Як довго живуть зірки? Що буде із Сонцем? Воно вибухне чи претвориться на чорну діру?

Серпневий зорепад не має жодного стосунку до зірок. Це шлейф пилових частинок комети Свіфта-Таттла, метеорний потік Персеїди. Так само за зірки можна прийняти й Меркурій, Венеру чи Марс — їх також добре видно на небі, особливо в серпні. Але зірками ми можемо називати лише розжарене, самосвітне небесне тіло, у надрах якого ефективно відбуваються (або відбувались) термоядерні реакції — такі собі термоядерні печі.

Вчені відносять зорі до різних класів залежно від спектра їхнього випромінювання. Ньютон першим розділив сонячне світло на спектр, а Йозеф Фраунгофер детально дослідив темні вертикальні смуги в спектрі — лінії поглинання. Виявилось, що світлові хвилі певних довжин поглинаються певними атомами, отже, ці лінії відповідають різним хімічним елементам. Дослідник склав каталог із 574 таких ліній, позначивши кожну літерам латинського алфавіту.

Колір зірки прямо пов’язаний із її температурою. Наприклад, максимум енергії гарячих світил знаходиться в синій та ультрафіолетовій його області, а холодних — у червоній. Про це говорить закон Віна. Тому за кольором можна приблизно визначити, наскільки гаряча зоря та з чого складається її поверхня. Тож, якщо ви шукаєте якусь гарячу зорю температурою 10 000 — 60 000 кельвінів, то вона буде блакитного кольору й належатиме до спектрального класу О чи В. А от холодні світила класу K або M і з температурою нижчою за 5000 кельвінів будуть червоними.

Згодом класи зірок пов’язали з їхньою світністю — кількістю енергії, яку вони випромінюють за одиницю часу. Так з’явилось одне з найвідоміших співвідношень астрофізики — «температура-світність», більш відоме як діаграма Герцшпрунга-Рассела. Схожі за фізичними властивостями зірки займають на цій діаграмі відокремлені області — послідовності. Більшість зірок розмістилася на діагоналі, що йде з верхнього лівого кута — це головна послідовність. Зліва, нижче від неї, знаходяться маленькі й холодні зірки — карлики. А вище, справа від головної послідовності, розташувалися так звані червоні гіганти та надгіганти — величезні зірки, які світять, проте не гріють.

За діаграмою Герцшпрунга-Рассела можна простежити весь життєвий шлях зорі — усі три послідовності відповідають трьом етапам еволюції зір. Зірковий шлях починається на головній, де вони народжуються і проводять більшу частину свого життя. Потім подібні до Сонця зірки зустрічають старість гігантами або надгігантами і відправляються в лівий нижній кут повільно згасати.

Зірки формуються шляхом стиснення розрідженого газу. І хоча це припустив ще Ньютон, вченим довго не вдавалося знайти речовину достатньої щільності, яка могла б конденсувати в зірку. Її виявили лише з появою телескопу, здатного фіксувати гамма-випромінювання. Вчені знайшли молекулярні хмари, або зоряні колиски, які складаються з водню в молекулярному стані.

Молекулярні хмари мають температуру – 250 градусів за Цельсієм і високу щільність, що дозволяє газу стискатися і стискатися, поки не утвориться зірка. Процес нагадує звуження повітряної кулі до розмірів тенісного м’ячика. Стискання хмари починається внаслідок гравітаційної нестійкості, яка утворює центр тяжіння. До цього призводить або природна динаміка всередині хмари, або ж ударна хвиля наднової, що вибухнула поряд.

Встояти перед гравітацією важко, тому речовини навколо центру тяжіння починають обертатися й нашаровуватися, створюючи ядро — протозорю. Щойно температура в її центрі досягає мільйона градусів, шляху назад немає — почалася перша термоядерна реакція. Спочатку горить дейтерій як більш легкозаймистий елемент, а потім загоряється водень. Виділяється надлишкова енергія, яка швидко поширюється й виходить назовні. Яскравість збільшується і протозоря стає повноцінною зіркою. До речі, зорі рідко народжуються поодинці. У процесі стискання в молекулярній хмарі може утворитися два центри конденсації, у кожному з яких згодом з’явиться зірка. І в результаті отримаємо подвійну зоряну систему — дві гравітаційно пов’язані зірки, що обертаються навколо спільного центру мас. Таких подвійних зірок у нашій галактиці навіть більше, ніж звичайних, а іноді зустрічаються системи з трьох та більше світил — їх називають кратними.

Якщо протозоря менша за 80 мас Юпітера, температури у ядрі не вистачить для запуску термоядерних реакцій, і зірка не утвориться. Натомість протозоря стане коричневим карликом проміжного класу й тисячі мільярдів років мирно остигатиме. Такі об’єкти ніколи не опиняться на головній послідовності, але для них спеціально виділили аж три спектральні класи: L, T та Y для ультрахолодних коричневих карликів, температура яких не перевищує 400 градусів Цельсія.

Як тільки зірка народилася, вона одразу займає якесь місце на головній послідовності. У верхній частині розміщуються найяскравіші та найгарячіші, а в нижній — тьмяні та холодні. Цей етап найдовший у житті зірок, хоча все, що з ними відбувається — це поступове спалювання водню в результаті термоядерних реакцій у ядрі.

Нуклеосинтез підтримує зірку в стані енергетичної рівноваги, не дозволяючи гравітаційному тяжінню стиснути її. І якщо в зорі не буде якоїсь близької сусідки й вона не стикатиметься з іншими, то вона повільно нагріватиметься, прискорюючи спалення водню. Сонце, наприклад, знаходиться в стані активного спалювання водню вже п’ять мільярдів років і його запасів має вистачити ще на стільки ж. Проте рано чи пізно водень усе ж має закінчитись.

На Сонце та всі зірки, які не перевищують його за масою більш ніж у 8 разів, чекає підвищення з головної послідовності до гігантів. Коли закінчується водень, маса таких зірок дозволяє запускати нові термоядерні реакції. З кожною наступною зоря розширюється, червоніє, а потім знову стискається і тьмяніє. Так, коли спалюється водень, ядро зірки стискається, температура різко підвищується, починає горіти гелій і зовнішні шари зірки розширюються — вона стає червоним гігантом, в 10 мільйонів разів більшою та яскравішою за Сонце.

Коли через п’ять мільярдів років наше Сонце проходитиме цю стадію, воно збільшиться до розмірів орбіти Венери й просто знищить атмосферу Землі. Але гелій також колись закінчиться, тому в міру його вигорання, така зоря повертається на головну послідовність, а потім перетворюється на білого карлика. Загалом, на всі зірки, менші за 8 мас Сонця чекає однаковий кінець: усі вони в будь-якому випадку закінчують життя білим карликом.

Маса — найголовніший критерій для зірки й саме вона визначає її подальшу долю. Діапазон мас зірок дуже широкий. Найменші об’єкти, які вже можна назвати зірками, мають масу лише 8 % від сонячної, а найбільші можуть досягати до 150 мас Сонця.

На найменших серед зірок — червоних карликів, температура яких усього 3500 кельвінів (трохи перевищує температуру лампи розжарювання), чекає довгий та повільний перехід до білих карликів. Через низьку температуру гелеві термоядерні реакції в них неможливі, тож червоним гігантом їм не стати. Водень втрачається повільно, а тому таким об’єктам необхідно від десятків мільярдів до десятків трильйонів років, щоби перетворитися на білого карлика. Тож із моменту Великого вибуху ще жоден червоний карлик не став білим.

За межею в 8 мас Сонця все відбувається інакше. Коли спалюється гелій, зоря стискається, але її маси все одно вистачає, щоби запустити нову реакцію нуклеосинтезу: горіння вуглецю, а потім неону і кремнію. І так, поки не утвориться залізо. До речі, усі хімічні елементи Всесвіту, аж до заліза, з’явилися саме завдяки смертям зірок цього типу.

Ядро таких зірок проходить повний цикл термоядерного синтезу. При цьому, з кожною новою реакцією, попередня продовжується в оболонці. Згодом всередині зірки утворюється залізне ядро. Але залізо не може бути пальним для термоядерних реакцій, тому тільки-но температура й тиск у зоряному ядрі сягають межі, речовина всередині вибухає величезною кількістю енергії. Стається спалах наднової — колапс ядра зорі.

Подібні вибухи можуть бути й на поверхні білих карликів, якщо вони мають зірку-сусідку, багату на водень. Білий карлик перетягує на себе її речовину, яка накопичується, поки не стається спалах нової. Такі спалахи можуть повторюватись.

З вибухом наднової гравітаційний колапс зоряного ядра не припиняється. З останків зірки утворюється нова зоря — нейтронна. І хоч її діаметр сягає від 10 до 20 кілометрів, її маса може бути в півтора раза більшою за масу Сонця.

Багато нейтронних зір дуже швидко обертаються навколо своєї осі — до декількох сотень обертів на секунду. Такі зорі називають пульсарами. Вони є джерелами космічного електромагнітного випромінювання, яке на Землі реєструють у вигляді періодичних сплесків.

Однак, є ще один варіант розвитку подій для великих зірок. Таких як червоні надгіганти — зорі, маса яких перевищує 30 сонячних, а радіус може бути в півтори тисячі разів більшим за Сонце. Якщо їхні ядра перевищують межу у 2,5–3 маси Сонця — межу Оппенгеймера-Волкова — то їм не стати ані карликом, ані нейтронною зорею. Ніщо не зможе зупинити подальший колапс зірки після вибуху наднової: зоряне ядро стискається настільки сильно, що колапсує в чорну діру.

nauka.ua