Звезда

Звезда - это массивный светящийся шар плазмы, связанный собственной гравитацией, диаметр и плотность которого таковы, что центральная область, ядро, достигает температуры, необходимой для начала реакций ядерного синтеза, т.е. порядка нескольких миллионов градусов. Эти термоядерные реакции высвобождают световую энергию, которая противодействует сжатию звезды под действием ее собственной гравитации. Большую часть своей жизни, до исчерпания энергетических ресурсов, звезда находится в гидростатическом равновесии под действием этих двух сил и располагается на главной последовательности так называемой диаграммы Герцшпрунга-Рассела.

Ближайшая к Земле звезда - Солнце, которое является желтой карликовой звездой. Солнце - довольно обычная звезда с массой около 10³⁰ кг. Ее диаметр составляет около полутора миллионов километров, что мало по сравнению с такими звездами, как Антарес или Бетельгейзе, диаметр которых в сотни раз больше. Поскольку звезда эволюционирует с течением времени, особенно когда она покидает главную последовательность и становится красным гигантом, ее диаметр не является постоянным во времени. Кроме того, диаметр может регулярно меняться для периодических переменных звезд, таких как RR Лиры и Цефеиды.

В начале своей жизни звезда состоит в основном из водорода и гелия, но термоядерные реакции приводят к изменению ее химического состава и, в частности, металличности. Это количество Z элементов тяжелее гелия, присутствующих в звезде, или, точнее, количество, определенное на ее поверхности. Металличность Солнца составляет 0,02, или 2% от массы Солнца. Эти "металлы" в основном состоят из углерода, кислорода, азота и железа.

Когда ядро звезды достигает температуры около 7-8 миллионов градусов, температура становится достаточно высокой, чтобы ядра водорода сплавились вместе, образуя в основном гелий ⁴He, а также дейтерий ²H, в реакции синтеза, известной как протон-протонный цикл. Если температура превышает 18 миллионов градусов, преобладает другая цепочка реакций: цикл CNO (углерод-азот-кислород). На Солнце 2,5% энергии генерируется этим циклом, открытым Хансом Бете и Карлом Фридрихом фон Вайцзеккером.

Существуют так называемые бинарные и даже кратные системы, состоящие из двух или более звезд, которые гравитационно связаны и обычно движутся друг вокруг друга по стабильным орбитам. Когда две такие звезды имеют относительно близкие орбиты, их гравитационное взаимодействие может оказать значительное влияние на их эволюцию. Звезды могут быть частью гораздо более крупных структур, связанных с гравитацией, таких как рассеянные скопления, шаровые скопления и, конечно же, галактики. По оценкам астрономов, наш Млечный Путь содержит от 200 до 300 миллиардов звезд.

Возраст большинства звезд составляет от одного до десяти миллиардов лет. Одной из самых старых обнаруженных звезд является звезда Каффау, возраст которой оценивается более чем в 13 миллиардов лет. Чем массивнее звезда, тем быстрее она сжигает свое ядерное топливо. Самые массивные звезды живут несколько миллионов лет, в то время как звезды типа красных карликов сжигают свое топливо очень медленно и живут десятки или даже сотни миллиардов лет.

Одной из самых массивных известных звезд является R136a1, масса которой, по оценкам, в 315 раз превышает массу Солнца. Исследование открытого скопления Арки позволяет предположить, что 150 солнечных масс - это верхний предел для звезд в нынешнюю эпоху существования Вселенной. Причиной этого предела, как полагают, частично является предел Эддингтона, который определяет максимальную яркость, за которой звезда разлетается в космос под действием собственного излучения. Однако первые звезды, образовавшиеся после Большого взрыва, вероятно, были более массивными, до 300 солнечных масс и более, из-за полного отсутствия в их составе элементов тяжелее лития.

Рождение звезд

В общих чертах процесс формирования звезд известен, но когда мы пытаемся вникнуть в детали, загадок становится все больше. Мы знаем, что для начала звездообразования должны возникнуть флуктуации плотности материи с определенными характеристиками. Например, для коллапса облако пыли и молекул должно иметь массу, превышающую так называемую массу Джинса (критическую массу для наступления гравитационной неустойчивости). Это зависит от плотности и температуры облака. Если оно слишком горячее или слишком разреженное, гравитационное сжатие до звезды невозможно. Часто, когда облако конденсируется, оно распадается на более плотные и горячие зоны, и сотни звезд могут образоваться почти одновременно из одного молекулярного облака.

Эти облака очень холодные, с температурой около 10 К. Они могут содержать до миллиона солнечных масс и достигать размера около 150 световых лет. Они мало излучают и, прежде всего, непрозрачны для видимого света... но не для инфракрасного.

Жизнь и смерть звезд

Звезды, чья масса примерно в восемь-десять раз меньше массы Солнца, закончат свою жизнь как белые карлики, а в конечном итоге - как черные карлики, когда они перестанут излучать свет (Вселенная еще слишком молода для этого). Белый карлик - это невероятно плотная звезда, масса которой не более чем в 1,44 раза превышает массу Солнца. Это остаток скромной звезды, которая исчерпала свое ядерное топливо и выбросила свои верхние слои в виде планетарной туманности. Радиус белого карлика с массой Солнца составляет 7 000 км, а кубический сантиметр его вещества (как говорят, вырожденного, в котором преобладают квантовые и релятивистские эффекты) весит одну тонну!

Остывая очень медленно, эта звезда довольно инертна, но когда она входит в состав бинарной системы, наступает момент, когда она вырывает газ у соседней звезды. Затем образуется аккреционный диск. Газ падает на белый карлик и увеличивает его массу, пока она не достигнет предела Чандрасекара. Затем происходит взрыв, в результате которого белый карлик разлетается на куски. Таково происхождение по крайней мере некоторых сверхновых, известных как Сверхновая типа Ia. Эти сверхновые используются для изучения ускоренного расширения Вселенной и темной энергии.

Более массивные звезды, превышающие десять солнечных масс, взрываются как сверхновые типа II, оставляя в качестве звездных трупов нейтронные звезды и иногда черные дыры. Прежде чем это произойдет, они успеют синтезировать элементы тяжелее углерода, вплоть до железа, в ходе все более сложных термоядерных реакций. Чтобы это произошло, одна из этих звезд в какой-то момент своей жизни должна превысить температуру в три миллиарда Кельвинов в своем ядре. Затем возможно "сгорание" углерода в неон, натрий и магний, затем неона в кислород и, наконец, кислорода в кремний. "Пепел" от каждой из этих реакций накапливается в центре звезды в качестве топлива для следующего горения, так что в итоге звезда имеет структуру луковой кожи с железным ядром и водородной оболочкой.