говорить о пространстве и времени. С того момента пространство расширяется, температура Вселенной падает, а вещество и энергия эволюционируют согласно строгим физическим законам.
В течение первых нескольких минут после Большого взрыва образовались водород и гелий, а также некоторые другие легкие элементы в ничтожно малых количествах. Сегодня масса всего водорода Вселенной составляет около 75 % массы видимого вещества, а всего гелия – около 25 %. Я говорю «видимое вещество», поскольку есть и невидимое, так называемая темная материя. Она взаимодействует с видимым (обычным) веществом лишь посредством гравитации. Согласно последним космологическим моделям, темной материи в три раза больше, чем видимого вещества. Тем не менее о ее природе до сих пор мало что известно.
После того как температура Вселенной снизилась примерно до 1 000 кельвинов (К)[3], гравитация стала преобладающей силой во Вселенной. Под действием гравитации гигантские облака газа сжимались, их плотность возрастала, зажигались первые звезды. Со временем они стали объединяться и образовывать локализованные структуры – галактики. В каждой галактике могут быть сотни миллиардов звезд. В нашей галактике Млечный Путь содержится, по разным оценкам, от 100 до 400 миллиардов звезд.
Все, о чем шла речь до этого, относится к космологии – разделу астрономии, изучающему Вселенную как целый объект, ее фундаментальную структуру и эволюцию во времени. Что касается менее масштабных объектов исследования, строение различных небесных тел и физические процессы, происходящие в них, изучает астрофизика.
Недра звезд – это своего рода термоядерные печи, плавильни, где идут реакции термоядерного синтеза, в которых атомные ядра более легких химических элементов в условиях высокой плотности и гигантских температур сливаются друг с другом и превращаются в атомные ядра более тяжелых элементов. Жизнь звезды – это вечное противостояние между силой тяжести, которая стремится сжать звезду, и силами газового и лучистого давления. Последние направлены наружу от центра звезды и, не будь гравитации, превратили бы звезду в облако разреженного газа. На протяжении большей части времени, пока в звезде идут термоядерные реакции, ни одна из сил не может победить окончательно, а размер и масса звезды существенно не меняются – звезда находится в состоянии равновесия. Поддерживает это равновесие энергия, выделяющаяся в ходе термоядерных реакций, а ее излишки покидают звезду в виде излучения.
Все звезды разные, они отличаются друг от друга размером, температурой и светимостью. В начале XX века двое ученых, Эйнар Герцшпрунг и Генри Норрис Рассел, практически одновременно предложили способ систематизировать все это разнообразие. То, что они представили научному обществу, с тех пор называется «диаграмма Герцшпрунга – Рассела» (см рис. 3). По оси абсцисс (x) на этой диаграмме отложена температура видимой поверхности звезды, а по оси ординат (y) – светимость (количество энергии, излучаемое звездой за одну секунду).