Как формируются и развиваются звёзды: наука о звёздном цикле жизни

Каждая звезда, видимая сейчас в ночном небе, начала одинаково: как холодный газ, дрейфующий внутри молекулярного облака. По данным NASA Science, эти облака состоят в основном из водорода и пыли, достаточно холодны для того, чтобы газ мог сгущаться, и содержат плотные области, где турбулентность создаёт гравитационно неустойчивые сгустки.

Рождение в молекулярном облаке

Когда плотный сгусток внутри молекулярного облака становится достаточно массивным, он коллапсирует под собственной гравитацией. На образовательном портале Европейского космического агентства описывается, что туманности — гигантские облака газа, находящиеся в спиральных рукавах галактик, — это сырой материал для этого процесса, отмечается, что туманность может начать коллапсировать под воздействием внешнего триггера, такого как взрыв близлежащей сверхновой или столкновение облаков.

Обсерватория Las Cumbres Observatory демонстрирует масштаб явления с помощью модели молекулярного облака размером около 1,2 светового года и температурой примерно 10 Кельвинов (-263 градуса Цельсия) — близко к абсолютному нулю. Когда такое облако коллапсирует, оно начинает вращаться, сплющиваясь в диск с плотным, нагревающимся ядром в центре.

От протозвезды к настоящей звезде

Это нагревающееся ядро называется протозвездой. По данным Las Cumbres Observatory, протозвезда светит только от тепла гравитационного сжатия — это ещё не звезда в смысле синтеза. Образовательные материалы ЕКА добавляют, что окружающий протозвёздный диск постоянно направляет массу на ядро путём аккреции, в то время как вращающееся магнитное поле молодого объекта генерирует исходящие ветры и струи, которые постепенно удаляют оставшиеся газ и пыль.

Протозвезда продолжает сжиматься и нагреваться до тех пор, пока температура её ядра не превысит примерно 10 миллионов Кельвинов. В этот момент ядра водорода могут сливаться в гелий, выделяя энергию и останавливая дальнейший коллапс. NASA Science и ЕКА оба определяют этот момент — зажигание устойчивого синтеза водорода — как точку, в которой протозвезда становится звездой главной последовательности. По данным Las Cumbres Observatory, продолжительность этой фазы сжатия до вступления в главную последовательность сильно зависит от массы: протозвезда высокой массы может коллапсировать в звезду примерно за один миллион лет, протозвезда, подобная Солнцу, требует примерно 50 миллионов лет, а протозвезды низкой массы могут требовать более 100 миллионов лет.

Главная последовательность: долгий, зависящий от массы средний возраст

Как только начинается синтез, звезда вступает в главную последовательность — стабильную фазу, в которой она проводит большую часть своей жизни, преобразуя водород в гелий в своём ядре. NASA Science утверждает, что все звёзды живут большую часть своего существования таким образом, но продолжительность этой фазы зависит почти полностью от массы: более массивные звёзды сжигают свой водород намного быстрее, чем более лёгкие, хотя начинают с большими запасами топлива.

Эти данные, взятые из образовательных материалов ЕКА по звёздной эволюции, показывают, почему самые массивные, горячие звёзды также и самые короткоживущие: звезда О-типа массой около 40 солнечных масс выгорает примерно за миллион лет, в то время как красный карлик массой около половины солнечной может теоретически продолжать синтез водорода десятки миллиардов лет, дольше, чем существует Вселенная.

Смерть: три различных конца

NASA Science и ЕКА согласны, что масса звезды также определяет, как она погибнет. Звёзды, подобные Солнцу, и звёзды низкой массы разбухают в красные гиганты по мере того, как водород в ядре истощается, затем сбрасывают свои внешние слои в виде светящейся оболочки газа — планетарной туманности — оставляя после себя горячее, чрезвычайно плотное ядро, называемое белым карликом. ЕКА описывает белые карлики как достигающие плотности выше 1000 килограммов на кубический сантиметр, которые затем медленно охлаждаются в течение огромных периодов времени.

Звёзды примерно с восьмью или более солнечными массами встречают гораздо более насильственный конец. Материалы ЕКА описывают звёзды средней массы (примерно от 8 до 20 солнечных масс), проходящие через последовательные стадии синтеза углерода, кислорода, неона, кремния и железа, прежде чем катастрофически коллапсировать в сверхновую типа II, оставляя позади нейтронную звезду. NASA Science аналогично отмечает, что звёзды намного более массивные, чем Солнце, заканчиваются взрывами сверхновых, которые рассеивают элементы, созданные внутри них, обратно в космос.

Для самых массивных звёзд ЕКА заявляет, что если коллапсирующееся ядро остатка превышает примерно три солнечные массы, даже экстремальное давление, которое поддерживает нейтронную звезду, не может его удержать, и оно коллапсирует дальше в чёрную дыру — объект, который NASA Science описывает как имеющий гравитацию "настолько интенсивную, что даже свет не может от неё убежать."

Переработано в новые звёзды

Материал, который выпускает умирающая звезда, не исчезает. NASA Science отмечает, что материя, выброшенная в результате сверхновой или сброшенная умирающей звездой, подобной Солнцу, возвращается в межзвёздную среду, обогащая её элементами, созданными синтезом, и позволяя новым звёздам — и потенциально новым планетным системам — формироваться из остатков. Этот цикл коллапса, синтеза и рассеивания — это то, что астрономы в совокупности называют звёздным циклом жизни.