снова сжаться. Те и другие могут быть разных видов, с разной скоростью расширения. Но существует и третий, уникальный тип вселенной, находящийся точно посредине. Такая вселенная непрерывно расширяется, постоянно замедляясь, но никогда не останавливаясь окончательно. Она получила название плоской по аналогии с поверхностью сферы или Земли, которая из-за больших размеров может представляться совершенно плоской.

В 1845 году Уильям Парсонс[128], третий лорд Росс, завершил сооружение огромного телескопа в своем ирландском замке Бирр. Из-за размеров этот механизм прославился как «Левиафан» из Парсонстауна и оставался самым большим в мире до строительства 2,5-метрового телескопа Хукера в 1917 году. Зеркало «Левиафана» имело 1,8 м в поперечнике, 13 см в толщину и весило три тонны.

Звезды тяжелее четырех масс Солнца могут проходить дальнейшие стадии ядерного горения, описанные в предыдущей главе, и выбрасывать в космическое пространство все больше материала (звездного пепла) либо с помощью относительно мягких процессов, либо, если они тяжелее примерно восьми масс Солнца, через мощные взрывы, как сверхновые звезды, разнося тяжелые элементы по всей галактике и оставляя после себя крохотные плотные нейтронные звезды.

Первое, что при этом происходит, – начало сжатия и разогрева ядра, теперь состоящего преимущественно из гелия, по мере высвобождения энергии притяжения. Это запускает горение водорода в слое вокруг ядра. Дополнительное излучение из ядра и слоя с горящим водородом отталкивает внешние слои звезды и заставляет ее раздуваться, и часть материи в этот момент отторгается в космос. Поскольку звезда увеличивается, даже несмотря на излучение ею большего тепла, чем, например, способно излучить Солнце, на единицу ее поверхности приходится меньше излучения, чем у Солнца, то есть ее поверхность окажется холоднее поверхности звезд из главной последовательности. Таким образом, звезда уйдет из главной последовательности и сдвинется на диаграмме вверх и вправо. Она превратилась в красного гиганта. На каком-то этапе ядро раскалится настолько (примерно до 100 млн К), что начнется горение гелия. В звездах типа Солнца и любых других массой примерно до двух солнечных масс запуск горения гелия происходит неожиданно и называется вспышкой гелия, но в более массивных звездах этот процесс начинается спокойнее. В обоих случаях звезда переходит в состояние, подобное тому, в котором она находилась в главной последовательности, но теперь в ядре происходит горения гелия, а вокруг него – горение водорода[109]. Попутно большая часть внешних слоев звезды отторгается в космос.
Для звезд до четырех масс Солнца на этом все и заканчивается. Когда горение гелия подходит к концу, звезда сжимается до белого карлика: сначала очень горячий, но постепенно остывающий плотный уголек

На современном виде диаграммы Герцшпрунга – Расселла (или просто Г – Р[107]) цвета (или температуры, определенные по закону Планка, связанному с черным телом) звезд расположены по оси x с понижением температуры слева направо