В прошлой главе мы рассказали об измерении времени, имея в виду то понятие времени, которое мы используем в повседневной жизни. Однако в самой астрономии нужно рассматривать гораздо большие интервалы времени, описывающие астрономические и космологические явления. И в этом масштабе математика играет ключевую роль. Так как результаты астрономических наблюдений охватывают лишь около 300 лет, для изучения «больших времён» необходимо компьютерное моделирование.

Именно математика позволяет создавать модели, которые вкупе с результатами наблюдений помогают определить, что произошло и что произойдёт на временном интервале в несколько миллиардов лет. А именно такие интервалы характерны для астрономических явлений.

Все звёзды рождаются из облаков газа и пыли в межзвёздном пространстве. Под действием сил притяжения эти облака сжимаются, и внутри них образуются звёзды. Процесс длится тысячи лет — при сжатии облако нагревается, и его сжатие замедляется, после чего оно вновь охлаждается, так как часть энергии переходит в излучение. Когда новые звёзды очищаются от остатков газового облака под действием звёздного ветра, окружающий их газ начинает светиться, и звёзды становятся ярче.

В областях, где образуются новые звёзды, наблюдаются разноцветные газовые облака.

Когда Вселенная только зарождалась (это произошло примерно 14 млрд лет назад), почти вся она состояла из атомов водорода и гелия. Первые звёзды появились в результате сжатия облаков газа, практически полностью состоявших из этих химических элементов. Более тяжёлые компоненты образовывались в ходе эволюции этих первых звёзд. После смерти первые звёзды выбрасывали в космос часть своего вещества, обогащённого новыми химическими элементами, в частности кислородом и углеродом, которые сформировались внутри них. Ещё более тяжёлые элементы, например свинец и уран, образовались во время взрывов сверхновых звёзд.

Внутри звёзд средних размеров, подобных Солнцу, водород превращается в гелий, а тот, в свою очередь, в углерод, азот и кислород. В конце жизни такие звёзды раздуваются и выбрасывают часть своей атмосферы в космос, образуя красивые планетарные туманности.

Туманность NGC 7635, в которой можно различить пузырь звёздного ветра — зону расширения, в которой при соударении с межзвёздным веществом образуется ударная волна.

Галактическое гало, окружающее звезду V838 в созвездии Единорога. Эта звезда стала одной из самых ярких во всём Млечном Пути, после чего её блеск вновь уменьшился.

Звёзды разных поколений излучают материю, которая смешивается с другими облаками газа, и в результате образуются новые звёзды и планетные системы. Концентрация тяжёлых элементов, например кислорода, в межзвёздном пространстве постоянно увеличивается. Таким образом, возраст звезды можно определить по тому, сколько кислорода она содержит: чем меньше содержание кислорода, тем раньше звезда образовалась.

Подсчитано, что через 4,5 млрд лет Солнце превратится в красный гигант и окончит своё существование в виде прекрасной планетарной туманности. Солнце, Земля и другие планеты будут выброшены в межзвёздное пространство и станут материалом для новых звёзд, а от всей Солнечной системы останется лишь белый карлик. Срок жизни звезды зависит от её массы: чем массивнее звезда, тем меньше она живёт.

Звёзды, меньшие, чем Солнце, в конце жизни не выбрасывают материю в пространство, а просто остывают. Красивее всего заканчивают свою жизнь звёзды, размерами намного превышающие наше Солнце: они взрываются, подобно сверхновой, испускают материю и образуют огромное облако раскалённого газа. Во время этого взрыва формируются самые тяжёлые химические элементы — золото и уран.

Ядро звезды после взрыва превращается в нейтронную звезду или чёрную дыру.

Звёзды в разных галактиках находятся на разных этапах эволюции: где-то их формирование уже завершено, а где-то именно сейчас образуются тысячи и миллионы звёзд.

Солнечная система образовалась из аморфного и протяжённого облака газа, насыщенного молекулами водорода, гелия, углекислого газа, аммиака, воды, а также содержащего лёд и пыль тугоплавких металлов. Считается, что в межзвёздном пространстве это протопланетное облако вращалось и обладало магнитным полем. По какой-то причине, возможно, под действием ударной волны от ближайшей сверхновой, протопланетное облако сжалось настолько, что сила тяготения превысила противодействующие силы и произошёл коллапс.

На этом рисунке изображён момент формирования Солнечной системы.

Вы можете видеть образование звёзды и окружающего её диска.

Под действием центробежной силы облаку было проще сжаться в направлении оси вращения, чем перпендикулярно ей. Следовательно, вращавшееся облако сжалось в диск, перпендикулярный оси вращения, подобно тому, как расправляется пачка балерины, исполняющей фуэте, под действием центробежной силы.

Более тяжёлые частицы пыли стали частью диска этой протопланетной системы быстрее, чем газ. Плотность облака ближе к центру возрастала, и в самой его сердцевине образовалось Солнце, сохранившее магнитное поле облака. Солнце притянуло к себе большую часть материи, расположенной поблизости. Гравитационная энергия газа и пыли при сжатии преобразовалась в тепловую энергию, в результате Солнце нагрелось. Когда температура внутри него достигла нескольких миллионов градусов, начались ядерные реакции, и молодое Солнце стало излучать собственный свет.

От этого излучения находившаяся поблизости ледяная пыль испарилась, а из частиц тугоплавких металлов начали образовываться тела всё большего и большего размера. Они сталкивались друг с другом, в них накапливалось всё больше материи — так образовались планеты. Планеты, близкие к Солнцу, богаты тяжёлыми элементами, которые образовались из частиц тугоплавких металлов. Более далёкие от Солнца планеты, образованные из частиц металлов и мелких льдинок, по составу близки к облаку газа и пыли, из которого сформировалась Солнечная система.

Внешние планеты отличаются большими размерами, имеют кольца и большее число спутников, так как в процессе формирования вблизи них располагалось большее количество вещества.

На этом рисунке изображён протопланетный диск, из которого образуются планеты.