Вечен ли свет звезды и наше солнце будет всегда?

Как только звезда родилась, она сразу занимает какое-нибудь место на главной последовательности. В верхней части находятся самые яркие и горячие, а в нижней — тусклые и холодные. Этот этап самый длинный в жизни звезд, хотя все, что с ними происходит, — постепенное сжигание водорода в результате термоядерных реакций в ядре.

Нуклеосинтез поддерживает звезду в состоянии энергетического равновесия, не позволяя гравитационному тяготению сжать ее. И если в звезде не будет какой-нибудь близкой соседки и она не будет сталкиваться с другими, то она будет медленно нагреваться, ускоряя сожжение водорода. Солнце, например, находится в состоянии активного сжигания водорода уже пять миллиардов лет и его запасов должно хватить еще столько же. Однако рано или поздно водород все же должен закончиться.

Что будет с Солнцем?

Солнце и все звезды, не превышающие его по массе более чем в 8 раз, ожидают повышения из главной последовательности к гигантам. Когда кончается водород, масса таких звезд позволяет запускать новые термоядерные реакции. С каждой последующей звезда расширяется, краснеет, а затем снова сжимается и тускнеет. Так, когда сжигается водород, ядро звезды сжимается, температура резко повышается, начинает гореть гелий и внешние слои звезды расширяются — она становится красным гигантом, в 10 миллионов раз больше и ярче Солнца.

Когда через пять миллиардов лет наше Солнце пройдет эту стадию, оно увеличится до размеров орбиты Венеры и просто уничтожит атмосферу Земли. Но гелий также когда-нибудь закончится, поэтому по мере его выгорания такая звезда возвращается обратно в главную последовательность, а затем превращается в белого карлика. В общем, всем звездам, менее 8 масс Солнца ждет одинаковый конец: все они в любом случае заканчивают жизнь белым карликом.

То есть все зависит от массы?

Масса – самый главный критерий для звезды и именно она определяет ее дальнейшую судьбу. Диапазон масс звезд очень широк. Самые маленькие объекты, которые уже можно назвать звездами, имеют массу лишь 8% от солнечной, а самые большие могут достигать до 150 масс Солнца.

Самых маленьких среди звезд — красных карликов, температура которых всего 3500 кельвинов (чуть превышает температуру лампы накаливания), ожидает долгий и медленный переход к белым карликам. Из-за низкой температуры гелевые термоядерные реакции у них невозможны, поэтому красным гигантом им не стать. Водород теряется медленно, поэтому таким объектам необходимо от десятков миллиардов до десятков триллионов лет, чтобы превратиться в белого карлика. Так что с момента Большого взрыва еще ни один красный карлик не стал белым.

А если звезда больше Солнца?

За пределом в 8 масс Солнца все происходит по-другому. Когда сжигается гелий, звезда сжимается, но ее массы все равно хватает, чтобы запустить новую реакцию нуклеосинтеза: горение углерода, затем неона и кремния. И так пока не образуется железо. Кстати, все химические элементы Вселенной, вплоть до железа, появились благодаря смертям звезд этого типа.

Ядро таких звезд проходит полный цикл термоядерного синтеза. При этом с каждой новой реакцией предыдущая продолжается в оболочке. Со временем внутри звезды образуется железное ядро. Но железо не может быть горючим для термоядерных реакций, поэтому как только температура и давление в звездном ядре достигают предела, вещество внутри взрывается огромным количеством энергии. Случается вспышка сверхновой – коллапс ядра звезды.

Подобные взрывы могут быть и на поверхности белых карликов, если они имеют звезду-соседку, богатую водородом. Белый карлик перетягивает на себя ее накапливающееся вещество, пока не происходит вспышка новой. Такие вспышки могут повторяться

Подписывайтесь на мой Дзентам интересно