Звездная эволюция
Звезды живут от миллионов до триллионов лет. Взаимосвязь между их цветом и яркостью подсказывает, что они следуют похожим эволюционным траекториям, продиктованным их массой. Характеристики звезд определяются реакциями ядерного синтеза в их сердцевинах. Атомы всех элементов вокруг нас, в том числе и те, из которых состоят наши тела, созданы звездами. Мы действительно сотворены из звездной пыли.
Цвет звезды приблизительно указывает на ее температуру: голубые звезды горячи, а красные — холодны. Но типичная яркость звезд также меняется в зависимости от цвета. Горячие голубые звезды обычно ярче холодных красных. Датчанин Эйнар Герцшпрунг в 1905 году и американец Генри Норрис Рассел в 1913-м независимо друг от друга заметили постоянство таких соответствий. Оба астронома увековечены в названии диаграммы, которая отражает соответствие яркости звезд их цветам: диаграммы Герцшпрунга—Рассела (диаграмма ГР).
Диаграмма ГР
На диаграмме ГР 90% звезд, включая Солнце, располагаются на диагональной полосе, проходящей от ярких горячих голубых звезд к более бледным холодным красным. Это так называемая главная последовательность, а звезды, лежащие в ней, — звезды главной последовательности. Помимо нее, на диаграмме ГР видны и другие группы звезд. Это, например, красные гиганты — красные звезды похожих цветов, но различной яркости, и белые карлики — звезды горячие, но бледные, а также переменные звезды — цефеиды, разных цветов, но со сходной яркостью. Такое распределение заставляет предположить, что звезды появлялись и развивались примерно одним и тем же путем. Но вплоть до 1930-х астрономы не понимали, почему звезды светят.
«Я прошу вас смотреть в обе стороны. Потому что путь к знанию звезд лежит через атом, а важные знания об атоме были добыты при помощи звезд» Сэр Артур Эддингтон, «Звезды и атомы. Лекция 1» (1928)
Синтез
Звезды, в том числе Солнце, горят из-за ядерного синтеза — слияния легких атомных ядер в более тяжелые, с выделением энергии. Если сжать ядра водорода как следует, они могут слиться в гелий, высвобождая большое количество энергии. Практически все элементы, которые мы видим вокруг, постепенно появляются в звездах с нуля путем последовательных реакций ядерного синтеза, при которых создаются все более тяжелые ядра.
Слияние даже легчайших ядер — например, водорода — требует огромных температур и давлений. Чтобы два ядра слились, нужно преодолеть силы, удерживающие каждое из них. Ядра состоят из протонов и нейтронов, удерживаемых вместе сильным ядерным взаимодействием. Эта сила, действующая только в малых масштабах ядра, — клей мощнее электрического отталкивания положительно заряженных частиц (протонов). Поскольку сильное ядерное взаимодействие работает только на близких расстояниях, маленькие ядра крепче крупных. Итого: энергия, нужная для удержания ядра, в расчете на нуклон, возрастает с атомным весом вплоть до элементов никеля и железа, которые очень устойчивы, а затем падает для более крупных ядер. Крупные ядра легко разрушить и небольшим ударом.
Барьер энергии слияния, который нужно преодолеть, ниже всего для изотопов водорода, содержащих всего один протон. Простейшая реакция слияния — соединение водорода (один протон) и дейтерия (один протон и один нейтрон), дающее тритий (один протон и два нейтрона) плюс одинокий нейтрон. Но, чтобы запустить даже эту реакцию, нужны температуры в 800 миллионов градусов по Кельвину.
Звездная пыль
Немецкий физик Ганс Бете в 1939 году описал, как звезды светят, преобразуя ядра водорода (протоны) в ядра гелия (два протона и два нейтрона). Дополнительные частицы (позитроны и нейтрино) участвуют в трансформации, и два изначальных протона в процессе превращаются в нейтроны. Затем на кухне ядерного синтеза постепенно готовятся более тяжелые элементы; их рецепты описали в 1957-м Джеффри Бербедж, Маргарет Бербедж, Уильям Фаулер и Фред Хойл в знаменитой статье, обозначаемой аббревиатурой B2FH (по фамилиям авторов).
Более крупные ядра возникают при слиянии сначала водорода, затем гелия, а следом других элементов, которые легче железа, а в некоторых обстоятельствах — и элементов тяжелее железа. Звезды, подобные Солнцу, светят потому, что в основном синтезируют гелий из водорода, и этот процесс идет достаточно медленно, и потому тяжелые элементы получаются лишь в небольших количествах. В более крупных звездах этот процесс ускорен участием углерода, азота и кислорода в дальнейших реакциях, и потому более тяжелые элементы формируются быстрее. При наличии гелия из него может получиться углерод (три атома гелия-4 сливаются через неустойчивый бериллий-8). А если есть углерод, он сам может соединяться с гелием и образовывать кислород, неон и магний. Эти медленные трансформации происходят в течение большей части жизни звезды.
Характеристики звезды определяются и ее устройством. В звездах необходимо равновесие трех сил: разрушительного (из-за их собственного тяготения) веса, внутреннего давления газа и излучения, раздувающих звезду, и прохождения тепла через их газовые слои. Первые два фактора влияют на структуру звезды — ряд слоев, как у луковицы, плотность которых падает с удалением от центра. Реакции ядерного синтеза происходят глубоко внутри звезды, где давление выше всего. Затем полученному теплу необходимо покинуть поверхность звезды, а для этого до нее надо добраться. Тепло перемещается двумя путями: через излучение, как солнечный свет, — или через конвекционные движения в жидкости, как в кипящей воде.
Время жизни
Время жизни звезды главной последовательности определяется ее массой и скоростями реакций ядерного синтеза в ней. Скорости реакций крайне чувствительны к температуре и плотностям в сердце звезды — обычно им нужны температуры свыше 10 миллионов градусов и плотности более 10 000 граммов на кубический сантиметр. У массивных звезд ядра горячее и плотнее, и они истощаются быстрее, чем у звезд с меньшей массой. Звезда наподобие Солнца живет в главной последовательности порядка 10 миллиардов лет, звезда в 10 раз массивнее будет в тысячи раз ярче, но проживет лишь 20 миллионов лет, звезда в одну десятую массы Солнца может быть в тысячи раз бледнее, но проживет около 1000 миллиардов лет. Поскольку это больше возраста Вселенной на данный момент (13,7 миллиарда лет), смерть самых малых звезд нам еще только предстоит увидеть.
Без паники
Даже если ядерные реакции в центре Солнца выключатся прямо сегодня, потребуется миллион лет, чтобы уже созданные фотоны достигли поверхности нашего светила, и поэтому мы еще долго ничего не заметим. Впрочем, существует множество исторических подтверждений того, что мощность Солнца остается постоянной.