Звезды - это гигантские газовые шары, излучающие свет и тепло. Они состоят в основном из водорода и гелия и могут иметь огромную массу. Например, самая тяжелая звезда, найденная в нашей Вселенной, под названием R136a1, имеет массу в 315 раз больше массы нашего Солнца и светит почти в 9 миллионов раз ярче.

Звезды и туманность. Mode-list/iStock

 

Звезды настолько тяжелы, что должны разрушаться под действием силы тяжести, создаваемой их собственным весом, но благодаря реакциям ядерного синтеза, происходящим в их ядрах, огромная сила гравитации уравновешивается сильным теплом и давлением внутри звезды. Этот баланс между гравитацией и давлением газа, возникающим в результате выработки энергии, называется гидростатическим равновесием, и он является саморегулирующимся и тонко настроенным.

Поэтому если скорость образования энергии в ядре уменьшается, то гравитация становится более сильной, и звезда начинает сжиматься, повышая температуру и давление в ядре звезды, что может привести к увеличению генерации энергии и возвращению системы к равновесию. Однако это не означает, что звезды вечны. Подобно человеку, они также проходят через цикл рождения и смерти.

Как рождается звезда?

Межзвездная среда (область между звездами) содержит множество гигантских, диффузных скоплений пыли и газа (в основном водорода и гелия). Эти облака называются туманностями, и они обычно охватывают области, простирающиеся на многие световые годы. Среди известных туманностей - туманность Орла (в которой находятся Столпы Творения), туманность Угольный мешок (темная туманность, видимая невооруженным глазом) и туманность Ориона (также видимая невооруженным глазом).

Source: Pixabay/pexels

 

Хотя газ и пыль в туманностях рассеяны, в конечном итоге турбулентность  приводит к образованию сгустков, называемых узлами, которые под действием гравитации притягивают к себе все больше газа и пыли. Когда масса такого узла достигает достаточного значения, он начинает разрушаться под действием собственной гравитационной силы. Материя внутри узла становится все плотнее и плотнее, а температура материи в центре узла повышается.

Это горячее и плотное ядро становится протозвездой. При наличии достаточного количества материи процесс разрушения будет продолжаться, и ядро протозвезды будет становиться все плотнее и горячее. В конце концов, оно станет настолько горячим и плотным, что водород начнет превращаться в гелий, выделяя большое количество тепла и света. Именно в этот момент рождается новая звезда!

Основной этап - взросление звезды

Процесс разрушения пылевого скопления и формирования звезды может занять миллионы и даже миллиарды лет. Важно также отметить, что не весь материал в сгустке станет частью звезды; оставшийся материал может превратиться в планеты, астероиды или кометы, или вообще остаться в виде пыли.

Когда звезда сформировалась и в ее ядре начинается термоядерный синтез, она больше не разрушается, поскольку энергия, выделяемая в результате реакции ядерного синтеза в ее ядре, вызывает внешнее радиационное давление, которое уравновешивает внутреннее гравитационное притяжение, поддерживая баланс. Стадия, на которой термоядерный синтез стабилизируется, является зрелой фазой формирования звезды и называется главной последовательностью.

Хотя в данном случае мы несколько упростили суть процесса, звездный синтез не является простым слиянием двух атомов водорода с образованием гелия. При высоких давлениях и температурах в ядре звезды электроны отделяются от ядер, оставляя после себя плазму - смесь положительно заряженных ионов и электронов.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Источник: Richard Powell/Wikimedia Commons

 

Когда сталкиваются два иона водорода, которые представляют собой протоны, они образуют ядро изотопа водорода (дейтерий) и позитроны. А когда два таких ядра дейтерия сливаются, они образуют ядро гелия (He-4). Или же они могут взаимодействовать с другими протонами, образуя другой изотоп гелия (He-3). Затем два ядра He-3 могут слиться и образовать нестабильное ядро бериллия (Be-6), которое распадается на He-4 и два протона. На каждом этапе выделяется энергия.

Выделение энергии, цвет, температура, яркость и продолжительность жизни звезды зависят от количества вещества, задействованного при ее рождении. Цвет звезды намекает на ее температуру и размер (см. диаграмму Герцшпрунга-Рассела выше): красные - самые холодные и маленькие, а синие - самые горячие и большие.

Смерть звезды

Слияние ионов водорода с образованием ядер гелия - это то, что обеспечивает жизненный цикл звезды. Однако звезда имеет ограниченное количество водорода в своем ядре. Как только весь водород в ядре расплавляется, ядерные реакции больше не происходят, и звезда снова начинает разрушаться под действием силы тяжести.

Тем временем избыток водорода, находящийся вне ядра, образует оболочку, и синтез продолжается в этой оболочке. В результате возникает ситуация, когда ядро сжимается под действием гравитации и становится плотнее и горячее, а оболочка расширяется под действием термоядерного синтеза и остывает. Такую большую звезду на последней стадии развития называют "красным гигантом".

В более горячем ядре могут протекать и другие ядерные реакции, в которых используется гелий и образуются более тяжелые элементы, но эти реакции выделяют все меньше и меньше энергии и не могут поддерживать Красного гиганта. В конечном итоге эти реакции создают внешнее давление, которое выталкивает наружу внешние слои звезды. Размер звезды определяет конечную судьбу фазы красного гиганта.

Как только в ядрах звезд малых или средних размеров (примерно в 7 раз больше массы Солнца) иссякает гелий, они сбрасывают внешние слои, образуя облако вещества, называемое планетарной туманностью. Ядро будет продолжать остывать и сжиматься, оставляя после себя небольшой плотный шар, называемый белым карликом. За счет давления электронов, отталкивающихся друг от друга в ядре звезды, белый карлик перестанет разрушаться.

Однако по мере того, как реакции ядерного синтеза постепенно замедлятся и в конце концов прекратятся, белый карлик будет остывать, пока не достигнет той же температуры, что и окружающая его среда. В этот момент он уже станет черным карликом.

Жизненный цикл звезды. Источник: NASA

 

Если белый карлик находится в бинарной или кратной звездной системе, то он может высасывать часть водорода из внешних слоев другой звезды. Этот водород также начинает расщепляться и высвобождать оставшийся материал. Этот процесс может повторяться многократно. Когда синтез начинается заново, происходит внезапное увеличение яркости, а затем медленное возвращение к исходному состоянию, отсюда и название "новая звезда".

В больших звездах процессы протекают аналогично - когда запасы гелия заканчиваются, ядро сжимается. Однако, если ядро имеет достаточную массу, происходят другие реакции синтеза, пока ядро не заполнится атомами железа. До этого момента выделяемая энергия позволяет звезде бороться с силой гравитации. Однако для синтеза железа с образованием более тяжелых элементов требуется много энергии, поэтому, когда железа накапливается достаточно, звезда больше не выделяет необходимое количество энергии для поддержания равновесия и в итоге проигрывает борьбу с гравитацией.

Поскольку гравитация толкает атомы железа все ближе и ближе друг к другу, ядро сжимается до очень маленьких размеров ( всего несколько миль в диаметре), а температура сильно повышается. В конце концов, сила отталкивания между положительно заряженными ядрами преодолевает силу гравитации, ядро резко расширяется и происходит вспышка сверхновой.

При взрыве сверхновой около 75% массы звезды выбрасывается в космос. В конце концов, пыль и газ из сверхновой под действием гравитации собираются вместе, превращаются в туманность, и процесс повторяется.

Судьба оставшегося ядра зависит от его массы. Если масса остаточного вещества примерно в 1,4-5 раз больше массы нашего Солнца, то оно превратится в нейтронную звезду. Если масса оставшегося вещества больше этой величины, то оно коллапсирует до состояния черной дыры.