«От Солнца останется алмаз размером с Землю». Астроном Михаил Лисаков — об эволюции звёзд

Существует немало мифов, с которыми часто встречаются астрономы. Например, многие уверены, что в звезду когда‑нибудь может превратиться Юпитер. А каждая звезда в конце жизни обязательно взорвётся.

Физик и астроном Михаил Лисаков рассказал на форуме «Учёные против мифов», какой жизненный путь проходит каждая звезда. А также уточнил, что в конце эволюции произойдёт с нашим Солнцем, и объяснил, почему золото — космический металл. Организаторы этого форума — «АНТРОПОГЕНЕЗ.РУ» — выложили видеозапись на своём YouTube‑канале. А Лайфхакер законспектировал лекцию.

Михаил Лисаков

Кандидат физико-математических наук, старший научный сотрудник лаборатории внегалактической радиоастрономии Астрокосмического центра ФИАН. Автор более 40 научных работ.

Какое небесное тело можно считать звездой

Есть несерьёзная формулировка: звезда — это объект, у которого мы видим лучи.

На самом деле это не совсем шутка. Если посмотреть на фотографии космоса, сделанные при помощи телескопов, мы увидим туманные облачка и яркие точки. Небольшие пятнышки тумана — это галактики. Светящиеся точки с несколькими лучами — звёзды.

Оптическая система современного телескопа устроена так, что при преломлении света на фото у звёзд действительно появляются лучи. Но на древних картах неба, когда подобных телескопов не было, люди изображали звёзды таким же образом.

Чтобы понять, в чём тут секрет, учёные провели небольшое исследование. Они светили людям в глаза маленьким, но ярким источником, и делали снимки сетчатки. Оказалось, что у всех испытуемых на сетчатке получались очень похожие изображения. То есть чёткий центр и облако из тонких линий, пересекающихся в этой точке. Так что всё верно: звёзды — яркие небесные тела, у которых есть лучи.

А теперь серьёзно. Чтобы понять, чем отличается звезда от других космических объектов, заглянем в её центр. Там находится ядро, в котором непрерывно идёт термоядерная реакция. В результате лёгкие элементы превращаются в более тяжёлые и за счёт этого перехода выделяется энергия. Она переносится во внешние слои звезды. Например, путём перемешивания больших масс вещества. Этот процесс со стороны выглядит как кипящая в кастрюле вода. Именно такой мы видим поверхность нашего Солнца.

Непрерывная термоядерная реакция — главная отличительная особенность звезды.

Для такого синтеза требуется сильно сблизить положительно заряженные частицы — протоны. Чтобы поддерживать этот процесс, нужны очень высокая температура и давление. А в результате реакции из двух атомов водорода или четырёх протонов получается один атом гелия.

Но известно, что четыре протона весят больше, чем этот атом. Значит, нужно понять, куда девается разница.

В нашей Вселенной мы не знаем процессов, которые могли бы забрать массу или энергию, чтобы она исчезла. Так не бывает. В процессах синтеза рождаются некоторые новые частицы типа нейтрино и выделяется энергия. Собственно, за счёт этого звёзды и светят.

Михаил Лисаков

Если столкнуть три атома гелия, то в результате термоядерного синтеза образуется атом углерода. Но для этого нужна ещё более высокая температура. Однако и на углероде процесс не останавливается. Потом начинает синтезироваться кислород, затем магний. И так далее вплоть до железа. Синтез более тяжёлых элементов в ядре звезды уже не поддерживается самопроизвольно. Для него нужна дополнительная энергия извне.

Существует миф, что Юпитер тоже должен был стать звездой, как Солнце, но что‑то случайно пошло не так. Это миф, потому что массы этой планеты не хватит, чтобы поддерживать постоянную термоядерную реакцию. Температура и давление будут недостаточно высокими. Поэтому Юпитер может стать звездой лишь при одном условии: он увеличит массу примерно в 15 раз. Но это невозможно.

Какими вообще бывают звёзды

Если посмотреть на ночное небо в ясную погоду, то можно увидеть разные типы звёзд:

• Яркие или тусклые. Раньше считалось, что менее заметные звёзды просто находятся дальше от нас. Но потом астрономы научились измерять расстояния до космических объектов. И выяснили, что яркость светил зависит не от их удалённости, а от мощности. У одних звёзд этот параметр действительно больше, чем у других.
• Разноцветные — голубые, жёлтые, красноватые, белые. Различные оттенки звёзд тоже не иллюзия. Каждому из них соответствует своя температура излучения.

Учёные построили график, где горизонтальная ось — температура звезды, или её цвет. Вертикальная ось — яркость, насыщенность света. Затем поместили на этот график все известные звёзды. И увидели, что наибольшая их часть расположилась по диагонали — от самых мощных и горячих голубых гигантов до маленьких красных карликов. Эту диагональ назвали Главной последовательностью.

Все звёзды, у которых сейчас происходит сжигание водорода в центре и превращение его в гелий, находятся на этой прямой.

Михаил Лисаков

Массивные и яркие, более горячие звёзды расположились в голубой части спектра. Их совсем немного, и живут они сравнительно недолго. Зато в левой, красной области спектра мы видим гораздо больше звёздочек. Их масса значительно меньше, они более холодные и светят слабо. Но время жизни у них намного больше, чем у голубых гигантов. Солнце находится ближе к середине — в жёлтой области спектра.

Но на графике есть ещё несколько областей. Рассмотрим те, которые находятся над Главной последовательностью. Туда попадают звёзды, у которых в процессе термоядерного синтеза закончился, то есть сгорел, весь водород. Получается своеобразный «дом престарелых» для звёзд — место, куда попадают светила на закате своей жизни. В них всё ещё идёт реакция синтеза и более лёгкие элементы продолжают превращаться в тяжёлые.

Но есть ещё одна довольно заметная область скопления звёзд — ниже Главной последовательности. Астрономы называют её «кладбищем».

Когда у звёзд заканчиваются и все остальные элементы, которые они могут произвести в своих ядрах, они попадают на «звёздное кладбище». Где они очень горячие, но очень‑очень тусклые.

Михаил Лисаков

Как происходит звёздная эволюция

Теперь поговорим подробнее о том, какие события происходят в долгой звёздной жизни.

Астрономы называют все изменения в состоянии светил звёздной эволюцией. У неё нет почти ничего общего с эволюцией биологической. Единственное совпадение — оба процесса продолжаются миллионы и миллиарды лет.

Звёздная эволюция — это полный цикл жизни каждого светила. За это время звезда меняется до неузнаваемости. А вот какие именно перемены её ждут, зависит от массы. Можно условно разделить космические объекты на три группы.

1. Звёзды с малой массой

Например, Проксима Центавра. Они рождаются в газово‑пылевом облаке и становятся красными карликами. А потом живут очень долго в неизменном состоянии, пока у них не кончится водород. Такая судьба ждёт звезду, если её масса примерно в 10 раз меньше солнечной.

2. Звёзды, сравнимые по размеру с Солнцем

Это тяжёлые и более интересные объекты. Их массы достаточно, чтобы в ядре после сжигания водорода начался следующий этап — синтез углерода из гелия. В итоге они раздуваются до размеров красного гиганта. Например, Солнце в результате этого процесса увеличится так, что поглотит Меркурий и Венеру. А потом дорастёт практически до орбиты Земли. Это произойдёт примерно через пять миллиардов лет. Будет здорово, если люди найдут способ к этому времени оказаться подальше от нашего светила.

Затем такая звезда сбрасывает оболочку, которая превращается в планетарную туманность. В центре остаётся сияющая точка — бывшее ядро. И светило условно переезжает на кладбище.

3. Массивные звёзды

Их масса более чем в 10 раз превышает солнечную. Они живут быстро, а в конце превращаются либо в чёрную дыру, либо в нейтронную звезду. О том, как происходит эволюция у огромных светил, мы поговорим подробнее.

От Солнца останется белый карлик, состоящий из углерода. Когда он остынет окончательно и углерод кристаллизуется, в принципе, получится алмаз размером с Землю.

Михаил Лисаков

Как появляются нейтронные звёзды и чёрные дыры

В очень тяжёлых звёздах температура и давление позволяют продолжать термоядерную реакцию до стадии образования железа. Поэтому по своему строению ядра гигантов напоминают луковицы. В самом центре у них железо, затем слой кремния, кислорода, неона и так далее.

Когда всё вещество превращается в железо, термоядерный двигатель выключается. Работать дальше для него уже энергетически невыгодно. Поэтому излучение звезды прекращается. Но гравитация остаётся.

И тогда сила тяжести заставляет все внешние слои схлопываться и лететь к центру.

Дальше звезда взрывается как сверхновая. Но и тут возможны два варианта:

1. Квантовые силы остановят процесс схлопывания. Плотность звёздного вещества, оставшегося после взрыва, станет настолько высокой, что электроны будут вдавливаться в протоны и в результате образуют нейтральные частицы — нейтроны. За счёт квантовых эффектов нейтроны не дадут гравитации продолжать процесс сжатия. В итоге образуется нейтронная звезда — объект с чрезвычайно высокой плотностью вещества.
2. Гравитация оказывается сильнее квантовых сил. Тогда процесс схлопывания продолжается до тех пор, пока объект не превратится в чёрную дыру.

Существует миф, что чёрные дыры понемногу поглотят всё вещество Вселенной. Но это не так.

Бывает, что звёзды рождаются и живут парами. Представим, что одна превратилась в чёрную дыру, а другая стала красным гигантом. Тогда первая будет потихоньку тянуть вещество из второй. Вокруг чёрной дыры образуется диск из раскалённых частиц. Если таких частиц окажется слишком много, мы будем наблюдать обратный процесс.

При определённых условиях чёрная дыра может начать выбрасывать струи вещества. То есть в принципе «накормить» чёрную дыру не так‑то легко. И страхи о том, что чёрные дыры засосут всё вещество Вселенной, в общем‑то, ничем сильно не подтверждаются.

Михаил Лисаков

Откуда во Вселенной появилось золото и другие тяжёлые металлы

Мы выяснили, что железо и более лёгкие элементы синтезируются в процессе термоядерной реакции внутри звезды. Посмотрим, как образуются элементы тяжелее железа.

Для этого необходимы дополнительные нейтроны, причём в большом количестве. При определённых условиях их можно «затолкать» в ядро атома более лёгкого элемента. В итоге нейтроны могут в процессе бета‑распада потерять электроны. Тогда нейтральные частицы превратятся в протоны и заряд атома возрастёт. Значит, произойдёт увеличение порядкового номера — элемент превратится в более тяжёлый.

Возникает вопрос: откуда взять столько свободных нейтронов. Раньше считалось, что огромное их количество появляется после вспышек сверхновых. Но в 2017 году учёные смогли наблюдать ещё один процесс — слияние двух нейтронных звёзд. В результате получается один объект и много обломков. В итоге из этих осколков возникает «цунами», которое состоит из чистых нейтронов. Плотность такого потока достаточно велика — она сравнима с плотностью воды.

В любой атом, который встречается на пути этого потока, «заталкивается» очень много нейтронов. Потом они распадаются на протоны и электроны, и в результате получаются более тяжёлые элементы. Например, золото.

Сегодня учёные знают, что именно этим способом образовалось большинство тяжёлых металлов в нашей Вселенной.

Раньше можно было бы сказать: представляете, ребята, вот у вас есть золотые кольца — они все были рождены во время вспышки сверхновой. А сейчас я вам скажу так: вот у вас есть украшения — золото в них было рождено во время слияния двух нейтронных звёзд. По‑моему, это очень круто.

Михаил Лисаков