Искра света

В прошлый раз, если помните, мы остановились на том, что наша сформировавшаяся из газопылевого облака протозвезда как следует разогрелась и в её ядре начался процесс горения водорода. Во второй части мы рассмотрим наиболее продолжительный этап в жизни звёзд — нахождение на главной последовательности и сход с неё. Звучит довольно куце, но фактически — это настолько огромные периоды времени, что некоторые звёзды, если бы они сформировались прямо в момент рождения Вселенной — были бы только на полпути. Но обо всём по порядку.

Вторая часть будет побольше и посложнее, с бóльшим количеством зубодробительных терминов — но я старался, как мог, популяризировать. Получилось ли это — можно узнать только одним способом, поэтому милости прошу под кат.


У звёзд есть два основных параметра, влияющих на ход их эволюции — масса и, в меньшей степени, химический состав. От первой, в частности, напрямую зависит размер и, как следствие, светимость. По мере старения параметры звезды меняются, продвигая её по диаграмме Герцшпрунга — Рассела.

Для классификации и краткого обозначения параметров звёзд используются так называемые спектральные классы. Они «пляшут» не от массы, а от спектра излучения, но, как мы уже знаем — эти величины находятся в прямой зависимости друг от друга. Есть несколько разновидностей обозначения СК, в том числе — с указанием, например, дополнительных особенностей звёзд. Мы не будем сейчас углубляться, ограничившись основной классификацией:


Универсальное свойство — чем звезда тяжелее (ярче, больше), тем быстрее в ней проходят все процессы и короче срок жизни.

В соответствии с этим свойством вполне логично выглядит статистическое распределение звёзд на главной последовательности: маленьких, тусклых и относительно холодных звёзд очень много, и чем «выше» их класс — тем их становится меньше, вплоть до драматической редкости:

• Класс O — ~0,00003034%
• Класс B — 0,1%
• Класс A — 0,6%
• Класс F — 3%
• Класс G — 7%
• Класс K — 12%
• Класс M — 76%

Основные спектральные классы делятся на численные подклассы в соответствии со своей температурой — от наиболее горячих представителей подкласса 0 до самых холодных подкласса 9. Наше Солнце со своим классом G2, как видите, находится примерно «посередине» таблицы.

В зависимости от размера звезды, в ней совершенно по-разному происходят внутренние процессы. Продолжая, как выразились в комментариях к прошлой заметке, первые параграфы школьного учебника астромонии, напомню, что у звёзд можно выделить несколько структурных частей. Центральная зона — ядро, в котором протекают термоядерные реакции, самая горячая часть. Собственно, на этом общее место заканчивается — ибо всё остальное опционально и существенно различается.


Существует ещё так называемая зона лучистого переноса — обычно её называют средней частью, но только потому, что она является таковой для Солнца. Вещество в лучистой зоне сжато настолько сильно, что препятствует движению протонов. Следовательно, перенос энергии из ядра к наружным слоям звезды сквозь зону лучистого переноса возможен в основном только в виде излучения. Но вот какая незадача — водород лучистой зоны непрозрачен для этого излучения, а значит — фотоны, прилетающие из ядра, не в состоянии выбраться наружу. Вместо этого они поглощаются атомным ядром или свободным протоном — и переизлучаются. Куда переизлучаются — большой вопрос, иногда ровно туда, откуда прилетели, хе-хе. Поэтому для того, чтобы достичь верхних слоёв Солнца, например, фотону требуется, по современным расчётам, от 10 до 170 тысяч лет.

Конвективная зона звезды — это область, где перенос энергии, напротив, происходит в основном не за счёт излучения, а попросту из-за перемешивания вещества. Условием её существования является температурный градиент. Более горячая плазма куда-то (это бывает по-разному) отдаёт энергию, в ходе чего остывает и возвращается в «тёплые края», а её место занимает новая порция. Примерно как при проветривании комнаты или варке макарон.

Интересно то, что в зависимости от массы звезды, эти зоны могут меняться местами и существенно отличаться размерами. У лёгких звёзд, например, давление в недрах недостаточно высокое, чтобы препятствовать перемешиванию вещества — соответственно, они полностью конвективны, без зон лучистого переноса. У молодых звёзд массой от 2 до 8 солнечных до вступления на главную последовательность отсутствует конвективная зона — перенос энергии происходит только за счёт излучения.

Промежуточные варианты — когда у звезды есть и та и другая зона, тоже различаются. В случае массы больше 1,4 солнечных у звезды конвективное ядро и лучистая атмосфера, в противном случае (в том числе у нашего Солнца) — лучистое ядро и конвективная атмосфера.


Перейдём непосредственно к эволюции звёзд. Как я уже упоминал — и здесь всё тоже зависит от массы/размера. Фактически, изменения всегда связаны с тем, что в процессе термоядерных реакций постепенно накапливается всё больше и больше гелия, и на определённом этапе горение продолжается уже в другом режиме.

Звёзды малой массы

Исследования таких звёзд затруднены тем фактом, что, как мы помним, чем легче звезда — тем медленнее происходит её эволюция. Фактически — у наиболее лёгких звёзд срок пребывания на главной последовательности превышает текущий возраст Вселенной, то есть они ещё посреди этого пути. Однако, учёные компенсировали отсутствие наглядных примеров теоретическими расчётами, показавшими, что звёзды с массой менее 0,2 солнечных по мере старения не превратятся, по аналогии со своими более массивными собратьями, в красные гиганты — яркие звёздные объекты, у которых реакции происходят не в ядре (в котором для этого слишком много гелия), а в оболочке. Взамен этого предполагается, что по мере накопления гелия, они начнут нагреваться и эволюционируют в голубые карлики.

Звёзды средней массы

У звёзд с массой, сравнимой с солнечной, можно отметить несколько этапов эволюции. При достаточном выгорании водорода в ядре, термоядерные реакции постепенно перемещаются к внешним слоям, где, из-за неполной конвективности, ещё остаётся водород. У звёзд массой больше 1,5 солнечных это, вдобавок, сопровождается кратковременным сжатием с сопутствующим разогревом оболочки. Массивные звёзды на стадии субгигантов ненадолго (от 100 до 10000 лет) оказываются в нестабильном состоянии, становясь пульсирующими цефеидами.

В конце стадии субгигантов гелиевое ядро звезды становится достаточно массивным и начинает сжиматься, нагреваясь (эта стадия называется ветвью красных гигантов). Внешние же слои звезды при этом сильно расширяются. Точный механизм этого, слегка парадоксального, явления на данный момент неизвестен. Звезда обзаводится протяжённой конвективной зоной, которая постепенно достигает ядра и равномерно перемешивает вещество. Происходит быстрое увеличение размера и светимости, хотя температура уменьшается — ещё один парадокс. Вещество звезды в виде звёздного ветра начинает активно исторгаться в межзвёздное пространство, от чего масса звезды слегка уменьшается.


С ростом температуры и плотности ядра у звёзд массой 2,5-3 солнечных постепенно загорается гелий, продуцируя в ходе тройной гелиевой реакции углерод. У звёзд же с меньшей массой (от 0,5 солнечных) гелий загорается существенно позже, но лавинообразно — буквально за несколько минут выделяется огромное количество энергии. Это явление носит название гелиевой вспышки. Ещё более лёгкие, с массой 0,2-0,5 солнечных, звёзды, из-за недостаточной температуры в недрах, вовсе никогда не смогут поддерживать горение гелия, превратившись в результате в белых гелиевых карликов.

Звёзды большой массы

Эволюция звёзд массой более 8 солнечных во многом протекает так же, как и у их более лёгких собратьев, но существуют и отличия. Например, для них в принципе не выделяется стадия субгигантов. Ещё интересен тот факт, что на завершающих стадиях эволюции они способны инициировать горение углерода в своих недрах. Этот процесс называется углеродной детонацией, и, как и гелиевая вспышка, он происходит лавинообразно, в некоторых случаях выделяя настолько много энергии, что происходит взрыв сверхновой типа II. Если же взрыва не происходит, то в ядре начинает накапливаться неон. У таких звёзд два возможных пути — либо в ходе температурных пульсаций они сбрасывают оболочку, становясь белым карликом, либо, опять же — взрывается как сверхновая, превращаясь в нейтронную звезду.


В звёздах с массой более 10 солнечных углеродной детонации не происходит — после того, как прекращается горение гелия в ядре, углерод загорается постепенно. Это происходит уже после схода с главной последовательности (помним про то, что чем тяжелее звезда — тем быстрее протекает её жизненный цикл), и такие звёзды называются сверхгигантами. Аналогичный углероду процесс происходит и с более тяжёлыми элементами, из-за чего в звезде образуется несколько слоёв разного химического состава, которые двигаются от центра. На каком элементе термоядерный синтез закончится — зависит от массы (опять!), но неизменно одно — рано или поздно благодаря этому процессу образуется всё более увеличивающееся по массе ядро, в котором не идут термоядерные реакции, и в момент, когда эта масса достигает предела Чандрасекара — происходит его коллапс с сопутствующим взрывом сверхновой. В зависимости от массы остатка звезды, он становится либо нейтронной звездой, либо превращается в чёрную дыру.

В заключительной части заметки я хотел бы коротенечко коснуться финальных стадий звёздной эволюции. Их всего три — белые карлики, нейтронные звёзды и всеми любимые чёрные дыры.

Белые карлики

Очень маленькие, плотные и горячие объекты. Для примера, белый карлик солнечной массы по размерам будет в сто раз меньше Солнца. Такими в конце эволюции становятся звёзды с массой менее 8-10 солнечных, а также лёгкие звёзды с массой менее 0,2 солнечных. Последние переходят на эту стадию без сброса оболочки, целиком состоя из гелия вследствие полной конвективности. Тяжёлые же звёзды перед тем, как стать белым карликом, сбрасывают значительную часть вещества в космос, которое затем становится туманностью, а лишённое оболочки ядро — белым карликом. В таких звёздах не вырабатывается энергия, а светятся они лишь за счёт высокой температуры внутри. Постепенно белые карлики остывают и становятся чёрными карликами.

Нейтронные звёзды

Звёзды с массой ядра больше приблизительно 1,46 солнечных (в сответствии с пределом Чандрасекара, о котором мы говорили выше) не могут внутренним давлением компенсировать собственный вес и коллапсируют, в процессе чего вещество нейтронизируется, и ядро превращается не в белый карлик, а в нейтронную звезду. При этом выделяется огромное количество энергии и происходит процесс, который известен как взрыв сверхновой. Нейтронные звёзды — ещё более плотные объекты, чем белые карлики. Минимально возможная масса нейтронной звезды — 0,1 солнечной, при этом её радиус всего 200 километров. При массе в две солнечные (опять на первый взгляд контринтуитивный факт) — порядка 10 километров.

В момент взрыва сверхновые звёзды обладают очень высокой температурой, которая, однако, быстро уменьшается за счёт излучаемых нейтрино. Всего за несколько минут температура падает в сто раз, до 10⁹ K, за месяц — ещё в десять раз. Затем интенсивность излучения нейтрино резко снижается и остывание существенно замедляется, поскольку происходит уже в основном за счёт излучения фотонов.

Чёрные дыры

Наиболее воспетый вид астрономических объектов, появляющийся в случае, когда масса ядра превышает (очередной сложный термин, приготовьтесь) предел Оппенгеймера-Волкова, равный 2-2,5 солнечным массам. Нейтронная звезда такой массы не будет устойчивой и коллапс её вещества продолжится до того момента, как радиус ядра не станет меньше радиуса Шварцшильда, то есть вторая космическая скорость не станет равной скорости света. После этого появляется чёрная дыра звёздной массы (существуют ещё и другие виды).

Бывает, кстати говоря, и так, что чёрная дыра формируется без предшествующего этому взрыва сверхновой, просто в ходе коллапса. Предположительно, от 10 до 30% массивных звёзд заканчивают жизнь именно так, однако, астрономами почему-то до сих пор было замечено лишь два таких события, вкусно называемых «Failed Supernova».

Тот галоп, которым я промчался по ужасающей в своей содержательности и массе интересных нюансов теме, конечно же, не даёт никаких систематических знаний. Цель этих двух заметок, в общем-то, совершенно не в этом, а в попытке заинтересовать, показав, что астрономия, и, в частности, звёзды — это не только разной степени яркости точки на небосводе, но и разнообразнейшие объекты, изучая которые, мы можем прикоснуться, фактически, к вечности — миллиардам и триллионам лет изменений, которые происходили задолго до нас — и невообразимо долго после нас продолжатся. Если, конечно, не произойдёт ничего непредвиденного (подмигивающий смайлик).

_{P.S. Как и в прошлый раз, все изображения в заметке — самые настоящие фотографии, взятые с spacetelescope.org}