средняя продолжительность жизни звезды
Как выглядит жизненный цикл звезды?
В начале
В отличие от популярных СМИ, звезды не просто появляются полностью сформированными с серией планет, окружающих их. Этот процесс занимает миллионы или даже миллиарды лет, и все это начинается с облака межзвездного газа.
Каждая звезда на небе начинала свою жизнь как туманность, которая представляет собой облако газа и пыли. Эти туманности в основном состоят из водорода и гелия, а также некоторых других микроэлементов. Со временем облако начнет вращаться, развивая центр тяжести и притягивая все в туманности к этой точке. Гравитация продолжает расти и усиливаться до тех пор, пока в решающий момент давление не приведет к коллапсу ядра молекул водорода и гелия в процессе, называемом ядерным синтезом.
Жизненный цикл звезды
Прежде чем мы перейдем к тому, что происходит с каждым типом звезды в течение ее жизни, необходимо коснуться одного важного момента. Существует прямая связь между массой звезды и ее долголетием.
Массивные звезды могут иметь больше водорода, но они прожигают его быстрее, чем более мелкие, чтобы поддерживать свои большие размеры. Маленькие звезды не должны гореть так ярко, поэтому они живут дольше.
Это все относительно, так как средняя продолжительность жизни звезды исчисляется миллиардами лет. Нашей родной звезде 4,603 миллиарда лет, и, вероятно, у нее достаточно водорода, чтобы гореть еще 5 миллиардов лет. Как это отношение массы к продолжительности жизни влияет на различные типы звезд?
Звезды O- и B-класса
Первая стадия происходит сразу после первого слияния, которое дает рождение этому новому небесному телу. И гелий, и водород существуют внутри звезды, но в настоящий момент она только сжигает водород. На этом этапе он известен как звезда главной последовательности, и это, вероятно, самая стабильная часть его жизненного цикла.
Как только водород заканчивается, звезда переходит во вторую стадию. На протяжении миллионов или миллиардов лет ядро теряет стабильность. Хотя гелий горюч, звезда его не сжигает. Вместо этого, эта нестабильность заставляет гелий сливаться с углеродом, который смешивается с такими элементами, как железо, сера и неон. В этот момент ядро также превращается в железо, в то время как внешняя гелиевая оболочка звезды начинает расширяться.
Третья стадия длится около миллиона лет и включает серию ядерных реакций, которые образуют больше оболочек вокруг железного ядра звезды.
С этой точки зрения есть два различных способа, которыми звезда с большой массой может войти в пятую стадию. Если оставшийся материал в 1,5-3 раза больше нашего Солнца, он снова схлопнется и превратится в нейтронную звезду. Если он больше этого, то, что осталось от звезды, вместо этого станет черной дырой.
Звезды К- и М-класса
Звезды с низкой массой необязательно маленькие. Используя наше Солнце для сравнения размеров, большинство звезд с низкой массой составляют примерно 1,4 солнечных единицы — или 1,4 раза больше нашего Солнца. Хотя они могут быть больше, они значительно легче по весу, чем звезды класса G, такие, как наше Солнце.
Как это происходит, происходит гелиевая вспышка. Это заставляет внешнюю часть звезды расширяться и слегка охлаждает ядро. Она проходит через этот цикл несколько раз, нагреваясь и охлаждаясь, когда внешняя оболочка расширяется и сжимается. Вот тут-то и начинается самое интересное.
Вместо того чтобы взорваться как звезда с высокой массой, она в конце концов теряет сцепление, так как гравитация больше не может сдерживать внешние слои. Она становится так называемой планетарной туманностью.
Как только это произойдет, все, что осталось, — это ядро звезды, которая продолжает гореть как белый карлик. Когда у него кончается топливо, оно в конечном итоге темнеет до черного карлика.
Звезды G-класса
Конец жизни на Земле
Хотя наше Солнце уже немолодо, с астрономической точки зрения, вам не нужно беспокоиться о том, что оно станет красным гигантом во время вашей жизни или жизни ваших детей. Мы, вероятно, получим еще 5 миллиардов лет жизни. К тому времени мы, вероятно, сами окажемся среди звезд, и наша родная планета превратится в далекое воспоминание.
Сколько живут звёзды?
Космос
Продолжительности жизни звёзд мы можем, пожалуй, лишь позавидовать, ведь это долгие миллионы и миллиарды лет! Она зависит от их размера, спектрального класса и других характеристик, а сам жизненный путь любого светила – невероятно сложный и долгий процесс, одно из глобальных явлений космического масштаба. Полностью проследить за всеми стадиями мы не можем, так как человеческая жизнь – это лишь мгновение по сравнению с долголетием звёзд.
Звёзды рождаются, точно птенцы в гнёздах, правда, «гнёздами» являются гигантские звёздные колыбели – это огромные облака газа и пыли, внутри которых и появляются первые молекулы, поэтому их ещё называют менее поэтичным названием – молекулярные облака. Тем не менее, название «колыбель звёзд» замечательно передаёт суть всего процесса. Где-то внутри облака благодаря гравитации образуется центр тяжести, куда и стекается всё вещество облака, и, «поддаваясь соблазну гравитации», вещество начинает друг к другу притягиваться. С течением времени образуется уравновешенное сферическое ядро, которое продолжает нагреваться – так образуется зародыш – протозвезда.
Протозвезда в представлении художника
Из-за увеличивающейся плотности вещества газопылевой диск начинает быстрее вращаться вокруг молодого звёздного «сердца», в результате чего частицы сталкиваются на большей скорости, и температура продолжает расти. Когда температура доходит до отметки в 1 000 000 С, в самом центре протозвезды начинается первая в её жизни термоядерная реакция, которую можно сравнить с первым ударом сердца. Два ядра атомов водорода сливаются, образуя ядро гелия. Эта реакция начинает идти по цепочке и охватывает постепенно всю звезду. Пока реакция добирается из самих недр до поверхности, увеличивается светимость протозвезды, и как только она достигает «финиша», если «зародыш» набрал достаточно массы для долгого поддержания термоядерных реакций, звезда становится полноценным молодым светилом. Кстати, прямое наблюдение «звёздного эмбриона» невозможно из-за окутывающих его газопылевых облаков, поэтому процесс формирования новой звезды носит удивительный сакральный характер.
Гигантские молекулярные облака
Будущее звезды зависит от того, сколько массы она успела набрать в процессе рождения. Так, если вещества не хватает для поддержания термоядерных реакций, то во Вселенной остаётся объект, являющийся предметом споров для учёных – это коричневый карлик, «полукровка»: не планета и не звезда. Эти карлики разогреваются максимум до 2 300 С, но из-за неспособности поддерживать термоядерные реакции в своих недрах они обречены на долгое остывание и угасание. Через несколько сотен миллионов лет они остынут, перестанут испускать слабый свой свет и станут одинокими и неприкаянными холодными странниками на просторах Вселенной. Одни астрономы считают, что коричневые карлики – это звёзды, а другие считают их планетами – гигантами и называют их горячими Юпитерами. Как звезда, такой объект будет жить, пока не перестанет излучать свет и слабое тепло, оставшееся в нём ещё с момента зарождения. Как планета – странник, коричневый карлик будет жить вечно, пока, например, не попадётся «на обед» чёрной дыре.
Коричневый карлик в представлении художника
Во Вселенной нет ещё ни одного красного карлика, который бы закончил своё существование со времён Большого взрыва. Красные карлики – это маленькие звёзды после коричневых карликов. Этим объектам хватило массы для запуска термоядерных реакций, но из-за своих размеров эти звёзды не торопятся излучать свет, иногда их в шутку называют «жадными»: порой эти звёзды излучают света в десятки тысяч раз меньше Солнца, из-за чего их невозможно увидеть невооружённым глазом. Слабые они, или нет – это решать вам, ведь красные карлики являются истинными долгожителями во Вселенной! Как часто мы слышим советы о том, что не нужно нервничать, растрачивать попусту свою энергию, и красные карлики в этом деле – образцы для подражания! Согласно подсчётам учёных, они будут жить ещё десятки триллионов лет и умрут, медленно и спокойно погрузившись в сон – просто постепенно погаснут без «предсмертной агонии» и станут почти невидимыми. Максимальная температура красных карликов – 3 500 С.
Красный карлик в представлении художника
Есть в космосе и другие долгожители – оранжевые карлики. Они больше красных карликов и горячее их: максимальная температура подобных объектов – около 5 000 С, и ни один оранжевый карлик за всю историю существования Вселенной тоже ещё не погиб и даже не сошёл с основного цикла своего жизненного пути – с главной последовательности. Они поактивнее красных карликов: так, их масса может достигать 0,8 массы солнечной, а светимость – от 0,1 до 0,6 солнечной. Как видно, оранжевые карлики тоже не торопятся делиться светом и теплом, но, поскольку они «поживее», то и продолжительность их жизни уже меньше – от 15 до 30 миллиардов лет. В конце жизни, когда они израсходуют запасы своего ядерного топлива, у них начнётся «предсмертная агония»: произойдёт запуск гелиевых термоядерных реакций, затем углеродных, и каждый раз это будет приводить к значительным трансформациям звезды. Звезда будет расширяться в сотни раз, краснеть, а потом снова начнёт сжиматься, и вместе с этим светимость тоже начнёт «скакать».
В конце этого процесса «отмучившаяся» звезда сбросит внешние оболочки, образовав красивую планетарную туманность, а в её центре остается лишь сердце погибшей звезды – её обнаженное ядро в виде белого карлика с массой приблизительно в половину солнечной и радиусом, примерно равным радиусу Земли. Миллиарды лет этот белый карлик будет постепенно остывать, а потом почернеет, как уголь. Оранжевые карлики представляют большой интерес для науки, ведь это относительно стабильные и спокойные звёзды, рядом с которыми может зародиться жизнь.
Будущее Земли, когда Солнце станет красным гигантом. Картина Боба Эгглтона
Та же судьба ждёт и жёлтых карликов по типу нашего Солнца. Соответственно, они ещё горячее и больше в размерах, и жизнь их будет ещё короче – около 10 миллиардов лет. Температура таких звёзд – около 6 000 С. От них недалеко ушли и жёлто-белые карлики, которые в 1,5 – 2 раза больше Солнца, и их температура колеблется от 6 000 С до 7 500 С. Их продолжительность жизни составляет примерно 7-8 миллиардов лет, а старость и финал им уготован такой же, как оранжевым и жёлтым карликам. Но каков же, кстати, размер красного гиганта? Ведь Солнце ждёт та же участь! Солнце прожило примерно 4,5 – 5 млрд лет и проживёт ещё столько же, а на стадии красного гиганта оно увеличится настолько, что поглотит собой Меркурий, Венеру и, возможно, Землю.
Фотография Солнца Обсерватории солнечной динамики SDO, NASA
А вот звёздам-гигантам уже не позавидуешь! Эти сияющие бело-голубые создания имеют радиусы от 10 до 100 солнечных радиусов. Впечатляет, правда? Но жить им, увы, суждено по меркам Вселенной очень мало. Так, у голубых редких сверхгигантов температура может варьироваться от 20 000 С до 50 000 С, а светимость превышать солнечную в 250 000 раз!
Но живут они всего 10 миллионов лет. Они взрываются сверхновыми, а после их гибели остаются величественная туманность из выброшенного вещества и их ядра – у самых массивных звёзд оно коллапсирует и становится чёрной дырой, а у менее массивных – нейтронной звездой. Нейтронная звезда — очень быстро вращающееся тело, оставшееся после взрыва сверхновой звезды. При диаметре 20 километров это тело имеет массу сравнимую с солнечной, один грамм нейтронной звезды весил бы в земных условиях более 500 миллионов тонн! Трудно сказать, сколько проживёт это «чудо», ну а чёрные дыры будут питаться всем, что попадется у них на пути, и разрастаться дальше! Удивительно, но как будто они мстят за свою короткую жизнь, и поневоле подумаешь: звезда, уставшая светить другим, становится чёрной дырой…
Время жизни звезды
Нас окружают звезды самого разного возраста. Солнце — сравнительно старая звезда, как и планеты, вращающиеся вокруг него. По оценкам геологов, возраст Земли — около 4,5 млрд. лет, возраст Солнца должен быть не меньшим. Возраст абсолютного большинства звезд нашей Галактики — такой же, как у Солнца, или больше. В то же время многие звезды образовались совсем недавно, а некоторые давно закончили свой жизненный путь. Процесс рождения и умирания звезд непрерывен.
Жизненный цикл Солнца
Массивные звезды эволюционируют намного быстрее, чем звезды малых масс. Звезда очень большой массы успевает пройти весь свой жизненный путь и стать сверхновой за тот период, которого самым легким звездам хватает лишь для того, чтобы прийти на главную последовательность. Соотношение возраста и отпущенного звезде времени жизни можно рассматривать как показатель молодости или старости звезды. Самые молодые звезды мы наблюдаем в областях звездообразования, близ ярких газовых туманностей. Они находятся на стадии образования или только что образовались из газовой среды, «проклюнулись» из непрозрачных околозвездных «коконов», на их поверхность продолжает падать газовое вещество из окружающего пространства. Эти активные процессы проявляются в переменности блеска молодых звезд. Особенно точно определяется возраст звездных скоплений. Звездное скопление — это группа звезд различной массы, которые сформировались практически одновременно из вещества с почти одинаковым содержанием химических элементов.
Сравнив диаграмму Герцшпрунга — Рассела звездного скопления с теоретической последовательностью, т.е. последовательностью, которую должны образовывать на этой диаграмме звезды разной массы, но одного возраста и химического состава, астрофизики могут оценить возраст скопления.
диаграмма Герцшпрунга — Рассела
У очень молодых звездных скоплений (с возрастом около 1 млн. лет) правая нижняя часть наиболее «населенной» последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рассела проходит выше теоретической главной последовательности. Это результат того, что самые маломассивные звезды молодых скоплений еще не достигли эволюционного этапа главной последовательности и только приближаются к ней справа. У более старых скоплений (десятки миллионов лет) становится заметным загиб вправо верхнего конца главной последовательности. Масса звезд вдоль главной последовательности убывает сверху вниз. Самые массивные звезды рассматриваемых скоплений уже завершают эволюционную стадию главной последовательности и начинают уходить с нее вправо. Место этого загиба обычно называют точкой поворота главной последовательности. Чем старше скопление, тем дальше точка поворота сдвигается вправо вниз (в сторону меньшей светимости и более низкой температуры поверхности звезд). У самых старых шаровых скоплений (около 10 млрд. лет и больше) на главной последовательности вообще нет ярких горячих звезд. Теоретики предсказывают, что Солнце останется на главной последовательности еще примерно 5— 6 млрд. лет, и если в шаровых скоплениях звезды солнечного типа уже отсутствуют на главной последовательности, значит, возраст таких скоплений (и возраст населяющих их звезд) должен превышать 10 млрд. лет.
Звёздная эволюция — как это работает
Людей давно занимали причины горения звёзд на небе, однако по настоящему понимать эти процессы мы стали с первой половины 20-го века. В данной статье я постарался описать все основные процессы, протекающие во время жизненного цикла звезды.
Рождение звёзд
Формирование звезды начинается с молекулярного облака (к которым относятся 1% от всего межзвёздного вещества по массе) — они отличаются от обычных, для межзвёздной среды газо-пылевых облаков тем, что имеют бОльшую плотность, и значительно меньшую температуру — чтобы из атомов могли начать образовываться молекулы (в основном — H²). Само это свойство не имеет особого значения, но огромное значение имеет повышенная плотность этого вещества — от этого зависит, сможет ли вообще сформироваться протозвезда, и сколько времени на это потребуется.
Сами эти облака, при невысокой относительной плотности, за счёт своих огромных размеров могут обладать значительными массами — до 10 6 Солнечных масс. Новорожденные звёзды, не успевшие отбросить остатки своей «колыбели» разогревают их, что для таких больших скоплений очень «эффектно» выглядит, и является источником прекрасных астрономических фотографий:
«Столпы творения» и видео об этой фотографии телескопа «Хаббл»:
Туманность Омега (часть звёзд — является «фоном», газ светится за счёт нагрева излучением звёзд): 
Сам процесс отбрасывания остатков молекулярного облака обусловлен так называемым «солнечным ветром» — это поток заряженных частиц, которые разгоняются электромагнитным излучением звезды. Солнце теряет за счёт этого процесса миллион тонн вещества в секунду, что для него (массой в 1,98855±0,00025 * 10 27 тонн) — сущие пустяки. Сами частицы имеют огромную температуру (порядка миллиона градусов) и скорость (около 400 км/с и 750 км/с для двух разных составляющих):
Однако низкая плотность этого вещества означает то, что особого вреда они нанести не могут.
Когда начинают действовать гравитационные силы, сжатие газа вызывает сильный нагрев, благодаря которому и начинаются термоядерные реакции. Этот же эффект разогрева сталкивающегося вещества послужил основой для первого прямого наблюдения экзопланеты в 2004 году:
Планета 2M1207 b на расстоянии 170 св. лет от нас.
Однако различие между малыми звёздами и планетами-газовыми гигантами состоит как раз в том, что их массы оказывается не достаточно для поддержания начальной термоядерной реакции, которая в целом заключается в образовании гелия из водорода — в присутствии катализаторов (так называемый CNO-цикл — он действителен для звёзд II и I поколения, о которых речь пойдёт ниже):
Речь идёт как раз об самоподдерживающейся реакции, а не просто о наличие её факта — потому что хоть энергия для этой реакции (а следовательно и температура) строго ограничены снизу, но энергии движения отдельных частиц в газе определяется распределением Максвела:
И поэтому даже если средняя температура газа ниже «нижней границы» термоядерной реакции в 10 раз, всегда найдутся «ушлые» частицы, которые соберут энергию от соседей, и наберут её достаточно для единичного случая. Чем выше средняя температура — тем больше частиц могут преодолеть «барьер», и тем больше в ходе этих реакций выделяется энергии. Поэтому общепризнанной границей между планетой и звездой является порог, при котором термоядерная реакция не просто имеет место, но и позволяет поддерживать внутреннюю температуру не смотря на излучение энергии с её поверхности.
Прежде чем говорить о классификации звёзд, необходимо сделать отступление, и вернуться на 13 млрд лет назад — в момент, когда после рекомбинации вещества стали появляться первые звёзды. Этот момент для нас показался бы странным — ведь никаких звёзд, кроме голубых гигантов в тот момент, мы не увидели бы. Причина этого — отсутствие в ранней Вселенной «металлов» (а в астрономии так называют все вещества «тяжелее» гелия). Их отсутствие означало то, что для загорания первых звёзд требовалась значительно большая масса (в пределах 20-130 масс Солнца) — ведь без «металлов» CNO-цикл не возможен, а вместо него идёт лишь прямой цикл водород + водород = гелий. Таковым должно было быть звёздное население III (из-за их огромного веса, и раннего появления — в видимой части Вселенной их уже не осталось).
Население II – это звёзды, образовывавшиеся из остатков звёзд III населения, они имеют возраст более 10 млрд лет, и уже содержат в своём составе «металлы». Поэтому попав в этот момент, мы не заметили бы каких-то особых странностей — среди звёзд уже присутствовали и гиганты, и «середнячки» — как наша звезда, и даже красные карлики.
Население I – это звёзды образуются уже из второго поколения остатков сверхновых, содержащие ещё больше «металлов» — к ним относится большинство современных звёзд, и наше Солнце — в том числе.
Современная классификация звёзд (гарвардская) очень проста — она основывается на разделении звёзд по их цветам. В маленьких звёздах реакции идут значительно медленнее, и эта непропорциональность вызывает разницу в поверхностной температуре, чем больше масса звезды — тем интенсивнее с её поверхности идёт излучение:
Распределения цветов, в зависимости от температуры (в градусах Кельвина)
Как видно из графика распределения Максвелла выше, скорости реакций растут в зависимости от температуры растут не линейно — когда температура подходит к «критической точке» очень близко, реакции начинают идти в десятки раз быстрее. Поэтому жизнь больших звёзд может быть весьма короткой в астрономических масштабах — всего пару миллионов лет, это ничто в сравнении с расчётным временем существования красных карликов — в целый триллион лет (по понятным причинам, ни одной такой звезды ещё не погасло, и мы в данном случае можем полагаться только на расчёты, но продолжительность их жизни — явно превышает сотню миллиардов лет).
Жизнь большинства звёзд протекает на главной последовательности, которая представляет из себя кривую линию, проходящую из верхнего-левого к нижнему-правому углу:
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Этот процесс может показаться довольно унылым: водород превращается в гелий, и этот процесс продолжается миллионы и даже миллиарды лет. Но на самом деле, на Солнце (и остальных звёздах) даже во время этого процесса на поверхности (и внутри) всё время что-то происходит:
Видео за 5-летний период, сделанное из фотографий «Обсерватории солнечной динамики» NASA запущенной в рамках программы «Жизнь со Звездой», отображён вид Солнца в видимом, ультрафиолетовом и рентгеновских спектрах света.
Полный процесс термоядерных реакций в тяжёлых звёздах выглядит так: водород — гелий — бериллий и углерод, а дальше начинают идти несколько параллельных процессов, заканчивающихся на образовании железа:
Это обусловлено тем, что железо обладает минимальной энергией связи (в расчёте на нуклон), и дальнейшие реакции идут уже с поглощением, а не выделением энергии. Звезда всю свою долгую жизнь находится в равновесии между силами гравитации, сжимающими её, и термоядерными реакциями, которые излучают энергию и стремятся «растолкать» вещество.
Переход от сжигания одного вещества к другому происходит с увеличением температуры в ядре звезды (так как каждая последующая реакция требует всё большей температуры — порою на порядки величины). Но не смотря на рост температуры — в целом «баланс сил» сохраняется до самого последнего момента…
Происходящие при этом процессы можно разделить на четыре варианта развития событий:
1) От массы зависит не только продолжительность жизни звезды, но и то, каким образом она закончится. Для «самых маленьких» звёзд — коричневых карликов (класс M) он завершится уже после выгорания водорода. Но тот факт, что перенос тепла в них осуществляется исключительно конвекцией (перемешиванием) означает то, что звезда максимально эффективно использует весь его запас. А также — максимально бережно будет его расходовать долгие миллиарды лет. Но после расходования всего водорода — звезда медленно остынет, и окажется в состоянии твёрдого шара (на подобии Плутона) состоящего почти полностью из гелия.
2) Далее идут более тяжёлые звёзды (к коим относится и наше Солнце) — масса этого, возможного будущего звезды ограничена сверху в 1,39 массы Солнца для остатка, образующегося после этапа красного гиганта (предел Чандрасекара). Звезда имеет достаточный вес, чтобы зажглась реакция образования углерода из гелия (естественно, самых распространённых нуклидов — гелий-4 и углерод-12). Но и реакции водород-гелий не перестают идти — просто область их протекания переходят в внешние, всё ещё насыщенные водородом слои звезды. Наличие двух слоёв, в которых протекают термоядерные реакции ведёт к значительному росту светимости, что вызывает «раздувание» звезды в размерах.
Многие ошибочно считают, что до момента красного гиганта, светимость Солнца (и других подобных звёзд) постепенно уменьшается, а затем резко начинает расти, на самом деле рост светимости идёт всю основную часть жизни звезды:
И на основе этого строят неверные теории, что в долгосрочной перспективе — Венера является лучшим вариантом для заселения человеком — на самом деле, к тому моменту, когда у нас появятся технологии для терраформирования современной Венеры, они могут оказаться безнадёжно устаревшими, и просто-напросто бесполезными. Тем более Земля по современным данным, имеет высокие шансы пережить состояние «красного гиганта» Солнца, на его границе, а вот у Венеры — шансов нет, и «всё что нажито непосильным трудом» — станет частью «пополневшего» Солнца.
На стадии красного гиганта звезда не только значительно увеличивает светимость, но также и начинает быстро терять массу, за счёт этих процессов запасы топлива быстро заканчиваются (этот этап как минимум в 10 раз меньше этапа сжигания водорода). После чего звезда уменьшается в размерах, превращается в белого карлика и постепенно остывает.
3) Когда масса выше первого предела, массы таких звёзд достаточно чтобы зажечь последующие реакции, вплоть до образования железа, эти процессы в конечном итоге приводят к взрыву сверхновой.
Железо уже практически не участвует в термоядерных реакциях (и точно — не выделяет энергии), и просто собирается в центре ядра до тех пор, пока давление действующее на него снаружи (и действия силы гравитации самого ядра изнутри) не достигает критической точки. В этот момент сила, сжимающая ядро звезды становится столь сильной, что давление электромагнитного излучения больше не в состоянии удерживать вещество от сжатия. Электроны «вдавливаются» в атомное ядро, и нейтрализуются с протонами, так что внутри ядра остаются практически одни нейтроны.
Этот момент имеет квантовую основу, и имеет очень чёткую границу, а состав ядра — состоит из довольно чистого железа, так что процесс оказывается катастрофически быстрым. Предполагается, что этот процесс происходит за секунды, а объём ядра падает в 100 000 раз (и соответственно растёт его плотность):
Эти процессы имеют в своей основе захват нейтрона (r-процесс и s-процесс) или захват протона (p-процесс и rp-процесс), с каждой такой реакцией химический элемент увеличивает своё атомное число. Но в обычной ситуации такие частицы не успевают «поймать» ещё один нейтрон/протон, и распадается. В процессах же протекающих внутри сверхновой реакции протекают настолько быстро, что атомы успевают «проскочить» большую часть таблицы Менделеева, так и не распавшись.
Таким образом происходит образование нейтронной звезды:
4) Когда же масса звезды превосходит и второй, предел Оппенгеймера — Волкова (1,5 — 3 массы Солнца для остатка или 25 — 30 масс для изначальной звезды), в процессе взрыва сверхновой остаётся слишком большая масса вещества, и давление не в состоянии сдерживать даже квантовые силы.
В данном случае — имеется ввиду предел обусловленный принципом Паули, гласящим что две частицы (в данном случае — речь идёт об нейтронах) не могут находиться в одном квантовом состоянии (на этом основана структура атома, состоящего из электронных оболочек, число которых постепенно растёт с атомным числом).
Давление сдавливает нейтроны, и дальнейший процесс становится не обратим — всё вещество стягивается в одну точку, и образуется чёрная дыра. Сама она уже никак не воздействует на окружающую среду (за исключением гравитации конечно), и может светиться лишь за счёт аккреации (попросту — падения) вещества на неё:
Как можно видеть по сумме всех этих процессов — звёзды это настоящий кладезь физических законов. А в некоторых областях (нейтронные звёзды и чёрные дыры) — это настоящие физические лаборатории с экстремальными энергиями и состояниями вещества.
Постнаука — Нейтронные звёзды и чёрные дыры (серия видео):