Звезды — это удивительные космические объекты, чья жизнь длится миллиарды лет и заканчивается поистине грандиозными катаклизмами. Мы видим их каждую ночь на небе и нечасто задумываемся о том, как они появляются и как живут свою жизнь, но в этом не так сложно разобраться. Их эволюция зависит от начальной массы, и этот путь можно проследить от рождения в газопылевом облаке до превращения в белого карлика, нейтронную звезду или даже черную дыру. Рассмотрим все по порядку. Рождение звезды: гравитационный коллапс Все начинается в холодных молекулярных облаках. Под действием сил гравитации эти облака начинают сильно сжиматься — правда, не совсем равномерно, и как раз поэтому звезды обычно рождаются целой звездной ассоциацией. Для удобства будем рассматривать все на примере одной. При развитии гравитационной неустойчивости вещество уплотняется настолько, что температура в центре протозвезды (звезды на начальной стадии ее эволюции) достигает критических значений. Именно за счет колоссального сжатия (а не внешнего нагрева) недра разогреваются до десятков миллионов градусов, и запускается термоядерная реакция синтеза водорода в гелий. Минимальная температура, необходимая для воспламенения водорода, составляет около 3 млн кельвинов. Согласно модельным вычислениям, для достижения этого порога масса протозвезды должна превысить 0,075 массы Солнца. В этот момент звезда официально «включается» и начинает свою жизнь на главной последовательности. Звезды средней массы: путь к белому карлику Для звезд, подобных нашему Солнцу, жизнь протекает довольно размеренно — они стабильно горят водородом миллиарды лет. Однако когда водород в ядре выгорает, звезда покидает главную последовательность. Ядро состоит из гелия, а температура для зажигания гелия должна быть значительно выше, чем для водорода. На этом этапе гелий не может сразу вступить в реакцию, и звезда начинает сжиматься под собственным весом, разогреваясь сильнее и сильнее. Позже звезда превращается в красный гигант — это относительно холодная, но очень яркая звезда с огромной протяженной оболочкой. В конце своего жизненного цикла красные гиганты сбрасывают внешние слои вещества, формируя красивые планетарные туманности(астрономический объекты, представляющие собой оболочку ионизированного газа вокруг центральной звезды). На месте бывшей звезды остается ее раскаленное ядро, которое зовется белый карлик. Белый карлик — это горячий объект с малыми размерами и огромной плотностью. При массе, сопоставимой с солнечной, его радиус в 100 раз меньше. Такая невероятная плотность достигается за счет так называемого вырожденного состояния вещества, где давление не зависит от температуры, а определяется квантовыми эффектами. Массивные звезды: сверхгиганты и взрывы Эволюция массивных светил идет по схожему сценарию, но гораздо динамичнее. Они прожигают свое топливо за десятки миллионов лет, а не за миллиарды. На завершающих стадиях их недра способны разогреваться до температур, достаточных для зажигания углерода, а затем и более тяжелых элементов. Остановившись на стадии красных сверхгигантов, эти звезды выглядят как относительно холодные объекты чудовищной светимости с колоссальными оболочками. Интересно, что на этой стадии звезды проводят лишь около 10% от всей своей жизни. Сверхновая и рождение компактных объектов Финальный этап массивной звезды — это вспышка Сверхновой. Это событие открывает заключительный акт эволюции и сопровождается выделением невероятного количества энергии, порядка 10⁵⁰–10⁵² эрг (не совсем привычная единица измерения, 1 эрг равен работе силы в 1 дину, совершаемой при перемещении точки приложения силы на расстояние 1 см в направлении действия силы). Для сравнения: светимость всего Солнца за всю его жизнь гораздо меньше. Такой мощности хватает, чтобы полностью рассеять в пространстве вещество звезды. Плюс в момент кратковременной вспышки яркость может сравняться со светимостью целой галактики или даже превзойти ее. Последствия взрыва зависят от массы оставшегося ядра: если ядро имеет массу, превышающую солнечную в 1,4–2,2 раза, то оно сжимается в нейтронную звезду. Это сверхплотный объект, состоящий в основном из нейтронов, образующийся в результате взрыва Сверхновой. Его масса сравнима с массой Солнца (примерно 1–2 массы), но типичный радиус составляет всего 10–20 км. Если масса ядра критически велика, гравитационное сжатие становится катастрофическим. Помимо этого, плотность в центре нейтронной звезды максимальна, что делает классическую физику бессильной и не совсем корректной. Для описания такого состояния выдвигаются теории о возникновении гиперонов (тяжелых аналогов протонов и нейтронов) или о распаде нуклонов на кварковую плазму. Черная дыра: граница невозврата В случае самой массивной звезды коллапс не останавливается ни на стадии белого карлика, ни на стадии нейтронной звезды. Она схлопывается в черную дыру — область пространства-времени, гравитационное притяжение которой настолько чудовищно, что покинуть ее не могут даже объекты, движущиеся с предельной скоростью света. Самое удивительное, что с точки зрения внешнего наблюдателя в классической теории относительности, падение объекта в черную дыру длится бесконечно долго, но для самого падающего объекта это будет ощущаться как мгновение. Кстати, в центре нашей галактики Млечный путь тоже есть такая, называется она Стрелец A* (Sgr A*). Собственно, на этом и заканчивается жизненный путь самых тяжелых светил во Вселенной. Они действительно проживают насыщенную и очень яркую жизнь! Автор: Софья Левина