Каждая звезда проходит определенные этапы своей жизни — от зарождения до угасания, или до становления черной дырой или нейтронной звездой. Сколько суждено светилам прожить? Почему одни светят миллиарды лет, а другим отведено всего миллионы? От чего зависит, сколько проживет звезда и какой конец ей уготован?
Зарождение звезды. Формирование звезды происходит постепенно, а не вспышкой или взрывом. Для образования звезды необходимо создание условий для термоядерной реакции превращения водорода в гелий. Это происходит в разреженных и холодных облаках межзвездного газа. Холодное облако, в котором зарождается звезда, называется молекулярным облаком. Масштаб таких облаков должен достигать определенных размеров и плотности вещества, чтобы начинались процессы, способствующие образованию водорода и, впоследствии, появлению звезд. Такие облака называют звездной колыбелью: их размеры насчитывают сотни световых лет, а масса — сотни тысяч масс Солнца. В определенный момент они сжимаются из-за гравитационной нестабильности и в процессе разогреваются настолько, что запускается термоядерная реакция, необходимая для зарождения звезды, — синтез гелия из водорода. Пространство космоса мы представляем как вакуум или пустоту. Но Вселенная наполнена элементами — иначе как из пустоты могут зародиться галактики, звезды и планеты? Но об этом чуть позже.
Протозвезда. Сжатие облаков происходит неравномерно и постепенно, образуя ядро — протозвезду. В стадии протозвезды происходят процессы, определяющие тип звезды. Тип звезды зависит от спектрального класса и размера. Спектральный класс (цвет) зависит от температуры. От чего же зависят масса и размер звезды? После появления ядра пространство облаков, наполненных веществом, начинает гравитационно воздействовать на протозвезду (процесс аккреции). Происходит повышение температуры ядра и его увеличение в размерах. Ядро скрыто в пылегазовой оболочке, что делает его невидимым в оптическом диапазоне; облака излучают в инфракрасном диапазоне. Аккреция воздействует на ядро: вещество, «падающее» на протозвезду со скоростью ~15 км/с, образует ударную волну. Все вещество оболочки попадает на ядро, ионизируется (превращение нейтральных атомов или молекул в ионы), и ядро становится видимым в оптическом диапазоне. И вот здесь происходят факторы, определяющие тип звезды. Если вещества в пространстве много, молекулярное облако достаточно спокойно и его давление не слишком высоко, то процесс аккреции позволяет ядру получить больше вещества, а значит, звезда будет иметь большую массу, температуру, размер и светимость. Далее на процесс формирования звезды влияет звездный ветер, который она начинает испускать. Он отталкивает остатки газа из окружения. Излучение и давление самой звезды при большой массе (более 8 масс Солнца) создают огромный поток энергии, который также выталкивает газ. Еще один важный фактор — соседние звезды. Зачастую звезды в колыбели рождаются не поодиночке, а группами. Поэтому некоторые «соседки» могут забрать часть вещества, что ограничит рост звезды. Итак, звезда родилась.
Звезда главной последовательности. Так называют основную эволюционную стадию звезды. На этой стадии звезда проживает свою основную жизнь. Она спокойна, постоянно поддерживает температуру, не изменяется в размерах. Солнце сейчас находится посередине этого цикла, оно считается звездой главной последовательности. Прожив 4,5 млрд лет, Солнце останется в таком же состоянии не более 5 млрд лет. Продолжительность этой стадии зависит от массы звезды: чем звезда массивнее, тем быстрее она выжигает водород из-за больших температур и давления. Жизнь более массивных звезд исчисляется миллионами лет, а менее массивных — миллиардами. На данный момент звезд главной последовательности во Вселенной больше всего.
Стадии эволюции после главной последовательности
Дальнейшее развитие звезды напрямую зависит от её массы. Если масса была совсем маленькой, то теоретически звезды с массой менее 0,2 солнечной с накоплением гелия из-за однородности будут наращивать температуру и превратятся в голубых карликов. На данный момент таких звезд еще не существует, так как возраст Вселенной пока не позволяет этому процессу завершиться.
Субгигант. Звезды массой до 1,5 массы Солнца начинают увеличиваться в размерах, а их светимость и температура снижаются. Это происходит из-за прекращения реакций и становления ядра гелиевым. В средних оболочках гелий еще синтезируется. Для таких не очень массивных звезд этот этап длится около 700 млн лет. Для звезд массой в 6 солнечных эта стадия длится всего около миллиона лет. Для массивных звезд этот этап очень короткий — занимает около 100–10 000 лет (по меркам Вселенной это буквально секунды). В рамках стадии субгигантов массивные светила становятся нестабильными и запускают процесс пульсации, когда яркость и размеры могут очень быстро меняться; такие звезды называют цефеидами.
Красный гигант. Все звезды средней и большой массы проходят эту стадию. Звезды массой 0,2–0,5 солнечной тоже проходят эту стадию, но в них из-за маленькой массы не происходит одной из реакций. На этой стадии во внешних слоях звезды происходит перемещение вещества из внешних слоев во внутренние (зона конвекции), и, достигая ядра, вещество перемещается, что приводит к увеличению размеров и светимости, потере массы из-за звездного ветра, снижению температуры и изменению спектрального цвета на красный. В конце этой стадии Солнце будет иметь такие характеристики: масса — 0,725 от нынешней, радиус увеличится в 170 раз, температура составит всего лишь 3100 К, а светимость будет в 2100 раз больше. Солнце поглотит своими внешними слоями планеты, находящиеся вплоть до орбиты Марса.
Финальная стадия звездной эволюции. Все звезды массой до 8 солнечных становятся белыми карликами. Эта стадия наступает после сброса внешних слоев звездой. Такие звезды по своей сути являются ядрами звезд главной последовательности. В зависимости от массы будет отличаться состав звезд. При массе 0,2–0,5 солнечной звезда сбрасывает внешние слои, и остается вырожденное ядро (газ, состоящий из электронов, протонов и нейтронов, а не из молекул обычного вещества) — белый гелиевый карлик. При массе от 0,5 до 8 солнечных звезда будет состоять из более тяжелых элементов: кислорода, водорода, неона и других. В любом случае, независимо от начальной массы звезды (если она менее 8 солнечных), она становится белым карликом. Хотя температура может достигать около 70 000 К, светимость звезды будет маленькой из-за её крошечных размеров. Им суждено светить миллиарды лет.
Очень массивные звезды идут несколько иным путем. Если звезда имеет массу 8 солнечных, то такие звезды становятся сверхгигантами и охлаждаются, а если у них присутствует сильный звездный ветер, из-за которого они теряют оболочку, то становятся звездами типа Вольфа — Райе (это очень горячие и массивные звезды с огромной светимостью, содержащие мало водорода, но много гелия и испускающие сильный звездный ветер). Для звезд массой 8–10 путь примерно такой же, но конец немного другой. В конечных стадиях эволюции в ядре может начать зажигаться углерод, что приведет к взрыву и вспышке сверхновой. Если звезда не взорвется, то тогда в ядре накапливается неон, что приводит к двум вариантам последствий: звезда сбросит внешние слои и станет белым карликом или взорвется сверхновой и станет нейтронной звездой (очень маленькие — 10–20 км в диаметре — и плотные звезды, обладающие огромным магнитным полем). Для звезд с массой более 10 солнечных конец также имеет два пути: после взрыва сверхновой стать нейтронной звездой или черной дырой.
Есть предположение, что звезды, прошедшие стадии от главной последовательности до белого карлика, по истечении миллиардов лет гаснут и становятся так называемыми черными карликами. Ученые выдвинули на основе этого предположение: один из вариантов «конца» существования Вселенной — Тьма. Вещество во Вселенной заканчивается, и новых звезд рождается все меньше. Старые светила после стадии белого карлика угаснут, и во Вселенной воцарится абсолютная тьма. Таких звезд пока не обнаружено из-за возраста Вселенной. Белым карликам уготовано светить десятки миллиардов лет, а Вселенной всего лишь 13,8 миллиарда лет. Поэтому все белые карлики еще относительно молоды для полного угасания. Пройдет время — и черные карлики начнут появляться, а звезды — гаснуть, превращая космос во тьму. Но это произойдет еще очень нескоро, если вообще эта теория верна.