От коллапса молекулярного облака до белого карлика, нейтронной звезды или чёрной дыры — каждая звезда проживает биографию, которая почти полностью определяется одним-единственным числом: её массой.
Звезда — это самогравитирующий шар из плазмы, в центре которого температура и давление достаточно высоки, чтобы зажечь водородный синтез и поддерживать его на протяжении большей части жизни звезды. Две силы удерживают её при этом в хрупком равновесии — гидростатическом равновесии: гравитация толкает каждый слой внутрь, а тепловое и лучистое давление из синтезирующего ядра толкают наружу. Пока обе силы точно уравновешивают друг друга, звезда остаётся стабильной на протяжении миллионов и миллиардов лет. Когда равновесие нарушается — потому что топливо в ядре заканчивается, — звезда начинает перестраиваться, и её настоящая эволюционная история берёт своё начало.
Звёзды рождаются из коллапса холодных, плотных областей внутри гигантских молекулярных облаков, когда их собственная гравитация превышает внутреннее давление газа (неустойчивость Джинса) — чаще всего толчком служат ударные волны близких сверхновых или волны плотности в спиральных рукавах. Станет ли из коллапсирующего сгустка настоящая звезда, решает исключительно масса: ниже примерно 0,08 массы Солнца температура ядра никогда не достигает уровня, достаточного для синтеза водорода, — результатом становится коричневый карлик, «несостоявшаяся звезда». Выше примерно 150–200 масс Солнца направленное наружу лучистое давление становится настолько большим, что непрерывно срывает внешние слои (предел Эддингтона) — жёсткий верхний предел для звёздных масс.
Если отложить светимость звезды по одной оси, а температуру её поверхности — по другой, получается не случайное облако точек, а упорядоченная структура — диаграмма Герцшпрунга — Рассела (диаграмма ГР), независимо разработанная около 1910 года Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Норрисом Расселом. Ось x при этом традиционно направлена «наоборот»: горячие, голубые звёзды — слева, холодные, красные — справа — исторический пережиток спектральной классификации. Около 90 % всех звёзд лежат на узкой диагональной полосе — главной последовательности: чем звезда горячее (а значит, массивнее), тем выше слева на диаграмме она расположена и тем она светимее. В стороне от неё группируются ещё две популяции: гиганты и сверхгиганты вверху справа — раздутые, но сравнительно холодные звёзды на исходе существования на главной последовательности, — и белые карлики внизу слева, горячие, но маломощные по светимости из-за своих малых размеров.
Каждый спектральный класс (O, B, A, F, G, K, M — от горячего к холодному) дополнительно делится на десять подклассов (0–9) и, ортогонально этому, на классы светимости (римские цифры от I до VII): I — сверхгиганты, III — гиганты, V — звёзды главной последовательности, VII — белые карлики. Таким образом, Солнце получает полную классификацию G2V — звезда главной последовательности подкласса 2 класса G. Этих двух координат, температуры и класса светимости, достаточно, чтобы практически точно определить положение любой известной звезды на диаграмме и по нему судить о её приблизительной массе, размере и фазе эволюции.
От тусклого красного карлика до нейтронной звезды диапазон звёздных объектов охватывает множество порядков величины по массе, температуре и плотности. Следующие шесть типов охватывают важнейшие этапы — как на главной последовательности, так и в качестве конечных стадий звёздной эволюции.
Около 75 % всех звёзд Млечного Пути — красные карлики, настолько тусклые, что ни один из них не виден невооружённым глазом. Наименее массивные среди них (ниже примерно 0,35 массы Солнца) полностью конвективны, перемешивают весь свой запас водорода и расходуют его крайне экономно. Теоретическая продолжительность их жизни намного превышает нынешний возраст Вселенной — ни один красный карлик пока не умер, превратившись в красного гиганта.
Лишь около 7 % всех звёзд относятся к классу G. Их умеренная масса обеспечивает стабильный, почти постоянный на протяжении миллиардов лет водородный синтез по протон-протонной цепочке — достаточно долго, чтобы хотя бы на одной из обращающихся вокруг планет успели развиться сложная химия и жизнь.
Чрезвычайно массивные, чрезвычайно горячие и вплоть до миллиона раз более светимые, чем Солнце. Их интенсивное УФ-излучение ионизирует окружающее молекулярное облако и формирует светящиеся области H II. Из-за огромной скорости синтеза они являются самыми недолговечными среди всех звёзд — и практически всегда заканчивают жизнь как сверхновая.
После истощения водорода в ядре оно сжимается, тогда как внешняя оболочка расширяется в 100–200 раз по сравнению с исходным радиусом и при этом остывает. Горение водорода продолжается теперь в оболочке вокруг гелиевого ядра, пока там — при достаточной массе ядра — не зажигается тройной альфа-процесс, превращающий гелий в углерод.
Выгоревшее углеродно-кислородное ядро красного гиганта, обнажившееся после того, как оболочка была сброшена в виде планетарной туманности. Синтез больше не идёт — звезду от дальнейшего гравитационного коллапса удерживает исключительно давление вырождения электронов (квантово-механический эффект). Выше 1,44 массы Солнца (предел Чандрасекара) этот механизм перестаёт работать.
Возникает, когда железное ядро массивной звезды (первоначально 8–20 M☉) коллапсирует в ходе коллапса ядра сверхновой, при этом протоны и электроны сливаются в нейтроны. Давление вырождения нейтронов останавливает коллапс — остаётся объект массой порядка солнечной, сжатый до размеров города. Многие из них вращаются чрезвычайно быстро и испускают узконаправленное радиоизлучение: пульсары.
Sirius B, белый карлик-спутник самой яркой звезды нашего ночного неба, сжимает почти всю массу Солнца в объём, едва превышающий размер Земли. Один кубический сантиметр его вещества весил бы на Земле больше тонны. Именно «необъяснимое» возмущение орбиты Sirius A в 1844 году позволило Фридриху Бесселю заключить о существовании этого невидимого, чрезвычайно плотного спутника — за десятилетия до того, как он был обнаружен оптически.
Плотность внутри нейтронной звезды примерно соответствует плотности атомного ядра — около 4×10¹⁷ кг/м³. Одна-единственная чайная ложка этого вещества весила бы на Земле примерно столько же, сколько весит гора Эверест, взятая несколько раз. Таким образом, нейтронные звёзды — самые плотные из известных объектов Вселенной, ещё не коллапсировавшие в чёрные дыры.
На главной последовательности все звёзды синтезируют водород в гелий — но двумя разными путями, в зависимости от массы и температуры ядра. В солнцеподобных и менее массивных звёздах (температура ядра ниже ~17 миллионов K) доминирует протон-протонная цепочка (pp-цепочка): ядра водорода сливаются в несколько этапов напрямую в гелий. В звёздах массой свыше примерно 1,3 массы Солнца главную роль вместо этого берёт на себя CNO-цикл — здесь углерод, азот и кислород выступают катализаторами, которые захватывают протоны и через несколько промежуточных шагов снова их отдают, а в итоге в чистом остатке снова получается ядро гелия. CNO-цикл чрезвычайно чувствителен к температуре (скорость ∝ T¹⁷) и поэтому становится доминирующим лишь при высоких температурах ядра массивных звёзд.
Почему массивные звёзды, несмотря на гораздо больший запас топлива, живут настолько меньше? Ответ кроется в соотношении масса — светимость: светимость звезды главной последовательности растёт примерно как масса в степени 3,5 (L ∝ M³·⁵). Звезда, в 20 раз более массивная, обладает, таким образом, лишь в 20 раз большим запасом топлива, но расходует его примерно в 20³·⁵ ≈ 500.000 раз быстрее — из-за этого продолжительность жизни падает примерно как M⁻²·⁵. Именно это соотношение создаёт колоссальный разброс продолжительности жизни звёзд — от красных карликов до голубых гигантов.
Приблизительная продолжительность жизни на главной последовательности в зависимости от массы звезды (длина полосы ∝ log продолжительности жизни). Для сравнения: возраст Вселенной составляет около 13,8 миллиарда лет — звезда с массой 0,5 массы Солнца ещё не прожила даже 10 % своей жизни.
Жизненный путь звезды вплоть до фазы красного гиганта протекает схожим образом для всех масс — после этого исходная масса окончательно определяет её судьбу.
Красный сверхгигант Бетельгейзе в созвездии Ориона уже завершил горение водорода в ядре и находится на пороге конца своей жизни — «на пороге» здесь означает: когда-нибудь в течение ближайших 100.000 лет, в любой момент. Если он взорвётся как сверхновая, с Земли на протяжении недель он будет казаться ярче полной Луны и будет виден даже днём. Поскольку Бетельгейзе находится на расстоянии около 550 световых лет, взрыв, возможно, уже произошёл — просто его свет ещё не успел до нас дойти.
Звёзды редко рождаются в одиночку — а некоторые конечные стадии и системы демонстрируют свойства, выходящие далеко за рамки того, что может дать одна изолированная звезда.
Миллисекундные пульсары вращаются по несколько сотен раз в секунду и делают это с регулярностью, близкой к атомным часам, — отклонения составляют доли микросекунды за годы. Радиоастрономы используют сети таких «космических часов» (Pulsar Timing Arrays), чтобы искать крошечные, общие для всех сигналов искажения во времени их прихода — метод обнаружения сверхнизкочастотных гравитационных волн, порождаемых сверхмассивными чёрными дырами, странствующими по Вселенной.