Как долго может жить звезда?

Для существа, которое живет всего несколько десятилетий — менее миллионной доли процента от общего возраста Вселенной, — звезда настолько долгоживущий объект, что можно сказать, что она существует вечно. Несмотря на то, что только в пределах Млечного Пути насчитываются сотни миллиардов звезд, большинство когда-либо живших людей собственными глазами никогда не видели, как умирает звезда.

Здесь, в нашей Солнечной системе, нашей родительской звезде, Солнцу, уже почти 4,6 миллиарда лет, но пройдет еще 5-7 миллиардов лет, прежде чем Солнце вступит в свои заключительные стадии эволюции: когда оно станет красным гигантом, сбросит свои внешние слои и сожмется, превратившись в белого карлика.

Но звезды бывают очень разными в зависимости от их массы, цвета и продолжительности жизни. С начала Большого взрыва во Вселенной прошло впечатляющие 13,8 миллиарда лет, и за это время появилось более секстиллиона (~ 10²¹) звезд в той части, которая доступна нашему наблюдению. Хотя некоторые из этих звезд уже закончили свою жизнь, большинство сформировавшихся звезд все еще живы, и большинство ныне существующих звезд значительно переживут Солнце.

Этого достаточно, чтобы задаться вопросом: как долго может прожить звезда и как долго в нашей Вселенной еще будут светить звезды?

Внутри звезд, подобных нашему Солнцу, действуют две невероятно мощные силы, которые уравновешивают друг друга по всей внутренней части:

1. сила гравитации, которая непреодолимо притягивает каждую частицу внутри звезды к центру,
2. и внешнее давление от излучения, которое возникает из-за реакций ядерного синтеза, происходящих в ядре звезды.

Если эти силы в целом не уравновешены, звезда будет либо расширяться, либо сжиматься в ответ, пока не будет достигнуто состояние равновесия.

Это помогает нам понять, почему на верхнем конце спектра масс, чем массивнее звезда, тем больше она по размеру. В ядрах звезд происходит термоядерный синтез: везде, где температура превышает 4 миллиона К (кельвин), что является (приблизительным) температурным порогом для инициирования синтеза водорода в звездах. Однако более высокие температуры приводят к гораздо большим скоростям термоядерного синтеза.

На Солнце температура в центре достигает 15 миллионов К, и с этими более высокими скоростями синтеза повышаются температуры и— как следствие, увеличиваются размеры нашей звезды. Если мы посмотрим, как связаны звездная масса, звездная температура и звездный размер, мы увидим, что по мере увеличения массы звезды температура и размер резко возрастают в ответ.

Эти соотношения между массой звезды и ее цветом / температурой и размером более жесткие, чем думает большинство людей. Иногда говорят, что «пламя, которое горит в два раза ярче, живет вдвое меньше», и это правда для пламени, которое получает свою энергию из эквивалентных запасов топлива. Однако для звезд ситуация гораздо серьезнее, чем для обычного пламени. Если бы мы сравнили три звезды друг с другом:

• звезду, масса которой равна массе Солнца,
• звезду, масса которой в два раза больше массы Солнца,
• и звезду, масса которой в десять раз превышала массу Солнца,

мы обнаружили бы некоторые чрезвычайно разные свойства между ними.

Общая продолжительность жизни солнцеподобной звезды оценивается примерно в 12 миллиардов лет, ее размер равен 1 солнечному радиусу, яркость равна 1 солнечной светимости, средняя температура поверхности около 6000 К и у нее беловатый цвет.

Звезда, масса которой в два раза больше массы Солнца, имеет расчетный срок жизни около 1,5 миллиардов лет, размер ~ 1,7 солнечного радиуса, яркость около 25 солнечных светимостей, среднюю температуру поверхности около 10 000 К и бело-голубой цвет.

А звезда, масса которой в 10 раз больше массы Солнца, живет всего около 20-40 миллионов лет, имеет размер, примерно в 9 раз превышающий радиус Солнца, яркость около 25 000 солнечных светимостей, температуру поверхности 23 000 К и голубоватый цвет.

Как общее эмпирическое правило, время жизни звезды обратно пропорционально ее массе в кубе: звезда, вдвое массивнее Солнца, живет всего одну восьмую жизни Солнца, а звезда, масса которой в два раза меньше массы Солнца, должна прожить в восемь раз дольше Солнца. («В кубе» — это приблизительное значение, поскольку соотношение уменьшается к массе в 2,5 степени на конце с высокой массой и увеличивается к массе в 4-й степени на конце с низкой массой.)

Другими словами, чем менее массивна звезда, тем дольше она может прожить, в то время как самые массивные звезды, несмотря на большее количество топлива, будут сжигать его гораздо быстрее и будут иметь самый короткий срок жизни из всех.

Подсчитано, что звезды с наибольшей массой — в сотни раз превышающей массу Солнца (или, возможно, даже больше), просуществуют всего 1-2 миллиона лет, прежде чем погибнут в результате катастрофического катаклизма, такого как взрыв сверхновой или гиперновой. Однако по мере того, как мы приближаемся ко все меньшим массам, мы обнаруживаем, что у таких звезд:

• топливо расходуется медленнее,
• они проживут большее количество времени,
• они погибнут без катаклизмов,
• и у них будет больше времени для транспортировки материала из глубин звезды во внешние слои и наоборот.

Поэтому, если мы хотим понять, какие звезды являются самыми долгоживущими из всех, мы должны обратить наше внимание на наименее массивные звезды из всех: красных карликов, судьба которых отличается от судьбы нашего Солнца.

Солнце — самая хорошо изученная звезда из всех, и оказывается, что около 20-25% всех звезд похожи на него. Если звезда весит где-то между 40% массы Солнца и вплоть до восьмикратной массы Солнца, ее жизненный цикл будет очень похож на нашу собственную звезду.

• Она будет превращать водород в гелий в своем ядре в течение большей части своей жизни.
• затем, когда во внутреннем ядре будет заканчивается водород, ядро ​​начинает сжиматься,
• оно нагревает звезду, заставляет ее расширяться и позволяет начать сжигание водорода в сферической оболочке, окружающей инертное ядро,
• а затем ядро ​​подвергается так называемой «гелиевой вспышке», когда внутренняя температура поднимается выше порога в ~ 26 миллионов К, что позволяет начать синтез гелия.
• и, наконец, когда во внутреннем ядре заканчивается гелий, звезда сбрасывает свои внешние слои, образуя планетарную туманность, а остаток ядра сжимается, образуя белый карлик.

Продолжительность жизни звезд, подобных Солнцу, в конце спектра с малой массой, может достигать целых 200 миллиардов лет, что более чем в 10 раз превышает нынешний возраст Вселенной.

Но техническое определение звезды для астронома — это «любой объект, в ядре которого происходит синтез водорода». И большинство звезд, возможно, до 75-80% всех звезд, попадают в категорию красных карликов: звезд, масса которых ниже 40% массы Солнца, но которые все еще превращают водород в гелий в своих ядрах.

Эти красные карлики, масса которых может составлять всего 7,5-8% массы Солнца, выглядят очень непохожими на звезды, к которым мы привыкли, по ряду важных параметров. Проксима Центавра, ближайший пример красного карлика, имеет всего 12% массы Солнца.

• Они относительно малы: часто чуть больше планеты Юпитер, радиус которой составляет менее 10% радиуса Солнца. Проксима Центавра имеет только 15% радиуса Солнца.
• Они слабые и тусклые, излучающие очень мало видимого света по сравнению со звездой, подобной Солнцу. Проксима Центавра, например, с массой 12% от массы Солнца излучает только 1 часть из 20 000 видимого света Солнца.
• Они холоднее и в основном излучают в инфракрасном, а не в видимом диапазоне спектра. Проксима Центавра имеет температуру всего 3000 К и излучает только 0,16% всей солнечной энергии.

Но что действительно делает красный карлик примечательным для многих астрономов, так это тот факт, что он сжигает свое ядерное топливо так медленно, постепенно и бережно, что эти звезды являются тем, что ученые называют полностью конвективными. Частицы внутри звезды не остаются неподвижными, а могут немного перемещаться, поскольку энергичные частицы изнутри могут переноситься наружу, а более холодные частицы, расположенные ближе к внешней поверхности, могут опускаться внутрь. Это происходит внутри земной мантии; это происходит в атмосферах планет-гигантов; и это происходит по всей внутренней части красных карликов.

В то время как солнцеподобные звезды имеют большую зону излучения между ядром и внешней конвективной зоной, эти обычные звезды с малой массой полностью конвективны. Это означает, что время, необходимое частицам для перемещения внутрь ядра и из него, меньше, чем время, необходимое для ядерного синтеза, чтобы полностью сжечь водородное топливо в ядре. В результате, в то время как солнцеподобная звезда будет сжигать водород в своем внутреннем ядре до полного завершения, а затем эволюционирует к следующей фазе своей жизни, в конечном итоге выбрасывая несгоревший водород из своих внешних слоев, красный карлик будет транспортировать свой ядерный материал в ядро и из него несколько раз в течение своей жизни, в конечном итоге сжигая 100% своего внутреннего водорода до полного его исчерпания.

Из-за своей меньшей массы по сравнению с солнцеподобными звездами и более низкой температуры ядра, красные карлики никогда не достигнут необходимой температуры ядра, даже когда они исчерпают свой водород и начнут сжиматься, чтобы инициировать синтез гелия в своих ядрах.

В то время как все сегодняшние белые карлики сформировались из солнцеподобных звезд и состоят в основном из таких элементов, как углерод, кислород, неон и более тяжелых элементов, красные карлики израсходуют весь свой водород, а затем полностью сократятся, превратившись в белых карликов без того, чтобы:

• стать красным гигантом,
• инициировать слияние «оболочки»,
• воспламенять гелий в своих ядрах,
• или сделать выброс внешних слоев в планетарную туманность.

Они просто сформируют вырожденный шар из гелия, сравнимый по размеру с Землей: гелиевый белый карлик.

В конце спектра красных карликов с большой массой эти звезды проживут несколько сотен миллиардов лет, прежде чем достигнут своей неизбежной судьбы. Однако дольше всего будут жить звезды с наименьшей массой. Вплоть до самого конца звездного спектра, где масса звезд составляет всего 7,5-8% массы Солнца (или около 80 масс Юпитера), эти звезды больше не уравновешиваются внутренним излучением, противодействующим силе гравитации; их размеры в первую очередь определяются физикой, управляющей атомами, так же, как это было бы для планеты-газового гиганта. Фактически, самая маломассивная известная карликовая звезда, 2MASS J0523-1403, имеет параметры:

• 68 масс Юпитера (с погрешностью ±13),
• температуру всего 2000 К,
• излучает всего 0,014% всей светимости Солнца,
• и всего на 1% больше по радиусу, чем планета Юпитер.

Она настолько слаба в видимом свете, что была обнаружена только телескопами в инфракрасном диапазоне, несмотря на то, что находится относительно близко, всего в 41,6 световых годах от нас. При очень малой массе, необходимой для того, чтобы стать настоящей звездой, маленькие красные карлики могут оказаться не больше крупнейших газовых гигантов, обнаруженных в Солнечной системе.

Но как долго проживет красный карлик с наименьшей возможной массой? Предполагая, что ничто не мешает его жизненному циклу, что означает:

• никакие другие звезды не сливаются с ним и не взаимодействуют с ним,
• никакие компаньоны не выкачивают из него массу,
• и ничто его сильно не беспокоит и не нарушает,

мы говорим о многих триллионах лет. Существует серьезная неопределенность, когда дело доходит до точной оценки того, как долго может прожить такая звезда, но минимальная оценка составляет около 20 триллионов лет, а максимальная — около 380 триллионов лет. Это очень, очень долгий срок!

Но это не обязательно означает, что через 380 триллионов лет на ночном небе больше не будет видно звезд. На это есть три причины.

1. Несмотря на то, что скорость звездообразования в целом снижалась в течение последних примерно 11 миллиардов лет нашей космической истории, новые звезды продолжают формироваться в богатых газом регионах, которые существуют в Млечном Пути и по всей Местной группе галактик.
2. Млечный Путь и Туманность Андромеды движутся к великому галактическому слиянию, которое вызовет появление огромного количества новых звезд примерно через 4-7 миллиардов лет, и многие из них будут иметь невероятно малую массу.
3. Но в еще более длительных космических масштабах Вселенная заполнена «неудавшимися звездами», известными как коричневые карлики, многие из которых существуют в двойных системах. Когда они сталкиваются друг с другом, два коричневых карлика достаточной массы могут слиться, чтобы образовать новую звезду — красного карлика, которая затем может гореть до максимально возможного времени жизни звезды.

Другими словами, из всех звезд, существующих прямо сейчас, самые долгоживущие будут существовать от десятков до сотен триллионов лет, при максимально возможном сроке жизни около 380 триллионов лет. Но Вселенная все еще формирует звезды и, вероятно, все еще будет формировать звезды в каком-то качестве через много триллионов лет.

Даже после того, как все галактики Местной группы сольются воедино; даже после того, как исчезнут последние остатки нашего космического газа; даже после того, как темная энергия ускорит и отдалит все галактические группы и скопления за пределами нашего собственного, все равно будут коричневые карлики, сливающиеся вместе.

Когда два коричневых карлика сливаются и их общая масса превышает порог ~ 80 масс Юпитера, образуется красный карлик, и возникает новая звезда. При продолжительности жизни в триллионы лет (максимум до 380 триллионов лет) когда-нибудь сформируется последняя звезда, видимая наблюдателю из нашей местной группы галактик.

Хотя трудно представить такие временные рамки, возможно, даже одна или несколько звезд будут светить через несколько квинтиллионов лет: в миллиарды раз больше нынешнего возраста Вселенной.

Хотя Вселенная, возможно, неизбежно движется к тепловой смерти — состоянию максимальной энтропии, из которого невозможно извлечь дополнительную энергию, — во Вселенной еще невероятно долго будут существовать звезды. Определение точного срока, который мы можем ожидать от самых долгоживущих звезд, — это область исследований, в которой ученые достигли большого прогресса, но окончательный ответ все еще остается неизвестным.