Эволюция звезд

Путь любой звезды начинается так же, как у Солнца, — со сжатия межзвездного газопылевого облака. Далее все ее усилия направлены на сопротивление гравитационному сжатию. Как и наше Солнце, звезды в первую очередь запускают ядерные реакции в ядре, благодаря которым появляется направленное наружу давление, что отвращает гравитационный коллапс. Почти каждая звезда, которую вы видите, находится на стадии горения водорода. Астрономы называют их звездами главной последовательности. Наше Солнце находится на этой стадии примерно 4,5 млрд лет.

 

Горячая голубая звезда Ригель и типичные звезды Сириус А и Солнце на фоне Антареса

Горячая голубая звезда Ригель и типичные звезды Сириус А и Солнце на фоне красного сверхгиганта Антареса.

 

Содержание

  1. Эволюция звезд в зависимости от массы
  2. Красные гиганты
  3. Белые карлики

 

Эволюция звезд в зависимости от массы

Время жизни звезд различных масс

  • 0,1 массы солнца: от 6 до 12 триллионов лет
  • 1 масса солнца: 10 миллиардов лет
  • 10 масс солнца: 32 миллиона лет
  • 100 масс солнца: 100 000 лет

 

Этапы эволюции звезд различных масс

  • 0,1 массы солнца: красный карлик
  • 1 масса солнца: красный гигант, затем белый карлик
  • 10 масс солнца: сверхновая, затем черная дыра
  • 100 масс солнца: сверхновая, затем черная дыра

 

Очевидно, что горение водорода не может длиться бесконечно. Рано или поздно водородное топливо в ядре звезды заканчивается, и звезде приходится искать новые пути для противостояния гравитационному сжатию. Как долго это продлится, зависит от массивности звезды. И здесь наблюдаются два конкурирующих эффекта: с одной стороны, большие звезды в начале эволюции имеют большие запасы горючего, а с другой стороны, у больших звезд сила гравитационного сжатия тоже больше, что приводит к ускоренному исчерпанию ядерного топлива в их недрах. И второй фактор доминирует: чем больше звезда, тем меньше времени она проводит на стадии горения водорода. Если представить, что возраст Млечного Пути равен 1 году, то у звезд типа Солнца запасов горючего хватит приблизительно на 10 месяцев, в то время как очень большие звезды могут просуществовать всего лишь полчаса.

 

Звезды в шаровом скоплении омега Центавра

Звезды в шаровом скоплении омега Центавра.

 

Красные гиганты

Так что же будет с обычной звездой солнечного типа, когда водород в ее ядре иссякнет? Очевидно, что ядерные реакции станут затухать и давление, которое миллиарды лет сдерживало силы гравитации, начнет снижаться. Гравитация снова возьмет верх: звезда начнет сжиматься, и в какой-то момент сжатие снова разогреет ее недра. Это приведет, во-первых, к тому, что области за пределами ядра, в которых остается несгоревший водород, нагреются до температур, при которых начнется реакция превращения водорода в гелий. Во-вторых, температура ядра повысится, и в этих условиях достаточно быстро загорится конечный продукт горения водорода гелий. В новом цикле три ядра гелия два протона и два нейтрона в каждом станут сближаться, и в результате возникнет одно ядро углерода (из шести протонов и шести нейтронов) и избыток энергии. Тип реакций, в которых остатки горения одного ядерного цикла становятся горючим для следующего, играют важную роль в генерации энергии старых звезд.

 

В конечном итоге в недрах звезд, масса которых не превышает 6 масс Солнца, будет вырабатываться больше энергии под воздействием горения ядерных запасов, что приведет к расширению внешней оболочки звезды. Граница Солнца, например, сместится до земной орбиты. Поскольку энергия звезды теперь будет уходить в окружающее пространство через поверхность большей площади, цвет этой поверхности сменится с белого (как у Солнца сейчас), характерного для горячих звезд, на красный. Звезды такого типа называются красными гигантами.

 

Что случится с Землей, когда Солнце через 5,5 млрд лет перейдет в стадию красного гиганта? Очевидно, что Меркурий и Венера будут поглощены Солнцем и полностью испарятся. В процессе перехода Солнце выбросит заметную часть своей массы в окружающее пространство, ослабив, однако, гравитационное воздействие на планеты. Потому земная орбита сместится наружу, окажется чуть дальше внешних оболочек расширившейся звезды и не будет задета расширением. Однако современные вычисления показывают, что из-за приливных эффектов наша планета все равно будет приближаться к Солнцу и в итоге будет им поглощена. Но даже если поглощения не произойдет, Земля разогреется настолько, что ее океаны испарятся, а камни на поверхности расплавятся, уничтожив жизнь, которая сохранится к тому моменту.

 

Белые карлики

Что дальше? Давление, которое создают звезды типа Солнца, недостаточно велико, чтобы запустить новые термоядерные реакции с участием углерода, образовавшегося ранее из-за горения гелия в ядре звезды, и избежать гравитационного коллапса будет уже невозможно. Гравитация победит в очередной раз, и коллапс таки произойдет.

 

Мы знаем, что гравитационное сжатие облака межзвездного газа на ранних стадиях эволюции Солнца разогнало атомы настолько, что во время жестких столкновений ядра лишались своих электронов. На протяжении всего жизненного цикла звезды, от стадии главной последовательности до стадии красного гиганта, эти электроны «наблюдали» за происходящим, а процессы в ядре играли основную роль. Теперь настал их звездный час.

 

На диаграмме Герцшпрунга Рассела показана связь между температурой звезды и ее светимостью

На диаграмме Герцшпрунга Рассела (вверху) показана связь между температурой звезды и ее светимостью. Температура звезд при движении слева направо падает; при перемещении сверху вниз ослабевает яркость излучения. Наше Солнце - типичная звезда в центре главной последовательности.

 

Одно свойство электронов играет особую роль на этой стадии жизненного цикла звезды. Это принцип запрета, или принцип Паули: два электрона и более не могут находиться одновременно в одном и том же состоянии. Представьте себе толпу людей: вы можете их сблизить друг с другом, но, достигнув сближения, при котором каждому необходимо минимальное количество жизненного пространства, вам не удается хоть сколько-нибудь еще уменьшить размер толпы. Также и с оторванными от ядер электронами: они вплотную приближаются друг с другу при коллапсе звезды настолько, что в какой-то момент еще приблизить их друг к другу становится невозможно. В этой точке гравитация силится столкнуть их, сами же они отталкиваются друг от друга, и этот процесс характеризует стабильность звезды в финальной стадии. Она будет длиться вечно.

 

Солнце достигнет окончательного равновесия, когда сколлапсирует до размеров Земли. Звезда станет раскаленной добела, как тлеющие угли в догорающем пламени. Астрономы называют объекты такого типа белыми карликами. Они продолжают излучать остатки энергии, выработанной за длинный жизненный цикл, но, как и угли в гаснущем костре, со временем угасают и остывают. Вот так закончит свою жизнь наше светило наряду со многими звездами, которые мы сегодня наблюдаем на небе.

 

Но для звезды это не единственный способ проститься жизнью. Некоторые из них, как мы увидим в следующей главе, заканчивают свое существование куда более эффектно.