Загадки космоса. Планеты и экзопланеты

Одним звездам, массой до 8–10 масс Солнца, уготовано долгое и безмятежное угасание. Температура в центре таких звезд не сможет повыситься настолько, чтобы запустились реакции горения углерода и синтеза более тяжелых элементов. Гравитация постепенно побеждает, и звезда медленно сжимается в размерах до тех пор, пока не становится белым карликом – объектом, радиус которого не превышает несколько радиусов Земли. В нем уже не идут ядерные реакции, и его светимость в десятки тысяч раз меньше светимости Солнца. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела белые карлики локализованы в нижнем левом углу.

Конец жизни других звезд, с большими массами, грандиозен. В их недрах вслед за синтезом углерода начинаются реакции синтеза более тяжелых элементов, что продолжается вплоть до образования железа, но дальше реакции ядерного нуклеосинтеза внутри звезды идти не могут – это принципиальный момент, и никакие температуры не способны это изменить. Когда образуется железное ядро, давление и температура внутри него начинают расти и достигают таких значений, что протоны и электроны сливаются вместе, превращаясь в нейтроны. В этот момент, длящийся считанные секунды, гравитация побеждает окончательно. Нейтронное ядро коллапсирует, а вслед за ним сами на себя обрушиваются и верхние слои звезды. Удар получается настолько сильным, что после этого слои отскакивают обратно в космос. Высвобождается огромное количество энергии. На короткое время светимость звезды становится сравнимой со светимостью всех звезд Галактики. Этот взрыв называется «сверхновая звезда». После вспышки сверхновой звезды на ее месте образуется нейтронная звезда (как видно из названия, звезда эта состоит в основном из нейтронов) – ее типичный диаметр всего полтора десятка километров.

При взрывах сверхновых происходит и еще кое-что очень важное – вместе с гигантским количеством энергии в пространство выбрасываются неиспользованный водород с внешних оболочек звезд и образовавшиеся в процессе термоядерного синтеза химические элементы. Более того, во время этого взрыва образуются самые тяжелые химические элементы – те, которые имеют бо́льшую атомную массу, чем у железа, и образование которых в недрах звезд невозможно. Взрывы сверхновых формируют красивые туманности, и из их вещества могут рождаться звезды следующего поколения со своими планетными системами. Солнце – звезда третьего поколения, и это означает, что материал, из которого оно состоит, побывал в ядерных топках двух звезд.

Астрономы разделили все звезды главной последовательности на семь классов – O, B, A, F, G, K и M – в зависимости от особенностей их цвета[5]. Так, классу О соответствуют звезды голубого цвета, они самые горячие, с температурой 30 000–60 000 К и массой от 16 масс Солнца, а к классу M – холодные красные звезды массой в десятые доли масс Солнца. Само Солнце относится к классу G и по этой классификации считается желтым карликом.

Звезды эволюционируют с разной скоростью, которая зависит прежде всего от массы звезды. Чем больше звезда, тем меньше она будет жить. Это кажется контринтуитивным, но все встает на свои места, если вспомнить, что термоядерные реакции идут лишь в центре звезды, в области, размер которой зависит от внутреннего давления в звезде. Чем более массивна звезда, тем с большей скоростью вещество переплавляется в ее ядре и тем быстрее она эволюционирует. Так, самые массивные звезды главной последовательности живут от нескольких миллионов до пары десятков миллионов лет. Старея и все больше увеличивая свою светимость и температуру, они никогда не позволят развиться углеродной жизни на любой из своих планет. Звезды солнечного типа, желтые карлики, существуют на главной последовательности около 10 миллиардов лет, пока у них в ядре не закончится водородное топливо и они не станут красными гигантами. Когда это произойдет с Солнцем, примерно через 4,5 миллиарда лет, оно увеличится в размерах настолько, что поглотит Меркурий, Венеру и, возможно, даже Землю. Красные карлики живут до 10 триллионов лет.