Масса звезды имеет достаточно очевидный предел снизу. Если она составляет менее 8% массы Солнца, то термоядерные реакции с участием водорода в ядре не начнутся. Однако тело все равно станет звездой — коричневым карликом, — на глубине которого протекают термоядерные реакции с порогом ниже водородно-гелиевого цикла. Только масса менее 13 масс Юпитера исключает любые термоядерные реакции в ядре. Таким образом, это значение является нижним пределом «звездной массы.
Но и у массы звезды есть верхний предел, обусловленный особенностями процесса образования.
Денеб, самая яркая звезда, видимая невооруженным глазом, относится к категории голубых гигантов. Уже светила с массой от 18 до 30 масс Солнца теряют часть вещества на стадии формирования, то есть молодая звезда, у которой еще не сформировалось твердое ядро, но уже идут термоядерные реакции из-за эффекта имплозии. Излучения молодой звезды средней массы недостаточно, чтобы замедлить коллапс. Но выбросы зарождающегося гиганта сносят внешние слои протозвездной туманности.
Но когда дело доходит до голубых гигантов, потери невелики. А звезды с массой до 30 Солнц еще завершают свое формирование, занимают свое место на главной последовательности и проходят нормальный эволюционный путь звезды. Они проходят очень быстро – всего за 30 миллионов лет. Затем они взрываются как сверхновые. Более того, даже нейтронная звезда с массой около 2,5 масс Солнца, образовавшаяся после их исчезновения, неустойчива. Через неопределенное время за взрывом сверхновой может последовать в 100 раз более мощное извержение - гиперновая. Сгусток нейтронов сжимается в шар кварк-гуонной плазмы, занимающий в десять раз меньший объем - кварковую звезду.
Карьеры голубых сверхгигантов массой от 30 до 80 «солнц» еще короче. Эти звезды теряют большую часть своей массы на стадии формирования и вспыхивают как сверхновые уже через 10 миллионов лет после рождения. И если 90% их массы одновременно возвращается в галактический круговорот материи, то «оставшиеся 10% покидают мир».
Обратите внимание: Нейтронные звёзды – загадочные компактные и суперплотные объекты Вселенной.
Образуется черная дыра.Но даже супергиганты все равно остаются настоящими звездами. Только более массивные голубые гипергиганты (не путать с красными гипергигантами, просто большими по размеру) никогда не попадают на главную последовательность. То есть они начинают ломаться от внутреннего давления еще на сцене юной звезды. Уже в процессе формирования их светимость может превышать солнечную энергию в миллион раз, а масса примерно в 200-500 раз. Точно определить массу звезды невозможно, так как она является лишь частью протозвездного облака. Интенсивность синтеза в зарождающихся гипергигантах такова, что радиационное давление сразу же начинает выталкивать водород из гравитационного колодца, а в недрах он полностью выгорает до того, как звезда окончательно сформируется...
Однако в конечном итоге он никогда не сформируется. Накопленный гелий тут же включается в процесс горения. Затем в глубине ядра взрывается углерод... Но это всего лишь "псевдосверхновая". Выбросив в космос остатки водорода, гипергигант, потеряв три четверти своего первоначального вещества, становится звездой Вольфа-Райе — пылающим шаром, состоящим на 80% из гелия и углерода. Температура фотосферы гелиевой звезды может быть очень высокой, но наблюдателю она кажется красной. Углерод, образующийся при сгорании гелия, заполняет хромосферу светопоглощающими облаками сажи.
Карьера гипергиганта завершается впечатляющим взрывом гиперновой, всего в десять раз менее мощным, чем в случае коллапса нейтронной звезды в кварк. Природа этого взрыва неизвестна, но результатом является образование черной дыры массой 5-15 солнечных.
Суть в том, что радиационное давление, возникающее при взрыве гипергиганта, в конечном итоге рассеивает остатки коллапсирующей туманности. Таким образом, максимальная масса звезды ограничена уровнем 200 масс Солнца. Дальнейшее увеличение массы туманности не приводит к появлению более «тяжелой» звезды, так как коллапс в любом случае прекращается в момент детонации кремния. Только в далеком прошлом Вселенной, когда плотность газа была еще очень велика, можно было преодолеть порог гелиевой звезды, приведший к образованию сверхмассивных черных дыр в ядрах галактик.
Больше интересных статей здесь: Космос.
Источник статьи: Масса звезды имеет вполне очевидное ограничение снизу.