То, из чего состоят звезды, полностью определяет их характер и судьбу — начиная от цвета и яркости, заканчивая сроком жизни. Более того, на составе звезды завязан весь процесс ее образования, равно как и формирования ее планетной системы — и нашей Солнечной системы в том числе.

Всеобщий стандарт

Любая звезда в начале своего жизненного пути — будь то монструозные гиганты вроде UY Щита или желтые карлики как наше Солнце — состоит приблизительно из равной пропорции одних и тех же веществ. Это 73% водорода, 25% гелия и еще 2% атомов дополнительных тяжелых веществ. Почти таким же был состав Вселенной после Большого взрыва, за исключением 2% тяжелых элементов. Они образовались после взрывов первых во Вселенной звезд, чьи размеры превышали размах современных галактик.

Однако почему тогда звезды такие разные? Секрет кроется в тех самых «дополнительных» 2 процентах звездного состава. Это не единственный фактор — очевидно, что достаточно большую роль играет масса звезды. Именно гравитационное напряжение определяет судьбу светила — сгорит оно за пару сотен миллионов лет, подобно Канопусу, или же будет светить миллиардами лет, как Солнце. Однако дополнительные вещества в составе звезды могут перебить все другие условия.

Вглубь звезды

Но как такая ничтожная часть состава звезды может серьезно изменить ее функционирование? Для человека, в среднем состоящего на 70% из воды, потеря 2% жидкости не страшна — это всего лишь ощущается как сильная жажда и не приводит к необратимым изменениям в организме. Но Вселенная очень чуткая даже к самым малым переменам — будь 50-я часть состава нашего Солнца хоть капельку иной, жизнь в Солнечной системе могла и не образоваться.

Как это работает? Для начала вспомним одно из главных последствий гравитационных взаимодействий, упоминаемое повсеместно в астрономии — тяжелое стремится к центру. Любая планета служит наглядной моделью этого принципа: самые тяжелые элементы, вроде железа, располагаются в ядре, когда более легкие — снаружи.

То же самое происходит во время образования звезды из рассеянного вещества. В условном стандарте строения звезды гелий образует ядро светила, а из водорода собирается окружающая оболочка. Когда масса гелия переваливает за критическую точку, гравитационные силы сжимают ядро с такой силой, что в прослойках между гелием и водородом в ядре начинается термоядерная реакция.

Именно тогда звезда и зажигается — еще совсем молодая, окутанная водородными облаками, которые со временем улягутся на ее поверхности. Свечение играет важную роль в существовании звезды — именно частицы, пытающиеся вырваться из ядра после термоядерной реакции, удерживают светило от моментального сжатия в нейтронную звезду или черную дыру. Также имеет силу обычная конвекция, перемещение вещества под воздействием температуры — ионизированные накалом у ядра, атомы водорода поднимаются в верхние слои звезды, перемешивая тем самым материю в нем.

Так все же, при чем тут 2% тяжелых веществ в составе звезды? Дело в том, что любой элемент тяжелее гелия — будь то углерод, кислород или металлы — неминуемо окажется в самом центре ядра. Они опускают планку массы, по достижению которой зажигается термоядерная реакция — и чем тяжелее вещества в центре, тем быстрее зажигается ядро. Однако при этом оно будет излучать меньше энергии — размеры эпицентра горения водорода будут скромнее, чем если бы ядро звезды состояло из чистого гелия.

Солнцу повезло?

Итак, 4 с половиной миллиарда лет назад, когда Солнце только стало полноценной звездой, оно состояло из того же материала, что и вся Вселенная — трех четвертей водорода, одной четверти гелия, и пятидесятой части примесей металлов. Благодаря особой конфигурации этих добавок, энергия Солнца стала подходящей для наличия жизни в его системе.

Под металлами не подразумевается только никель, железо или золото — астрономы называют металлами все, что отличается от водорода и гелия. Туманность, из которой по теории сформировалось Солнце, была сильно металлизирована — она состояла из остатков сверхновых звезд, которые стали источником тяжелых элементов во Вселенной. Звезды, чьи условия зарождения были схожи с Солнечными, называются звездами населения I. Такие светила составляют большую часть нашей галактики.

Мы уже знаем, что благодаря 2% металлов в содержании Солнца оно горит медленнее — это обеспечивает не только долгую «жизнь» звезде, но и равномерную подачу энергии — важные для зарождения жизни на Земле критерии. Кроме того, раннее начало термоядерной реакции поспособствовало тому, что не все тяжелые вещества были поглощены младенцем-Солнцем — в итоге сумели зародиться и полностью сформироваться существующие нынче планеты.

К слову, Солнце могло гореть немногим тусклее — пусть и маленькую, но все же значимую часть металлов забрали у Солнца газовые гиганты. В первую очередь стоит выделить Юпитер, немало изменивший в Солнечной системе. Влияние планет на состав звезд было доказано в процессе наблюдений за тройной звездной системой 16 Лебедя. Там есть две звезды, похожие на Солнце, и возле одной из них нашли газовый гигант, масса которого минимум в 1,6 раза больше Юпитера. Металлизация этой звезды оказалась существенно ниже ее соседки.

Старение звезды и изменение состава

Однако время не стоит на месте — и термоядерные реакции внутри звезд постепенно изменяют их состав. Главной и самой простой реакцией синтеза, который протекает в большинстве звезд во Вселенной, и в нашем Солнце в том числе, является протон-протонный цикл. В нем четыре атома водорода сливаются воедино, образуя в итоге один атом гелия и очень большой выход энергии — до 98% общей энергии звезды. Такой процесс называется еще «горением» водорода: в Солнце «сгорает» до 4 миллионов тонн водорода ежесекундно.

Как меняется состав  звезды в процессе ее старения? Это мы можем понять того, что мы уже узнали о звездах в статье. Рассмотрим на примере нашего Солнца: количество гелия в ядре будет увеличиваться; соответственно, будет расти объем ядра звезды. Из-за этого увеличится площадь термоядерной реакции, а вместе с ней — интенсивность свечения и температура Солнца. Через 1 миллиард лет (в возрасте 5,6 млрд лет) энергия звезды вырастет на 10%. В возрасте 8 миллиардов лет (через 3 млрд лет от сегодняшнего дня) солнечное излучение составит 140% от современного — условия на Земле к тому времени поменяются настолько, что она в точности будет напоминать Венеру.

Рост интенсивности протон-протонной реакции сильно отразится на составе звезды — водород, мало затронутый с момента рождения, станет сгорать куда быстрее. Нарушится баланс между оболочкой Солнца и его ядром — водородная оболочка станет расширяться, а гелиевое ядро, наоборот, сужаться. В возрасте 11 миллиардов лет сила излучения из ядра звезды станет слабее сжимающей его гравитации — греть ядро теперь станет именно растущее сжатие.

Существенные изменения в составе звезды произойдут еще через миллиард лет, когда температура и сжатие ядра Солнца вырастет настолько, что запустится следующая стадия термоядерной реакции — «горение» гелия. В итоге реакции, атомные ядра гелия сначала сбиваются вместе, превращаясь в нестабильную форму бериллия, а затем в углерод и кислород. Сила этой реакции невероятно велика — когда будут зажигаться нетронутые островки гелия, Солнце будет вспыхивать до 5200 раз ярче, чем сегодня!

Во время этих процессов ядро Солнца будет продолжать накаляться, а оболочка расширится до границ орбиты Земли и значительно остынет — ибо чем больше площадь излучения, тем больше энергии теряет тело. Пострадает и масса светила: потоки звездного ветра будут уносить остатки гелия, водорода и новообразованных углерода с кислородом в далекий космос. Так наше Солнце превратится в красного гиганта. Полностью завершится развитие светила тогда, когда оболочка звезды окончательно истощится, и останется только плотное, горячее и маленькое ядро — белый карлик. Оно медленно будет остывать миллиардами лет.

Эволюция состава звезд, отличных от Солнца

На этапе возгорания гелия термоядерные процессы в звезде размеров Солнца заканчиваются. Массы небольших звезд недостаточно для возгорания новообразованных углерода и кислорода — светило должно быть минимум в 5 раз массивнее Солнца, чтобы углерод начал ядерное преобразование.

Цепочка трансформации крупных звезд куда дольше: она доходит вплоть до самого железа. Создаются и элементы потяжелее. У таких звезд уже нет пути назад — они взорвутся сверхновой, оставив по себе черную дыру или нейтронную звезду. Последняя вообще не состоит из привычного для нас физического вещества — звезду наполняет сверхтекучая жидкость, которая настолько плотная, что протоны и электроны в ней слились в незаряженные частицы, нейтроны. Спичечный коробок гиперконцентрированного вещества звезды будет весить сотни миллионов тонн.

Хотя углерод и кислород существуют в звезде одновременно, во время реакций синтеза они создают вещества, распределяющиеся на принципиально разных уровнях звезды. Так, углерод порождает легкие вещества, вроде неона, натрия или магния. Кислород же создает тяжелые неметаллы, наподобие серы или фосфора, или неплотные металлы, как вот алюминий. А вместе с азотом они участвуют в CNO-цикле горения водорода — основном термоядерном процессе в больших звездах Главной последовательности. Там они катализируют ядерное «горение» водорода, делая его возможным при меньшем гравитационном сжатии.

Интересный факт — один грамм водорода, «сгорающий» во время термоядерного синтеза, дает 98 тысяч киловатт-часов энергии. Для сравнения, один грамм урана в ядерном реакторе дает 22 тысячи кВт/ч, а обычное сжигание водорода — всего 4,4 ватт-часа.

Как узнали о составе звезд?

Состав — это самая неочевидная характеристика звезд. О нем человечество узнало в последнюю очередь. Происхождение звезд угадал философ Иммануил Кант еще в XVIII веке. Другие параметры, вроде цвета или светимости, можно оценить без особых инструментов — а вот материал, из которого состоят звезды, долгое время терзал воображение ученых.

Открыть занавес тайны ученые смогли только в середине XIX века, после изобретения методики спектрального анализа. Оказывается, каждый источник света имеет свой уникальный излучаемый спектр, который напрямую зависит от его состава — материалы поглощают одни линии спектра, и пропускают сквозь себя другие. С помощью спектрального анализа, астрономы значительно расширили горизонты человеческого познания.