Жизненный цикл звезды

Во Вселенной ничего не вечно. Даже сами звезды перестают существовать. Когда мы смотрим на ночное небо, звезды кажутся вечными и неизменными. По сравнению с человеческими масштабами времени кажется, что звезды существуют вечно, однако Вселенная постоянно претерпевает изменения.

Если бы мы могли прожить много миллиардов лет, мы бы увидели, как меняется ночное небо, когда рождаются новые звезды и умирают другие. Жизнь и смерть звезд — это постоянный цикл, происходящий во Вселенной.

Гибель одной звезды приводит к образованию другой. Материал, который когда-то был частью звезды, будет переработан и использован для формирования нового поколения звезд и планет. Как звезды рождаются и как умирают?

Рождение звезды

Каждая звезда начинает свою жизнь как огромное облако газообразного водорода, расположенное в области пространства, называемой туманностью или облаком межзвездного газа (водорода). Эти облака начинают сжиматься из-за возникающей гравитационной неустойчивости. Изначально могут начать сжиматься только облака большой массы, но в процессе они разделяются на более маленькие области сжатия, каждая из которых уже становится отдельной звездой.

Процесс аккреции становится экспоненциальным, поскольку большая масса означает большую гравитацию, которая, в свою очередь, еще больше увеличивает массу. Как только достаточное количество водорода соединяется, температура и давление достигают критической точки, и начинается процесс ядерного синтеза.

В ядре каждой звезды отдельные ядра водорода сливаются вместе, образуя гелий, в результате чего высвобождается огромное количество энергии. Как только ядерный синтез поддерживается внутри формирующейся звезды, она становится так называемой звездой главной последовательности. Каждая звезда главной последовательности находится в состоянии равновесия.

Огромная гравитация звезды пытается раздавить ее, в то время как направленный наружу поток энергии от ядерного синтеза противодействует гравитации. Две противоборствующие силы поддерживают звезду на протяжении миллионов и миллиардов лет.

Главная последовательность

Хотя каждая звезда рождается похожим образом, тип образующейся звезды зависит от того, сколько массы она содержит. Масса звезды будет определять и другие характеристики звезды, такие как ее гравитация и светимость. Главная последовательность — это способ, с помощью которого астрономы определяют типы звезд.

Основная последовательность представляет собой график, на котором отслеживаются светимость и масса звезды, а звездный тип определяется тем, куда на главной последовательности попадает звезда.

Например, звезды с большой массой расположены вверху главной последовательности, а звезды с малой массой — внизу. Солнце — звезда средней и малой массы, поэтому оно находится примерно в середине главной последовательности.

По мере эволюции звезда будет перемещаться в разные положения на главной последовательности. В конце концов, каждая звезда полностью отойдет от главной последовательности и вступит в завершающую стадию своей жизни.

Смерть звезды

То, как звезда заканчивает свою жизнь и как долго она будет существовать, зависит от того, где она попадает на главную последовательность. Звезды с большой массой живут относительно недолго и в конечном итоге станут сверхновыми. Звезды с меньшей массой будут сиять в течение многих миллиардов лет, прежде чем превратиться в красного гиганта и, в конечном итоге, в белого карлика.

Может показаться нелогичным, что звезды с большой массой живут меньше, чем звезды с малой массой. В конце концов, звезды с большой массой содержат гораздо больше топлива, поэтому можно подумать, что они существуют дольше.

Интересно то, что более высокие температуры звезд с большой массой означают, что они сжигают свое топливо намного быстрее, чем звезды с малой массой. Несмотря на то, что у них больше топлива, самые массивные звезды будут существовать всего несколько миллионов лет, прежде чем станут сверхновыми.

Между тем считается, что звезды с наименьшей массой, называемые красными карликами, имеют продолжительность жизни от сотен миллиардов до триллионов лет. На самом деле красные карлики могут жить так долго, что во Вселенной не наблюдалось ни одного красного карлика «преклонного возраста» (продолжительность жизни маломассивных красных карликов может достигать 10 триллионов лет).

Когда в ядре звезды с большой массой начинает заканчиваться пригодный для использования водород, состояние равновесия начинает нарушаться. Исходящего потока энергии уже недостаточно, чтобы противодействовать собственной гравитации звезды, и звезда начинает сжиматься.

Когда звезда коллапсирует, давление в ядре начинает стремительно расти. Процесс ядерного синтеза продолжается, только теперь он способен образовывать еще более тяжелые элементы, такие как углерод, кислород и азот. Процесс ядерного синтеза будет продолжаться вниз по периодической таблице, пока не достигнет железа.

Хотя некоторые из самых массивных звезд могут сплавлять железо в своих ядрах, этот процесс требует больше энергии, чем выделяется. Как только железо образуется в ядре звезды, она вступает в свои последние минуты жизни — звезда рушится сама на себя. В ядре давление становится настолько высоким, что расстояние между отдельными атомами сокращается.

Протоны и электроны сливаются вместе, образуя нейтроны, и в конечном итоге ядро ​​практически состоит только из нейтронов. Ядро становится нейтронной звездой. Внешние слои звезды продолжают коллапсировать и отскакивать от нейтронной звезды, что приводит к мощному взрыву, называемому сверхновой. Коллапс самых массивных звезд во Вселенной может продолжится и после образования нейтронной звезды, что приведет к образованию черной дыры.

Звезды с малой и средней массой не содержат достаточно массы для образования нейтронной звезды и сверхновой. Когда у маломассивной звезды заканчивается пригодный для использования водород, звезда расширяется и становится красным гигантом.

Радиус звезды увеличится, но ее масса останется прежней. Из-за этого гравитация звезды недостаточно сильна, чтобы удерживать внешние слои звезды. Они постепенно сдуваются, образуя вокруг умирающей звезды оболочку из звездного материала, называемую планетарной туманностью.

Ядро звезды коллапсирует под огромным давлением, но нейтронной звездой оно не становится. Скорее всего, ядро ​​маломассивной звезды становится белым карликом. Учитывая массу нашего Солнца, оно, скорее всего, погибнет таким образом.

Возрождение звезд

Смерть звезды — это не конец ее истории. Удивительно, но материал, созданный в результате ядерного синтеза, однажды будет использован для формирования нового поколения звезд и планет.

На самом деле, исходя из химического состава Солнца, астрономы считают, что она звезда третьего поколения. Это означает, что материал, из которого состоит Солнце и планеты солнечной системы, когда-то был частью двух совершенно разных систем, существовавших задолго до нашей.

Смерть звезды обычно приводит к образованию другой, поэтому ее определяют как цикл. Однако однажды этот цикл закончится.

Хотя Вселенная содержит огромное количество водорода, оно все равно не бесконечно. В конце концов, звезды превратят большую часть имеющегося во Вселенной водорода в более тяжелые элементы, и процесс звездообразования постепенно завершится.

Через много триллионов лет звездообразование полностью прекратится. Через много триллионов лет после этого последние звезды будут медленно выгорать и гаснуть, и Вселенная будет становиться темной, как это было до появления первых звезд.

Ученые оценивают, что максимальное время до прекращения звездообразования в галактиках не превышает 100 триллионов лет. Это означает переход Вселенной из эпохи звезд в эпоху распада; как только закончится звездообразование и наименее массивные красные карлики израсходуют свое топливо, единственными существующими звездными объектами станут конечные продукты звездной эволюции: белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры.