Как стать звездой

Краткий ликбез по разнообразию звёзд, из которого вы узнаете, что такое звезда, какие объекты называются звездой, но таковыми не являются, и что случается со звездой, когда она всё.

Кадр: Star Wars / Lucasfilm

В астрономических новостях часто встречаются красные гиганты, коричневые карлики, голубые супергиганты или черные дыры. Редко кто отправляется разбираться с этими понятиями в энциклопедию, да и там не всегда можно найти ясную картину взаимоотношений внутри этого «астрономического зоопарка». Однако же эти взаимоотношения исключительно тесные, стоит один раз с ними разобраться и картина Вселенной станет гораздо яснее. Мы подготовили небольшой ликбез, который поможет сориентироваться во всем этом разнообразии.

Звезда — удивительная вещь. Ее судьба почти полностью определяется одним-единственным параметром: массой. Сложно назвать другие подобные объекты. Представьте, что вы узнали о существовании планеты массой в десять земных. Что вы о такой планете знаете? Какова температура ее поверхности? Есть ли там вода? Атмосфера? Жизнь? Ни на один из этих вопросов ответить нельзя. 

А со звездой все наоборот. Если это изолированная звезда известной массы, то вы точно знаете — каков будет ее размер в любом возрасте, какова будет температура в ее ядре и на поверхности, какие реакциии будут там протекать. Мало того, вы сможете точно предсказать, когда эта звезда погибнет и как это произойдет. Помимо прочего из этого следует, что все звездные разновидности, группы, классы, типы, весь «звездный зоопарк» — это всего лишь точки на диаграмме, связывающей массу и возраст. И ученые могут по положению этой точки заранее предсказать весь «трек», который звезда пройдет во время своей жизни — от облака холодного водорода до момента смерти.

Итак, звезда — это небесный объект, сформировавшийся под воздействием собственной гравитации, в ядре которого продолжительное время идет цепная реакция горения водорода или более тяжелых элементов. Энергия звезды идет из уравнения Эйнштейна E=mc2: масса одного атома гелия меньше массы четырех атомов водорода, из которых он состоит. Эта разница масс и излучается в виде света и тепла.

Это определение звезды очень жесткое и не единственное, поэтому если астрофизики, занимающиеся магнетарами, коллапсарами или гипотетическими кварковыми звездами, будут настаивать, что их объекты — это тоже звезды, то не спорьте с ними, просто они используют чуть другое определение звезды (вообще, споры о терминологии всегда не так занимательны, как разговоры о сути).

Очень интересный факт о звездах состоит в том, что все объекты в космосе имеют гигантский разброс по размерам, температуре и прочим характеристикам, в то время как звезды, как это ни странно, все примерно одинаковы: самая массивная из звезд всего в 2500 раз тяжелее самой легкой. Это немного даже по людским меркам, а здесь и вся Вселенная к услугам, и полно строительного материала — но все равно, куда бы мы не посмотрели, звезды очень похожи друг на друга. На этой страничке можно увидеть всю шкалу размеров этого мира от кварков до всей Вселенной. Обратите внимание, что все звезды тут идут очень плотной группой.

Давайте для наглядности поставим в соответствие массе нашего Солнца взрослого человека массой 80 килограмм и посмотрим на предметы, масса которых в таком случае будет пропорциональна различным звездам.

0,013 — 0,08 масс Солнца, то есть все, что легче четырехкилограммовой гантели — это «недозвезды» или коричневые карлики. В них тем не менее могут идти термоядерные реакции, при которых образуются дейтерий, литий и изотопы гелия, то есть несколько атомов, сталкиваясь, образуют более тяжелую частицу, и производят энергию в виде фотонов света. Так что же мешает нам назвать его звездой? Звезда должна иметь постоянную светимость в течение своей жизни, в то время как в коричневом карлике сразу же после сжатия горит все меньше и меньше водорода — он непрерывно тускнеет в течение всей своей жизни. Вычеркиваем.


0,08 — 0,15 масс Солнца или системный блок от компьютера в нашей шкале. Такой объект уже считается полноценной звездой, он попадает на главную последовательность диаграммы Герцшпрунга-Рассела. То есть, это еще одно определение звезды — она должна провести большую часть своей жизни на так называемой главной последовательности — диагональной линии на графике «Светимость vs. цвет». Фактически, попадание на линию главной последовательности означает следующее — мы не знаем, что ты, но у тебя такая масса и такая температура, что у тебя в ядре точно идет цепная ядерная реакция, а значит выделяется энергия, а значит она выходит наружу, а значит мы тебя видим как звезду. Значит ты звезда.

Находясь в такой точке, звезда пережигает водород в ядре, сохраняя постоянную температуру на поверхности благодаря саморегуляции — если температура ядра повышается, то растет давление, вместе с ним звезда увеличивается в размерах, а чем она больше, тем эффективнее отдает тепло и охлаждается — температура падает. Фактически, все звезды «дышат» подобным образом, постоянно увеличиваясь и уменьшаясь в размерах.

У звезд этого диапазона масс горит только водород. Он очень эффективно перемешивается и почти весь рано или поздно попадает в центр, где и сгорает. Время жизни такой звезды превышает возраст нашей Вселенной, то есть даже самые ранние звезды этого типа все еще горят и тухнуть пока не собираются. Конечная стадия, которая по теоретическим представлениям наступает через 1,25 триллиона лет — белый карлик, почти полностью состоящий из гелия. Звезда просто перестает производить тепло и медленно остывает, становясь все более темной, пока не станет просто холодным гелиевым шариком, висящим в космосе.

Сказка про белого карлика

Белый карлик - это остывающие остатки звезды. Когда у неё заканчивается топливо, то равновесие между силой гравитации и силой давления изнутри нарушается, ничто не может больше противостоять притяжению и звезда уменьшается в размерах, одновременно разогреваясь. Останавливается это сжатие лишь когда атомы прижимаются так близко друг к другу, что их электроны отрываются от ядер. Такое состояние называется вырожденным электронным газом. Дойдя до стадии белого карлика, звезда медленно остывает миллиарды лет.

0,15 — 0,5 масс Солнца или масса ребенка 10−11 лет. Переход в класс масс, сравнимых с массой людей, сказывается на поздних этапах жизни звезды: все время, что там горит водород, с ней происходит то же самое, что и у более легких звезд, но в конце она сначала становится красным гигантом (увеличивается в размерах, но при этом охлаждается и краснеет), потом ядро остывает, становясь тем же самым белым карликом, что и в случае более легких звезд, а внешняя оболочка (то есть всё, что не ядро) рассеивается в виде планетарной туманности, то есть ионизированной водородной оболочки, которая разлетается от ядра в разные стороны, остывая и становясь невидимой. Типичный радиус белого карлика сравним с радиусом Земли. Совершенно естественно, что, остывая, белый карлик будет сначала становиться зеленоватым, потом оранжевым, потом красным, бурым и так далее. Пока не станет черным для нас в видимом свете, слегка излучая в инфракрасном диапазоне. Для такого объекта астрономы раньше использовали термин «черный карлик». Но со временем стало понятно, что потом придется вводить в обиход всю цветовую палитру (чтобы показать изменение температуры карликов), и от этого названия отказались. Теперь с момента рождения и до исчезновения Вселенной ядро звезды, состоящее из вырожденного электронного газа, называется белым карликом независимо от температуры или цвета.


0,5 — 10 масс Солнца, или весь диапазон возможных масс человека, от сорокакилограммовой миниатюрной девушки до самого толстого человека на планете. Как и для более легких звезд, отличия звезд этого диапазона от предыдущего проявляются только в конце жизни. А происходит в конце их жизни следующее: радиус звезды увеличивается, температура внешних слоев падает,  перед нами оказывается типичный красный гигант. Солнце, например, достигнув этой стадии, точно поглотит Меркурий и Венеру и вплотную подберется к Земле. В ядре звезды в это время давление и температура так высоки, что происходит поджиг гелия и образуются более тяжелые элементы таблицы Менделеева. В недрах звезд солнечной массы формируются гелий, бериллий, литий, бор, но в большинстве своем эти элементы продолжают гореть, поэтому в конце жизни наше светило будет состоять из углеродного ядра, и слоев гелия и водорода, расположенных ближе к внешней оболочке, а звезды массой больше 1,5 масс Солнца будут состоять из азота, углерода, кислорода и фтора.

Время жизни нашего светила — 10 миллиардов лет. Потом красный гигант сбрасывает с себя внешнюю оболочку, которую мы называем планетарной туманностью (видна примерно 50 тысяч лет пока не рассеется в космосе), а ядро становится белым карликом с массой примерно 0,6 масс Солнца, который постепенно остывает.



10 масс Солнца и выше, или автомобиль Ока с водителем и жертвой — в таких звездах горят все элементы вплоть до железа (оно имеет самую высокую энергию связи и для элементов тяжелее железа идет не ядерный синтез с выделением энергии, а ядерный распад). Есть хорошая игрушка, где показан синтез элементов в недрах звезд, особенно радует наличие там нестабильных изотопов. В отличие от более легких звезд, где процесс горения идет практически только в ядре и в каждый момент горит только один элемент, в массивных звездах давление и температура настолько велики, что многие элементы горят в ней в один и тот же момент, образуя слоистую структуру наподобие лука — чем элемент тяжелее, тем ближе к центру он горит. Такие звезды называются голубыми сверхгигантами. Конец их драматичен: в центре продолжает работать адский котел, который пережигает все элементы в железо. Если масса ядра превышает предел Чандрасекара, то его температура оказывается так высока, что атомы железа распадаются на альфа-частицы, те в свою очередь — на нейтроны и протоны, а протоны, сталкиваясь со свободными электронами, образуют новые нейтроны и нейтрино, которые частично уносят энергию из ядра. Мы получаем ядро, целиком состоящее из нейтронов и огромную энергию, которая вырывается из центра, разрывая внешнюю оболочку звезды. Это и есть взрыв сверхновой: рождение планетарной туманности с нейтронной звездой в центре. Радиус подобной нейтронной звезды — всего 10 километров.

Частными случаями нейтронных звезд являются пульсары (быстро вращающиеся нейтронные звезды с очень сильным магнитным полем, которое мы регистрируем как непрерывную цепь импульсов, приходящую из одной и той же точки космоса.


Больше 15 масс Солнца — 1200 кг, то есть обычный бурый мишка. Ничего нового в недрах таких массивных звезд получиться не может, все равно реакция горения останавливается на железе. Однако, во-первых, такие звезды горят очень быстро (звезда, которая массивнее Солнца в 16 раз, выгорает всего за 20 миллионов лет), а во-вторых, их железное ядро настолько массивно, что превышает предел Волкова-Оппенгеймера и уже не может противостоять силе гравитации, сдавливающей это ядро в точку. После исчерпания топлива для горения ничто не может сдержать силу гравитации, которая схлопывает ядро звезды в настолько плотный и компактный объект, что ничто, даже свет, не может покинуть его поверхности. Так рождается черная дыра. Энергия, высвобождающаяся при сжатии, разогревает внешнюю оболочку звезды в точности как и при образовании нейтронной звезды, поэтому для внешнего наблюдателя смерть звезды будет выглядеть как вспышка очередной сверхновой.

Этапы жизни звезды массой в 25 солнечных:

  • Водород перегорает в гелий за 7 миллионов лет
  • Гелий перегорает в углерод и кислород за 500 тысяч лет
  • Углерод перегорает в неон и магний за 600 лет
  • Неон перегорает в магний и кремний за 300 дней
  • Кислород перегорает в кремний, фосфор и серу за 6 дней
  • Кремний перегорает в железо за 1 день (попутно образуются аргон, кальций, титан, хром, никель, кобальт).

Также важно, что во время взрыва сверхновой шоковая волна сталкивает друг с другом все химические элементы разлетающейся оболочки с такой силой, что образуются элементы таблицы Менделеева тяжелее железа. Такой процесс называется взрывным нуклеосинтезом, он ответственен за появление на нашей земле элементов тяжелее железа, а также объясняет, почему их так мало по сравнению, например, с углеродом или кремнием.


Почему звезда не может быть такой тяжёлой, как ей самой хочется?

Для этого надо ввести понятие гидростатического равновесия, суть которого в следующем — по мере сжатия облака водорода под действием собственной гравитации, его температура растёт, а вместе с ней растёт и давление. В какой-то момент температура возрастает настолько, что давление уравновешивает гравитацию и протозвезда не может больше сжиматься. Чтобы продолжить сжатие и достичь плотности в ядре, достаточной для начала термоядерного синтеза, нужно удалить излишки температуры из ядра, понизив давление. Звёзды разрешённой массы могут более-менее эффективно охладиться за счёт теплопереноса и излучения, в то время как их более массивные и менее удачливые толстушки этого выполнить не в состоянии — они окружены таким количеством водорода, что он мешает ядру охлаждаться, и протозвезда просто перестаёт сжиматься. Получившееся равновесие достаточно устойчиво и нарушить его довольно трудно. Выходом из такой ситуации может быть образование несколько менее массивных звёзд из этого облака — ведь несколько горячих чайников остынут быстрее, чем ведро кипятка. Достичь максимально предсказанной массы в 400 cолнечных (или 8 ×10^32 килограмма) можно всякими ухищрениями вроде слияния звезд, родившихся в одном облаке, или образования звезды не из сферически симметрического облака, а из закрученного аккреционного диска — такие события пока не зарегистрированы и получены только с помощью симуляции на компьютере.

До сих пор нет полной ясности в вопросе о максимальной массе звезды. Начиная с 1926 года, когда сэр Артур Эддингтон предположил, что максимальная масса звезды — 60 солнечных, все подобны теории рушились по мере обнаружения звезд тяжелее этого предела. С другой стороны, определение массы одной звезды редко бывает точным, и чем она уникальнее, тем хуже разработаны модели для перевода наблюдаемых величин (угловой размер, светимость, цвет) в массу. Поэтому, например, оценки массы VV Цефея находятся в пределах от 40 до 100 солнечных.

На сегодняшний день положение таково: самая массивная звезда, R136a1, в 250 раз тяжелее Солнца, а теоретически максимальный предел составляет от 250 до 400 масс Солнца.

Таким образом, в пересчете на нашу шкалу, все звезды должны быть тяжелее гантели и легче грузового железнодорожного вагона. Не такой уж большой диапазон, не так ли? В природе соотношение масс кита и мыши, горы и песчинки, капли воды и озера намного больше этого диапазона. Даже человек может создать как накладные ресницы массой пару грамм, так и Эйфелеву башню в десять тысяч тонн. Звезда не может позволить себе таких вольностей, это тонкий самонастраивающийся механизм. Не поразительно ли это, что за все 13,7 миллирда лет существования Вселенной, во всех кубических мегапарсеках ее пространства все-все-все звезды, когда-либо появившиеся, горящие или только формирующиеся, укладываются в такой маленький диапазон масс — между гантелей и вагоном (в нашей аналогии)?

Помимо уже перечисленных, существует множество типов звезд с красивыми именами, которые в основном являются короткоживущими переходными стадиями либо между началом формирования и выходом на главную последовательность, либо между уходом с и концом жизни. Такими звездами являются, например, звезды Вольфа-Райе, типа Т Тельца, Фуоры, звезды Хербига и так далее, не говоря уже о многочисленных типах переменных звезд, которых насчитывается с полтора десятка.

Последняя важная деталь: в этой статье рассмотрены только одиночные звезды, которых по современным подсчетам только половина от общего числа в Галактике. Двойные звезды имеют не такую однозначную эволюцию, потому что могут обмениваться массой. Это приводит к тому, что они могут молодеть, пропускать некоторые стадии эволюции, превращаться вообще в доселе неизвестные классы. Но это,конечно, тема совершенно отдельной статьи.

Кадр: Star Wars / Lucasfilm

Марат Мусин

Нашли опечатку? Выделите фрагмент и нажмите Ctrl+Enter.