Человек обожает компанию – даже если это всего лишь свечка.
— Георг Кристоф Лихтенберг
Читатель спрашивает:
Я так понимаю, что звёзды с массой равной солнечной сжигают в ядре водород в течение нескольких миллиардов лет, пока не сформируется гелиевое ядро, и звезда не отклонится от главной последовательности. Но ведь ядро должно было формироваться атом за атомом с самого начала жизни звезды. А массивные звёзды не создают железные ядра одномоментно – формирование этих ядер занимает время. Как же на самом деле происходит эволюция звёзд?
Давайте-ка погрузимся в новорожденную звезду и посмотрим, что происходит внутри.
В молодом звёздном кластере, таком, как NGC 265 на картинке выше, присутствуют звёзды различных масс – от массивных и самых горячих классов О и В, которые в сотни раз массивнее Солнца, до самых маленьких, красных и тусклых звёзд М-класса.
Что придаёт звёздам цвет и яркость?
Можно бездумно ответить: «масса», но действительность несколько сложнее. Вообще, звёзды светятся из-за того, что в их ядрах идёт реакция ядерного синтеза. После того, как огромная масса, которой даже в самой мелкой звезде М-класса набирается порядка 25000 земных масс, собирается вместе в протозвезде и разогревается, плотность и температура доходят до той точки, в которой становится возможным старт самоподдерживающейся реакции ядерного синтеза.
А будет ли звезда яркой и голубой, или тусклой и красной, зависит от температуры внутри её. В ядре Солнца температура достигает 15 млн. К, и ядерный синтез там проходит довольно быстро.
Если мы отойдём от ядра, температура начнёт падать – но скорость синтеза будет падать по экспоненциальному закону. Отойдя на 25% от ядра Солнца мы увидим, что температура упала не более, чем в два раза, а скорость реакций составляет менее 1% от той, что происходит в центре ядра.
Поэтому звезда с температурой вполовину солнечной может жить в сотни раз дольше, а очень горячая звезда – например, R136a1 (в центре кластера снизу), с массой 260 солнечных, проживёт 0,1% от жизни Солнца.
Это разница между новорожденными звёздами. Но когда они живут и сжигают своё топливо, их слои со сгоревшим топливом сжимаются. Есть много способов изменить объём объекта; сжатие происходит адиабатически, то есть, энтропия остаётся постоянной, но температура внутри повышается. Из-за этого топливо начинает сгорать в большей части звезды, и скорость синтеза также повышается.
Кроме всего прочего это означает, что температура и светимость звезды должны повышаться с её возрастом.
В звезде присутствует давление излучения, препятствующее гравитационному сжатию. У Солнца радиус не меняется, поскольку давление излучения на поверхности звезды практически равно гравитационной силе сжатия. Но когда в ядре звезды кончается энергия, давление излучения падает и начинает проигрывать гравитации.
И тут либо ядро сжимается и разогревается, чтобы запустить очередной синтез – водород, гелий, или, как в случае массивных звёзд, углерод и далее; либо оно остаётся инертным, поскольку оно недостаточно горячее для разжигания следующего топлива, и тогда конец звезды близок.
Гелиевое ядро формируется миллионы лет даже у самых массивных звёзд, и сжигание гелия происходит по времени около 10% от времени сгорания водорода. Если звезда доходит до сжигания углерода, то время от начала этого процесса, и до момента, когда железное ядро приводит к взрыву сверхновой, измеряется лишь тысячами лет.
На деле, когда внутреннее ядро солнцеподобной звезды исчерпает водород в центральной части (это случится с Солнцем через 5-7 миллиардов лет), она расширится в субгиганта, и останется в таком виде на сотни миллионов лет перед тем, как зажечь гелий и превратиться в красного гиганта. Но когда она превращается в субгиганта, она выходит из основной последовательности.
Последующие шаги происходят относительно быстро, ведь «основная последовательность» не зря так называется – в ней звёзды проводят большую часть жизни.
В массивных звёздах главную роль играет температура, а перемешивание слоёв происходит слишком медленно, чтобы иметь значение. Поэтому даже гелий, который наше Солнце сейчас производит в ядре, поможет затушить реакции синтеза через миллиарды лет. На то, чтобы перейти на другие элементы, у ядра звезды уйдут сотни миллиардов лет (и это случается только у звёзд класса М).
Вот так и происходит эволюция звёзд – гораздо ближе к системе «всё и сразу», чем некоторые считают.
