Як стати зіркою

В астрономічних новинах часто зустрічаються червоні гіганти, коричневі карлики, блакитні супергіганти або чорні діри. Рідко хто відправляється розбиратися з цими поняттями в енциклопедію, та й там не завжди можна знайти ясну картину взаємин всередині цього «астрономічного зоопарку». Однак ці взаємини виключно тісні, варто один раз з ними розібратися і картина Всесвіту стане набагато яснішою. Ми підготували невеликий лікнеп, який допоможе зорієнтуватися у всьому цьому розмаїтті.

Зірка - дивовижна річ. Її доля майже повністю визначається одним-єдиним параметром: масою. Складно назвати інші подібні об'єкти. Уявіть, що ви дізналися про існування планети масою в десять земних. Що ви про таку планету знаєте? Яка температура її поверхні? Чи є там вода? Атмосфера? Життя? Ні на одне з цих питань відповісти не можна.

А із зіркою все навпаки. Якщо це ізольована зірка відомої маси, то ви точно знаєте - яким буде її розмір у будь-якому віці, якою буде температура в її ядрі і на поверхні, які реакції будуть там протікати. Мало того, ви зможете точно передбачити, коли ця зірка загине і як це станеться. Крім іншого з цього випливає, що всі зоряні різновиди, групи, класи, типи, весь «зоряний зоопарк» - це всього лише точки на діаграмі, що зв'язує масу і вік. І вчені можуть за положенням цієї точки заздалегідь передбачити весь «трек», який зірка пройде під час свого життя - від хмари холодного водню до моменту смерті.

Отже, зірка - це небесний об'єкт, що сформувався під впливом власної гравітації, в ядрі якого тривалий час йде ланцюгова реакція горіння водню або більш важких елементів. Енергія зірки йде з рівняння Ейнштейна E = ^mc2: маса одного атома гелію менше маси чотирьох атомів водню, з яких він складається. Ця різниця мас і випромінюється у вигляді світла і тепла.

Це визначення зірки дуже жорстке і не єдине, тому якщо астрофізики, що займаються магнетарами, колапсарами або гіпотетичними кварковими зірками, будуть наполягати, що їх об'єкти - це теж зірки, то не спорьте з ними, просто вони використовують трохи інше визначення зірки (взагалі, суперечки про термінологію завжди не такі цікаві, як розмови про суть).

Дуже цікавий факт про зірок полягає в тому, що всі об'єкти в космосі мають гігантський розкид за розмірами, температурою та іншими характеристиками, в той час як зірки, як це не дивно, всі приблизно однакові: наймасивніша з зірок всього в 2500 разів важча за найлегшу. Це трохи навіть за людськими мірками, а тут і весь Всесвіт до послуг, і повно будівельного матеріалу - але все одно, куди б ми не подивилися, зірки дуже схожі один на одного. На цій сторінці можна побачити всю шкалу розмірів цього світу від кварків до всього Всесвіту. Зверніть увагу, що всі зірки тут йдуть дуже щільною групою.

Давайте для наочності поставимо у відповідність масі нашого Сонця дорослу людину масою 80 кілограм і подивимося на предмети, маса яких в такому випадку буде пропорційна різним зіркам.

0,013 - 0,08 мас Сонця, тобто все, що легше чотирикілограмової гантелі - це «недозірки» або коричневі карлики. У них тим не менш можуть йти термоядерні реакції, при яких утворюються дейтерій, літій та ізотопи гелію, тобто кілька атомів, стикаючись, утворюють більш важку частинку, і виробляють енергію у вигляді фотонів світла. Так що ж заважає нам назвати його зіркою? Зірка повинна мати постійну світність протягом свого життя, в той час як в коричневому карлику відразу ж після стиснення горить все менше і менше водню - він безперервно тьмяніє протягом всього свого життя. Викреслюємо.

0,08 - 0,15 мас Сонця або системний блок від комп'ютера в нашій шкалі. Такий об'єкт вже вважається повноцінною зіркою, він потрапляє на головну послідовність діаграми Герцшпрунга-Рассела. Тобто, це ще одне визначення зірки - вона повинна провести більшу частину свого життя на так званій головній послідовності - діагональній лінії на графіку «Світність vs. колір». Фактично, потрапляння на лінію головної послідовності означає наступне - ми не знаємо, що ти, але у тебе така маса і така температура, що у тебе в ядрі точно йде ланцюгова ядерна реакція, а значить виділяється енергія, а значить вона виходить назовні, а значить ми тебе бачимо як зірку. Значить ти зірка.

Перебуваючи в такій точці, зірка переживає водень в ядрі, зберігаючи постійну температуру на поверхні завдяки саморегуляції - якщо температура ядра підвищується, то зростає тиск, разом з ним зірка збільшується в розмірах, а чим вона більше, тим ефективніше віддає тепло і охолоджується - температура падає. Фактично, всі зірки «дихають» подібним чином, постійно збільшуючись і зменшуючись у розмірах.

У зірок цього діапазону мас горить тільки водень. Він дуже ефективно перемішується і майже весь рано чи пізно потрапляє в центр, де і згорає. Час життя такої зірки перевищує вік нашого Всесвіту, тобто навіть найбільш ранні зірки цього типу все ще горять і тухнути поки не збираються. Кінцева стадія, яка за теоретичними уявленнями настає через 1,25 трильйона років - білий карлик, що майже повністю складається з гелію. Зірка просто перестає виробляти тепло і повільно остигає, стаючи все більш темною, поки не стане просто холодною гелієвою кулькою, що висить у космосі.

Казка про білого карлика

Білий карлик - це решта зірок. Коли у неї закінчується паливо, то рівновага між силою гравітації і силою тиску зсередини порушується, ніщо не може більше протистояти тяжінню і зірка зменшується в розмірах, одночасно розігріваючись. Зупиняється це стиснення лише коли атоми притискаються так близько один до одного, що їхні електрони відриваються від ядер. Такий стан називається виродженим електронним газом. Дійшовши до стадії білого карлика, зірка повільно остигає мільярди років.

0,15 - 0,5 мас Сонця або маса дитини 10 _ 11 років. Перехід у клас мас, порівнянних з масою людей, позначається на пізніх етапах життя зірки: весь час, що там горить водень, з нею відбувається те ж саме, що і у більш легких зірок, але в кінці вона спочатку стає червоним гігантом (збільшується в розмірах, але при цьому охолоджується і червоніє), потім ядро остигає, стаючи тим же самим білим карликом, що і в разі більш легких зірок, а зовнішня оболонка (тобто все, що не ядро) розсіюється у вигляді планетарної туманності, тобто іонізованої водневої оболонки, яка розлітається від ядра в різні боки, остигаючи і стаючи невидимою. Типовий радіус білого карлика можна порівняти з радіусом Землі. Абсолютно природно, що, остигаючи, білий карлик буде спочатку ставати зеленуватим, потім помаранчевим, потім червоним, бурим і так далі. Поки не стане чорним для нас у видимому світлі, злегка випромінюючи в інфрачервоному діапазоні. Для такого об'єкта астрономи раніше використовували термін «чорний карлик». Але з часом стало зрозуміло, що потім доведеться вводити в ужиток всю колірну палітру (щоб показати зміну температури карликів), і від цієї назви відмовилися. Тепер з часу народження і до зникнення Всесвіту ядро зірки, що складається з виродженого електронного газу, називається білим карликом незалежно від температури або кольору.

0,5 - 10 мас Сонця, або весь діапазон можливих мас людини, від сорокакілограмової мініатюрної дівчини до найтовстішої людини на планеті. Як і для легших зірок, відмінності зірок цього діапазону від попереднього проявляються тільки в кінці життя. А відбувається наприкінці їхнього життя наступне: радіус зірки збільшується, температура зовнішніх шарів падає, перед нами виявляється типовий червоний гігант. Наприклад, сонце, досягнувши цієї стадії, точно поглине Меркурій і Венеру і впритул підбереться до Землі. У ядрі зірки в цей час тиск і температура так високі, що відбувається підпал гелію і утворюються більш важкі елементи таблиці Менделєєва. У надрах зірок сонячної маси формуються гелій, берилій, літій, бір, але в більшості своїй ці елементи продовжують горіти, тому в кінці життя наше світило буде складатися з вуглецевого ядра, і шарів гелію і водню, розташованих ближче до зовнішньої оболонки, а зірки масою більше 1,5 мас Сонця складатимуться з азоту, вуглецю, кисню і фтору.

Час життя нашого світила - 10 мільярдів років. Потім червоний гігант скидає з себе зовнішню оболонку, яку ми називаємо планетарною туманністю (видно приблизно 50 тисяч років поки не розсіється в космосі), а ядро стає білим карликом з масою приблизно 0,6 мас Сонця, який поступово остигає.

10 мас Сонця і вище, або автомобіль Ока з водієм і жертвою - в таких зірках горять всі елементи аж до заліза (воно має найвищу енергію зв'язку і для елементів важче заліза йде не ядерний синтез з виділенням енергії, а ядерний розпад). Є хороша іграшка, де показано синтез елементів у надрах зірок, особливо радує наявність там нестабільних ізотопів. На відміну від більш легких зірок, де процес горіння йде практично тільки в ядрі і в кожен момент горить тільки один елемент, в масивних зірках тиск і температура настільки великі, що багато елементів горять в ній в один і той же момент, утворюючи шару структуру на зразок цибулі - чим елемент важчий, тим ближче до центру він горить. Такі зірки називаються блакитними надгігантами. Кінець їх драматичний: в центрі продовжує працювати пекельний котел, який пережигає всі елементи в залізо. Якщо маса ядра перевищує межу Чандрасекара, то його температура виявляється так висока, що атоми заліза розпадаються на альфа-частинки, ті в свою чергу - на нейтрони і протони, а протони, стикаючись з вільними електронами, утворюють нові нейтрони і нейтрино, які частково забирають енергію з ядра. Ми отримуємо ядро, що повністю складається з нейтронів і величезну енергію, яка виривається з центру, розриваючи зовнішню оболонку зірки. Це і є вибух надновий: народження планетарної туманності з нейтронною зіркою в центрі. Радіус подібної нейтронної зірки - всього 10 кілометрів.

Приватними випадками нейтронних зірок є пульсари (нейтронні зірки з дуже сильним магнітним полем, яке ми реєструємо як безперервний ланцюг імпульсів, що приходить з однієї і тієї ж точки космосу.

Більше 15 мас Сонця - 1200 кг, тобто звичайний бурий ведмедик. Нічого нового в надрах таких масивних зірок вийти не може, все одно реакція горіння зупиняється на залізі. Однак, по-перше, такі зірки горять дуже швидко (зірка, яка масивніша за Сонце в 16 разів, вигоряє всього за 20 мільйонів років), а по-друге, їх залізне ядро настільки масивно, що перевищує межу Волкова-Оппенгеймера і вже не може протистояти силі гравітації, що здавливає це ядро в точку. Після вичерпання палива для горіння ніщо не може стримати силу гравітації, яка схлопує ядро зірки в настільки щільний і компактний об'єкт, що ніщо, навіть світло, не може покинути його поверхні. Так народжується чорна діра. Енергія, що вивільняється при стисненні, розігріває зовнішню оболонку зірки в точності як і при утворенні нейтронної зірки, тому для зовнішнього спостерігача смерть зірки буде виглядати як спалах черговий надновий.

Етапи життя зірки масою в 25 сонячних:

• Водень перегорає в гелій за 7 мільйонів років
• Гелій перегорає у вуглець і кисень за 500 тисяч років
• Вуглець перегорає в неон і магній за 600 років
• Неон перегорає в магній і кремній за 300 днів
• Кисень перегоряє в кремній, фосфор і сірку за 6 днів
• Кремній перегорає в залізо за 1 день (попутно утворюються аргон, кальцій, титан, хром, нікель, кобальт).

Також важливо, що під час вибуху наднова шокова хвиля зіштовхує один з одним всі хімічні елементи оболонки з такою силою, що утворюються елементи таблиці Менделєєва важче заліза. Такий процес називається вибуховим нуклеосинтезом, він відповідальний за появу на нашій землі елементів важче заліза, а також пояснює, чому їх так мало порівняно, наприклад, з вуглецем або кремнієм.

Чому зірка не може бути такою важкою, як їй самій хочеться?

Для цього треба ввести поняття гідростатичної рівноваги, суть якої в наступному - у міру стиснення хмари водню під дією власної гравітації, його температура зростає, а разом з нею зростає і тиск. У якийсь момент температура зростає настільки, що тиск врівноважує гравітацію і протозірка не може більше стискатися. Щоб продовжити стиснення і досягти щільності в ядрі, достатньої для початку термоядерного синтезу, потрібно видалити надлишки температури з ядра, знизивши тиск. Зірки дозволеної маси можуть більш-менш ефективно охолодитися за рахунок теплопереноса і випромінювання, в той час як їх більш масивні і менш вдалі товстушки цього виконати не в змозі - вони оточені такою кількістю водню, що він заважає ядру охолоджуватися, і протозірка просто перестає стискатися. Отримана рівновага досить стійка і порушити її досить важко. Виходом з такої ситуації може бути утворення кілька менш масивних зірок з цієї хмари - адже кілька гарячих чайників охолонуть швидше, ніж