Амелия Кейн

#реал #астрономическое

Какие бывают звёзды? Современная астрофизика в качестве ответа на этот вопрос предлагает несколько классификаций и зависимостей, связывающих массы, светимости, температуры и спектральные классы звёзд. Наиболее известная и наглядная из них носит имя диаграммы Герцшпрунга-Рассела и выглядит следующим образом:

По вертикали здесь отложены светимости, а по горизонтали – температуры поверхности. Справа-снизу влево-вверх протянулась диагональ главной последовательности – именно на ней находятся 90% звёзд. Особняком стоят отдельные подгруппы: в левом нижнем углы обосновались тусклые и горячие белые карлики, а в правом верхнем – яркие и холодные сверхгиганты. Весьма наглядная картинка, однако, не даёт ответа на вопрос о массах и размерах представленных на ней типов звёзд.

Если брать «обычные» звёзды главной последовательности, то общее правило для них простое: чем звёзды ярче, тем они больше и тяжелее и тем короче их звёздный век. Скромные жёлтые карлики, такие как наше Солнце, мерно светятся миллиарды лет, а голубые сверхгиганты в десятки раз тяжелее и сияют в тысячи раз ярче, но выгорают дотла за считанные миллионы лет. Бывают в этом правиле и исключения, особенно когда речь идёт о всяких сверхплотных объектах, но для большинства звёзд оно выполняется неукоснительно. Например, самая массивная из известных на сегодняшний день звёзд с невыразительным именем Р136а1 примерно в 300 раз тяжелее Солнца, и очень молода по звёздным меркам – ей около миллиона лет. За это время она успела «похудеть» примерно на 50 солнечных масс за счёт потерь на излучение и звёздный ветер – поток высокоэнергетических частиц с поверхности звезды. Неудивительно, ведь светит Р136а1 почти в пять миллионов раз ярче Солнца! Разумеется, подобный «режим работы» не идёт на пользу продолжительности жизни: согласно текущим оценкам, Р136а1 выработает весь водород примерно за два миллиона лет, «похудев» к концу своей жизни до 70-80 солнечных масс. В конце концов, огромная звезда исчерпает не только водород, но и гелий, сколлапсирует и взорвётся как сверхновая, превратившись в чёрную дыру.

На другом конце весовой шкалы звёзд (и главной последовательность заодно) – красные карлики, самые маленькие из теоретически возможных звёзд. Дело в том, что термоядерные реакции не могут идти на объектах слишком малой массы – гравитационного разогрева недр не хватит, чтобы их запустить, а значит такой объект будет не звездой, а очень большой планетой. Теоретически рассчитанный нижний предел массы, достаточный для запуска термоядерных реакций, лежит в диапазоне 0,07-0,08 масс Солнца. Самый лёгкий из открытых к сегодняшнему дню красных карликов, объект с индексом EBLM J0555-57Ab, имеет массу около 0,084 масс Солнца, так что расчёты, похоже, близки к истине. По размерам эта кроха чуть меньше Юпитера, но не стоит обманываться: это всё-таки звезда, так что её масса в 88 раз больше массы Юпитера или в 25 тысяч раз больше массы Земли.

Таким образом диапазон масс «обычных» звёзд сравнительно невелик: от 0,08 до 300 солнечных, то есть самая тяжёлая звезда тяжелее самой лёгкой примерно в четыре тысячи раз. Вся линейка масс звёзд уместилась на вот этой картинке: от красного карлика слева снизу, через жёлтое Солнце и усреднённого голубого гиганта до голубого сверхгиганта Р136а1:

А вот размеры звёзд могут варьироваться куда сильнее и в одну картинку никак не влезают. Например, самая крупная из открытых на сегодняшний день звёзд – красный сверхгигант UY Щита (из правого-верхнего "загончика" диаграммы Герцшпрунга-Рассела), чей радиус в 1700 раз превосходит солнечный! Если поместить её на место Солнца в нашей Солнечной системе, и Земля, и Марс, и даже Юпитер окажутся внутри неё. А вот по массе она сравнительно невелика, текущие оценки учёных лежат в диапазоне 7-10 солнечных масс. Таким образом, мы имеем дело с невероятно разряженной звездой, плотность вещества которой в миллионы раз ниже… плотности атмосферного воздуха! Тем не менее, это самая настоящая звезда, внутри которой протекают термоядерные реакции, а температура этого огромного шара измеряется тысячами градусов. Светится эта махина тоже весьма ярко, в 124 тысячи раз ярче Солнца, и проживёт недолго – текущие оценки гуляют в окрестности нескольких миллионов лет.

Самая маленькая из «обычных» звёзд – субкарликовая звезда с зубодробительным индексом TMTS J052610.43+593445.1 B. Хотя он в пять раз тяжелее упоминавшейся выше самой лёгкой звёзды EBLM J0555-57Ab, по размерам он несколько меньше её. Его радиус составляет 0,066 радиуса Солнца – около семи радиусов Земли или примерно вдвое меньше радиуса Юпитера.

Почему я постоянно уточняю про «обычность» звёзд в списке? Потому что среди приличных звёзд завелись космические читеры, решившие обмануть правило о связи массы звезды и времени её жизни – белые карлики и нейтронные звёзды. Формально к звёздам они не относятся, так как термоядерные реакции на них не протекают, но нахально пользуются «звёздной» терминологией, путая всех новичков в астрономии и астрофизике. Современная наука выделяет их в отдельный класс – компактных объектов, в который кроме них входят ещё и чёрные дыры. Вот они-то и бьют все мыслимые рекорды и по массам, и по размерам, и по светимостям.

Например, магнитар (нейтронная звезда с сильным магнитным полем) SGR J1935+2154 возглавляет список самых маленьких звёзд с радиусом… 4,35 километра! То есть эта звезда целиком поместилась бы внутрь Третьего транспортного кольца Москвы. При этом по массе эта звёздочка вполне сопоставима с Солнцем! Плотность её вещества, как и у всех нейтронных звёзд, такова, что чайная ложка её вещества весит больше, чем вся планета Земля! На фоне этих сверхплотных монстров белые карлики кажутся почти нормальными звёздами – кубический сантиметр их вещества весит «всего-то» от тонны до нескольких сотен тонн, по размерам они сопоставимы с Землёй, а по массам – с Солнцем. Правда, по существу, белые карлики – такие же вырожденные остатки от взрыва «обычных» звёзд, только менее плотные. Термоядерных реакций в их недрах не идёт, а свечение, которое они могут испускать, связано всего лишь с медленным, тянущимся миллиардами лет, охлаждением поверхности бывшего ядра обычной звезды, превратившегося в белый карлик.

Верхние границы масс и белых карликов, и нейтронных звёзд весьма скромные. Для белых карликов верхняя граница массы, так называемый предел Чандрасекара, находится в районе 1,4 солнечных масс, для нейтронных звёзд – предел Оппенгеймера-Волкова, около 2,16 солнечных масс. Что же происходит с более массивными звёздами, когда их недолгий звёздный век подходит к концу? Они взрываются как сверхновые и превращаются в чёрные дыры. Самая тяжёлая из обнаруженных к текущему моменту чёрных дыр звёздной массы – Gaia BH3. Её масса составляет около 30 масс Солнца, и она вполне может являться остатками после взрыва голубого сверхгиганта. Впрочем, поиск чёрных дыр – занятие сложное. Как и следует из названия, они не испускают в пространство никакого излучения, а потому обнаружить их можно лишь по косвенным признакам, например, гравитационному воздействию на расположенные рядом космические тела. Так что вполне может статься, что существуют чёрные дыры звёздной массы, существенно более тяжёлые, чем Gaia BH3. Та же звезда Р136а1 после своего взрыва, по расчётам учёных, вполне может сформировать чёрную дыру массой в 40-50 солнечных, так что весьма вероятно, что более тяжёлых чёрных дыр хватает, просто мы их пока не нашли.

Кстати, вы заметили странную формулировку «чёрная дыра звёздной массы»? Всё потому, что кроме остатков от взрывов массивных сверхновых есть и другие типы чёрных дыр – первичные и сверхмассивные. Впрочем, это уже совсем другая история…