Как рождаются, живут и умирают звёзды?

Ни для кого не секрет, что для людей, животных и растений солнечный свет является очень важным. Солнце является главным источником света и тепла для нашей планеты. Без солнечной энергии, не было бы жизни на Земле. И люди, и животные, и растения – все нуждаются в солнечной энергии. Мы с вами воспринимаем солнечный свет и тепло как что-то должное и редко задумываемся о том, как долго нам ещё радоваться солнечным лучам.

Как мы говорили, наше Солнце лишь крохотная точка в нашей Галактике. Вокруг него существуют миллиарды других звёзд: молодых и старых, только начинающие зарождаться и уже умершие. Да-да, звёзды умирают, и наше Солнце не исключение. Сейчас наша звезда находится в «самом расцвете сил», прожив около половины своей жизни.

Откуда мы это всё знаем? Дело в том, что астрофизика уже достаточно продвинулась в изучении эволюции звёзд. Теоретические модели подкреплены надёжными наблюдениями, и несмотря на наличие некоторых пробелов, общая картина жизненного цикла звезды давно известна.

Отметим, что звёздную эволюцию не изучают путём наблюдения за жизнью одной звезды, поскольку большинство звёздных изменений происходят слишком медленно, чтобы их можно было обнаружить даже на протяжении многих столетий. Вместо этого астрофизики приходят к пониманию того, как развиваются звёзды, наблюдая за многочисленными звёздами в разные моменты их жизни и моделируя звёздную структуру с помощью компьютерных моделей.

Так как же происходит рождение звезды?

Всё начинается с молекулярного облака. Это огромные области межзвёздного газа, достаточно плотные для того, чтобы в них сформировались молекулы водорода.

Затем происходит событие. Возможно, оно будет вызвано ударной волной от взорвавшейся рядом сверхновой. А может и естественной динамикой внутри молекулярного облака. Однако исход один – гравитационная неустойчивость приводит к формированию центра тяжести где-то внутри облака.

Поддаваясь соблазну гравитации, окружающее вещество начинает вращаться вокруг этого центра и наслаивается на его поверхность. Постепенно образуется уравновешенное сферическое ядро с растущей температурой и светимостью – протозвезда.

В дальнейшем протозвезда продолжает расти за счёт аккреции газа и пыли из молекулярного облака. А в её недрах происходит увеличение температуры пока она в итоге достигнет десяти миллионов градусов. Тогда в центре протозвезды происходит первая термоядерная реакция протон-протон, позволяя водороду сливаться сначала с дейтерием, а затем с гелием. Так происходит по всей области звезды, в которой температура позволяет водороду синтезировать гелий. Так протозвезда превращается в полноценную звезду.

А что дальше? А дальше ни детства, ни отрочества, ни юности. Все протозвёзды вступают в самый продолжительный и стабильный период, занимающий 90 % всего времени их существования. Всё, что с ними происходит на данном этапе, это постепенное выгорание водорода в зоне термоядерных реакций. Буквальное «прожигание жизни». Звезда очень медленно – в течение миллиардов лет – будет становиться горячее, станет расти интенсивность термоядерных реакций, как и светимость, но не более того.

Новая звезда будет располагаться в определённой точке главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Рассела. Причём спектральный класс главной последовательности будет зависеть от массы звезды. Маленькие, относительно холодные, маломассивные красные карлики медленно сжигают водород и останутся на главной последовательности в течение сотен миллиардов лет или дольше. Тогда как массивные горячие звезды О-класса покинут главную последовательность всего через несколько миллионов лет. Жёлтый карлик среднего размера, такой как Солнце, будет оставаться на главной последовательности около десяти миллиардов лет. Считается, что Солнце находится в середине жизненного цикла своей главной последовательности.

Конечно, возможны события, которые ускоряют звёздную эволюцию. Например, близкое соседство или даже столкновение с другой звездой. Однако от жизненного цикла отдельного светила это никак не зависит.

Есть и своеобразные «мертворождённые» звёзды, которые не могут выйти на главную последовательность, то есть не способны справляться с внутренним давлением термоядерных реакций. Это маломассивные протозвезды – те самые, которые называют коричневыми карликами. Со временем термоядерные реакции в недрах этих звёзд прекращаются. И всё, что им остаётся, это продолжительное (несколько сотен миллионов лет), но неизбежное остывание.

В отличие от людей, самая активная и интересная фаза в «жизни» массивных звёзд начинается к концу их существования.

Дальнейшая эволюция каждого отдельного светила, достигшего конца главной последовательности, то есть точки, когда водорода для термоядерного синтеза в центре звезды уже не осталось, напрямую зависит от массы светила и его химического состава.

Чем меньшей массой обладает звезда на главной последовательности, тем более продолжительной будет её «жизнь», и менее грандиозным будет её финал. Например, звёзды с массой менее половины от массы Солнца – такие, которые называются красными карликами – вообще ещё ни разу не «умирали» с момента Большого взрыва. Последние астрофизические модели предполагают, что красные карлики могут оставаться на главной последовательности примерно 6–12 триллионов лет, постепенно увеличивая как температуру, так и светимость. И потом потребуется ещё несколько сотен миллиардов лет, чтобы они медленно схлопнулись в белого карлика. А в конце своего пути, вероятно, потухнут так же, как коричневые карлики.

Звёзды со средней массой от половины до десяти масс Солнца после выгорания водорода в центре оказываются способны сжигать более тяжёлые химические элементы в своём составе: сначала гелий, затем углерод, кислород и далее, насколько повезло с массой, вплоть до железа.

Эта стадия называется ветвью субгигантов, её продолжительность составляет около миллиона лет для звёзд массой в шесть и более масс Солнца, и около 700 миллионов лет – для звёзд массой, сравнимой с массой Солнца. В это время радиус звезды увеличивается, а температура снижается.

В конце стадии субгигантов гелиевое ядро у звезды становится достаточно массивным и начинает сжиматься (но то, как проходит этот процесс, зависит от массы звезды). Для звёзд начинается следующая фаза – фаза красного гиганта. Красные гиганты лежат вдоль правого края диаграммы Герцшпрунга – Рассела из-за их красного цвета и большой светимости. Примеры включают Альдебаран в созвездии Тельца и Арктур ​​в созвездии Волопаса.

Запуск гелиевых термоядерных реакций, затем углеродных и так далее каждый раз приводит к значительным трансформациям звезды. В каком-то смысле это предсмертная агония. Звезда то расширяется в сотни раз и краснеет, то снова сжимается. Светимость тоже меняется – то в тысячи раз увеличивается, то снова уменьшается.

В конце этого процесса внешняя оболочка красного гиганта сбрасывается, образуя зрелищную планетарную туманность. А в центре остаётся обнажённое ядро – белый гелиевый карлик с массой приблизительно в половину солнечной и радиусом, примерно равным радиусу Земли.

Белые карлики обладают судьбой, схожей с красными карликами – спокойное выгорание в течение миллиардов-триллионов лет, если, конечно, рядом нет звезды-компаньона, за счёт которой белый карлик может увеличить свою массу.

Если звезде особенно повезло с массой, и она равна примерно 12 солнечным и более, то финальные стадии её эволюции характеризуются значительно более экстремальными событиями.

Если масса ядра красного гиганта превышает полторы солнечной массы, то звезда не просто сбрасывает свою оболочку в финале, но высвобождает скопившуюся энергию в мощнейшем термоядерном взрыве – сверхновой.

В сердце остатков сверхновой, разбрасывающей звёздное вещество с огромной силой на многие световые годы вокруг, остаётся в этом случае уже не белый карлик, а сверхплотная нейтронная звезда, радиусом всего 10–20 километров.

Однако если масса красного гиганта больше 30 солнечных масс (вернее, уже сверхгиганта), а масса его ядра превышает 2,5–3 массы Солнца, то не образуется уже ни белый карлик, ни нейтронная звезда. В центре останков сверхновой появляется нечто куда более впечатляющее – чёрная дыра, так как ядро взорвавшейся звезды сжимается настолько сильно, что коллапсировать начинают даже нейтроны. И больше уже ничто, включая свет, не может покинуть пределов новорождённой чёрной дыры – вернее, её горизонта событий.

Особо массивные звезды – голубые сверхгиганты – могут миновать стадию красного сверхгиганта и также взорваться в сверхновой.

– А что ждёт наше Солнце?

Солнце относится к звёздам средней массы, так что если вы внимательно нас слушали, то уже сами можете предсказать, на каком именно пути находится наша звезда.

Однако человечество ещё до превращения Солнца в красного гиганта ждёт ряд астрономических потрясений. Жизнь на Земле станет невозможна уже через миллиард лет, когда интенсивность термоядерных реакций в центре Солнца станет достаточной, чтобы испарить земные океаны. Параллельно с этим условия для жизни на Марсе будут улучшаться, что в определённый момент может сделать его пригодным для обитания.

Примерно через 7 миллиардов лет Солнце разогреется достаточно, чтобы термоядерная реакция была запущена в его внешних областях. Радиус Солнца увеличится примерно в 250 раз, а светимость – в 2700 раз. Солнце превратиться в красного гиганта, поглотившего все планеты земной группы.

В таком состоянии Солнце проживёт ещё около 200 миллионов лет. Затем термические пульсации приведут к тому, что внешняя оболочка Солнца будет сорвана, и из неё образуется планетарная туманность. А в центре этой туманности будет находиться крошечная звёздочка, образовавшаяся из ядра Солнца – белый карлик.

Изначально его поверхность будет намного горячее чем у современного Солнца, а его светимость будет 3500 раз выше. Однако в течение следующих миллионов и миллиардов лет белый карлик начнёт остывать и угасать, постепенно превращаясь в коричневого карлика. В конце концов, всё, что останется, – это холодная тёмная масса, которую иногда называют чёрным карликом. Однако Вселенная ещё недостаточно стара для их существования.