Масса решает всё
Звезда — шар газа, удерживаемый собственной гравитацией и не дающий себе сжаться за счёт давления горячих недр. Её тепло берётся от термоядерного синтеза в ядре. Масса звезды при рождении вместе с небольшим влиянием её состава определяет, насколько горячим будет ядро, как ярко она будет светить, сколько проживёт и как умрёт.
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Около 1910 года Эйнар Герцшпрунг и Генри Норрис Рассел нанесли звёзды на график «яркость — цвет». В современной версии светимость идёт вверх по логарифмической шкале с Солнцем на 1, а температура поверхности — вдоль низа, самые горячие слева. Светимость, радиус и температура звезды связаны соотношением
L = 4πR²σT⁴, или L ÷ L☉ = (R ÷ R☉)² × (T ÷ 5772 К)⁴
поэтому звёзды вверху справа холодные, но яркие, а значит, огромные (гиганты и сверхгиганты), а звёзды внизу слева горячие, но тусклые, а значит, крошечные (белые карлики). Около 90% звёзд лежит на диагональной полосе — главной последовательности.
Главная последовательность
Звезда главной последовательности превращает в ядре водород в гелий. Это самая долгая стадия её жизни, и место на полосе зависит от массы: массивные звёзды горячие, голубые и яркие; маленькие — холодные, красные и тусклые. Светимость круто растёт с массой, примерно L ≈ M^3,5 для звёзд типа Солнца и тяжелее. Запас топлива пропорционален массе, поэтому время жизни примерно
t ≈ 10¹⁰ лет × M ÷ L
с M и L в солнечных единицах: у тяжёлых звёзд больше топлива, но сжигают они его гораздо быстрее.
Звёзды вроде Солнца
- Субгигант и красный гигант: когда в ядре кончается водород, синтез переходит в оболочку вокруг него. Ядро сжимается и нагревается, а внешние слои раздуваются и остывают. Звезда поднимается по ветви красных гигантов, вырастая до ста и более радиусов Солнца и нескольких тысяч его светимостей.
- Горение гелия: примерно при 100 миллионах К ядро начинает превращать гелий в углерод и кислород, у звёзд меньше примерно 2 масс Солнца — внезапно (гелиевая вспышка). Звезда сжимается до меньшего, более спокойного гиганта примерно на сто миллионов лет.
- Асимптотическая ветвь гигантов: когда гелий в ядре кончается, гелий и водород горят в двух оболочках. Звезда раздувается ещё больше и теряет массу в сильных ветрах.
- Планетарная туманность: внешние слои уплывают светящейся оболочкой, освещённой обнажённым горячим ядром, на несколько десятков тысяч лет.
- Белый карлик: ядро размером примерно с Землю, без синтеза, медленно остывает миллиарды лет. Ни один белый карлик не может быть тяжелее предела Чандрасекара, около 1,4 массы Солнца.
Массивные звёзды
Звёзды тяжелее примерно 8 масс Солнца продолжают синтезировать всё более тяжёлые элементы — углерод, неон, кислород и кремний — в оболочках, как луковица, будучи красными или голубыми сверхгигантами. Каждая стадия короче предыдущей: кремний сгорает примерно за сутки. Синтез останавливается на железе, синтез которого не даёт энергии. Железное ядро меньше чем за секунду коллапсирует в нейтронную звезду диаметром около 20 км, а отскок и поток нейтрино разносят остальную звезду во вспышке сверхновой с коллапсом ядра, на короткое время яркой, как миллиард солнц. Выше примерно 20–25 масс Солнца ядро может коллапсировать дальше в чёрную дыру. Самые массивные звёзды сначала теряют внешние слои в ветрах и становятся горячими звёздами Вольфа — Райе.
Маленькие звёзды
Красные карлики меньше примерно 0,35 массы Солнца конвективны насквозь, поэтому подмешивают в ядро свежий водород и сжигают почти весь. Они живут триллионы лет. Ни один не успел покинуть главную последовательность за 13,8 миллиарда лет с Большого взрыва; модели предсказывают, что они нагреются до «голубых карликов» и угаснут гелиевыми белыми карликами.
Разобранные примеры
- Звезда в 10 масс Солнца: L ≈ 10^3,5 ≈ 3200 L☉, так что t ≈ 10¹⁰ × 10 ÷ 3200 ≈ 3 × 10⁷ лет. Полные модели звёзд дают около 2 × 10⁷: грубое правило верно передаёт порядок.
- Красный гигант: у звезды с L = 2500 L☉ и T = 4200 К R = √2500 ÷ (4200 ÷ 5772)² = 50 ÷ 0,53 ≈ 94 R☉, почти размер орбиты Земли, которая равна 215 R☉.
- Белый карлик: Солнце оставит белый карлик примерно 0,109 × 1 + 0,394 ≈ 0,5 массы Солнца, около 1,4% нынешнего радиуса, примерно в полтора раза больше Земли.
- Правило не работает для красных карликов: для 0,1 массы Солнца L ≈ 0,0012 L☉, и правило даёт около 9 × 10¹¹ лет; модели дают несколько триллионов, потому что правило предполагает, что сгорает только водород ядра.
Как пользоваться симуляцией
В Симулятор эволюции звёзд и диаграммы Герцшпрунга — Рассела попробуйте:
- Проследите за Солнцем: вверх по ветви красных гигантов, вниз к горению гелия, вверх по асимптотической ветви гигантов, поперёк к планетарной туманности и вниз к белому карлику.
- Сравните время на главной последовательности для 0,5, 1, 2 и 10 масс Солнца.
- Выберите 15 масс Солнца: красный сверхгигант, сверхновая и нейтронная звезда. Затем 40: звезда Вольфа — Райе и чёрная дыра.
- Выберите 0,1: в данных отмечено, что каждая такая маленькая звезда всё ещё на главной последовательности.
- Смотрите, как белый карлик остывает и тускнеет, спускаясь по диаграмме, и читайте его возраст.
Что предполагает модель
- Одиночные звёзды солнечного состава, не вращающиеся, без компаньона.
- Треки упрощены: каждая стадия — прямой отрезок на диаграмме между точками по опубликованным моделям; настоящие треки виляют, образуют петли и поворачивают назад.
- Время жизни на главной последовательности берётся из таблицы по моделям звёзд; светимость на главной последовательности следует кусочному закону «масса — светимость».
- Массы белых карликов следуют эмпирической подгонке 0,109M + 0,394 массы Солнца, а остывают по простому закону Местела.
- Фиксированные границы: ниже 0,5 массы Солнца — гелиевый белый карлик, до 8 — белый карлик, до 25 — нейтронная звезда, выше 25 — чёрная дыра.
- Нейтронные звёзды и чёрные дыры на диаграмму не наносятся: они слишком малы и поначалу слишком горячи, чтобы поместиться.
Крайние случаи
- 0,1 массы Солнца: звезда переживает нынешний возраст Вселенной в сотни раз; её поздние стадии — предсказания, которых никто не наблюдал.
- Около 8 масс Солнца: звёзды могут закончить тяжёлыми кислородно-неоновыми белыми карликами или более слабой сверхновой с электронным захватом; симуляция переключается на резкой границе.
- Около 20–25 масс Солнца: образует ли ядро нейтронную звезду или чёрную дыру, неясно, и некоторые звёзды могут коллапсировать почти без взрыва.
- 40 масс Солнца: масса чёрной дыры зависит от того, сколько звезда потеряла в ветрах; здесь предполагается четверть начальной массы.
- Стадия сверхновой: звезда не показывается; несколько недель она ярка, как миллиард солнц.
Где модель перестаёт быть верной
- Двойные звёзды. Около половины звёзд типа Солнца и большинство массивных звёзд имеют компаньонов. Перетекание массы обдирает одни звёзды и питает другие, а белый карлик, набирающий массу от компаньона, может взорваться сверхновой типа Ia — судьба, которую модель одиночной звезды показать не может.
- Потеря массы и вращение. Сколько массы звёзды теряют в ветрах и как быстро вращаются, неясно, и это сильно меняет треки и судьбы массивных звёзд.
- Состав. Звёзды, бедные тяжёлыми элементами, как в ранней Вселенной, горячее, теряют меньше массы и оставляют более крупные чёрные дыры.
- Настоящие треки. Гелиевая вспышка, голубые петли звёзд промежуточной массы и тепловые пульсации на асимптотической ветви гигантов здесь сглажены.
- Очень массивные звёзды. Звёзды примерно от 130 до 250 масс Солнца, если сохраняют большую часть массы, могут быть полностью разорваны сверхновыми с парной нестабильностью, не оставив ничего.
- Остывание белых карликов дополнительно замедляется по мере кристаллизации недр; закон Местела это не учитывает.
Связанные инструменты
Цвет звезды определяется её температурой, как показывает Симулятор излучения абсолютно чёрного тела; Как работает парниковый эффект прослеживает солнечный свет до Земли. Симулятор орбит показывает движение планет и звёзд под действием гравитации, Конвертер в научную запись справляется с огромными числами, а Конвертер температуры переводит кельвины.