Предельные масштабы светил: от коричневых карликов до гипергигантов
Осенью 2024 года в этом блоге вышел материал, посвященный истории «третьего населения» звезд и эволюции их размеров в масштабах расширяющейся Вселенной. Первые светила вспыхнули спустя всего 300 миллионов лет после Большого взрыва, в то время как полноценные галактические структуры сформировались значительно позже. Современные космологические модели предлагают разные сценарии развития тех далеких эпох: одни указывают на гигантизм первородных звезд, другие — на их компактность. Весьма убедительной выглядит гипотеза, согласно которой экстремально низкая металличность ранней среды позволяла формироваться колоссальным газопылевым объектам, где протекали чистые водородно-гелиевые реакции. Однако проверить это на практике крайне сложно из-за временной дистанции.
В противовес гипотетическому прошлому, современные звезды изучены детально. Астрофизика диктует жесткие рамки: для любого светила существует верхний порог массы и объема. Считается, что предел массы для стабильного объекта Главной последовательности составляет около 150 солнечных, а для экстремальных случаев — не более 250. Разберемся, какие физические законы устанавливают эти границы.
Процесс рождения звезд начинается в плотных молекулярных облаках — так называемых «звездных колыбелях». Здесь формируются горячие молодые объекты, чей спектр смещен в голубую область. Дальнейшая судьба звезды предопределена массой, набранной на раннем этапе. Всю эволюционную траекторию наглядно демонстрирует диаграмма Герцшпрунга-Расселла, описывающая зависимость между светимостью и температурой поверхности.
Наше Солнце — представитель спектрального класса G, достаточно скромная по космическим меркам звезда. Парадоксально, но именно умеренные размеры обеспечивают ему долголетие и стабильность, в то время как гиганты выгорают за считанные мгновения по астрономическим часам.
На протяжении последних десятилетий оценки максимальной массы варьировались от 10 до 1000 масс Солнца. Актуальные данные наблюдений сужают этот диапазон до 150 солнечных масс для большинства объектов. Исключением являются экзотические звезды Вольфа-Райе — настоящие «монстры», чья масса может приближаться к 200 солнечным, скрываясь за плотными газовыми завесами.
Габариты светила напрямую зависят от стадии его жизненного цикла. Энергия звезд — это продукт термоядерного синтеза, где на основных этапах водород превращается в гелий. В зрелом возрасте звезды сохраняют относительную стабильность размеров, но в финале их ждет либо катастрофическое расширение, либо резкое сжатие. Солнце со временем раздуется до красного гиганта, прежде чем коллапсировать в белый карлик. Более массивные собратья заканчивают свой путь как красные сверхгиганты или сверхновые.
Первородные звезды, состоящие почти исключительно из легчайших элементов, были в сотни раз тяжелее и в миллионы раз ярче нынешних. Их жизнь была яркой, но короткой. Именно взрывы этих гигантов обогатили Вселенную тяжелыми элементами, из которых позже сформировались каменистые планеты и новые поколения звезд. Ближайшим кандидатом на подобный финал в нашем окружении является Бетельгейзе, чей затянувшийся закат остается одной из главных загадок современной астрономии.
Запуск термоядерного реактора в недрах звезды возможен только при достижении критического давления, создаваемого собственной гравитацией. Расчеты показывают: объект с массой менее 10% солнечной не способен поддерживать стабильный синтез. И наоборот: чем массивнее звезда, тем выше интенсивность реакций. Объект, превосходящий Солнце в 100 раз по массе, будет излучать в миллион раз больше энергии, но израсходует запасы топлива всего за 3 миллиона лет (против 10 миллиардов лет жизни Солнца).
Примером для изучения этих пределов служит скопление Арки. При возрасте в 2,5 миллиона лет оно содержит звезды массой до 130 солнечных, но не выше. Это подтверждает наличие физического барьера: либо звезда перестает расти, либо начинает терять вещество так же быстро, как аккумулирует его.
Нижний порог звездной массы составляет около 0,04 массы Солнца (примерно 80 масс Юпитера). За этой чертой находятся коричневые карлики — промежуточные звенья между планетами-гигантами и полноценными светилами. В их недрах синтез протекает вяло или очагово. Самые холодные из них, например WISE J085510.83-071442.5, имеют температуру ниже нуля градусов Цельсия, оставаясь при этом массивнее Юпитера в несколько раз.
Масса Джинса и нуклеосинтез
Способность газового облака к коллапсу определяется массой Джинса. В современных условиях для запуска звездообразования облако должно обладать массой порядка 100–105 солнечных. Из такого объема рождается целая плеяда небольших звезд. В крупных объектах (около 80 масс Солнца) помимо водородного цикла запускается CNO-цикл, где углерод, азот и кислород выступают катализаторами. Температура в недрах таких гигантов достигает миллиардов градусов, позволяя синтезировать элементы вплоть до железа за считанные месяцы.
Одним из самых ярких примеров в нашей Галактике является звезда Пистолет в созвездии Стрельца. Ее светимость в 3,3 миллиона раз превышает солнечную. Поддержание такого энергетического баланса требует колоссальных температур и ювелирного равновесия между гравитацией и давлением излучения.
Геометрические пределы и гипергиганты
Радиус звезды ограничен точкой, где давление излучения уравновешивает гравитационный захват. За этим пределом звездный ветер просто сдувает внешние слои атмосферы. Чем выше металличность звезды, тем эффективнее идет синтез и тем меньше шансов у объекта раздуться до невероятных размеров, оставаясь на Главной последовательности.
Однако существуют гипергиганты — объекты, вышедшие за рамки стандартных моделей. Они обладают рыхлыми, пульсирующими атмосферами. Ярчайший представитель — UY Щита. Имея массу всего в 30 раз больше солнечной, эта звезда в 1700 раз превосходит Солнце по радиусу. Если поместить ее в центр нашей системы, край звезды поглотил бы орбиту Юпитера. Ее фотосфера — зона, где газ становится прозрачным для света — простирается на миллиарды километров, а окружающая ее туманность уходит далеко за пределы орбиты Плутона.
Итоги
Современная Вселенная — это мир малых и средних звезд. Чем скромнее габариты светила, тем выше вероятность его возникновения и тем дольше его жизненный путь. Сверхмассивные объекты вроде R136a1, превышающие порог в 200–250 солнечных масс, чаще всего являются результатом слияния в двойных системах. Объем же звезды — величина непостоянная, зависящая не столько от массы, сколько от химического состава и интенсивности внутренних процессов, превращающих небесные тела в пульсирующих исполинов.
