Нижний предел: когда звезда не зажигается
Масса звезды не может быть бесконечно малой. Существует четкий нижний порог. Если масса небесного тела составляет менее 8% массы нашего Солнца, то в его ядре не запустятся основные термоядерные реакции, превращающие водород в гелий. Однако такое тело все равно считается звездой — это так называемый коричневый карлик. В его недрах могут идти реакции с более низким энергетическим порогом. Абсолютным минимумом для любых термоядерных процессов считается масса в 13 масс Юпитера. Всё, что легче, — это уже планеты, а не звезды.
Верхний предел и судьба массивных звезд
Но у звездной массы есть и верхний предел, который определяется физикой их рождения и эволюции. Рассмотрим, как судьба звезды зависит от её начальной массы.
Звезды средней массы (до 30 масс Солнца)
Такие светила, как Денеб — яркий голубой гигант, — теряют часть вещества ещё на этапе формирования. Их излучение уже достаточно мощное, чтобы сдувать внешние слои протозвездного облака. Несмотря на эти потери, они успешно завершают формирование, занимают место на главной последовательности и проходят свой жизненный цикл, который, впрочем, очень короток — около 30 миллионов лет. Завершается он взрывом сверхновой, после которого может остаться нейтронная звезда. Интересно, что такая нейтронная звезда сама может быть нестабильной и впоследствии коллапсировать в ещё более экзотический объект — кварковую звезду, породив невероятно мощную гиперновую.
Обратите внимание: Нейтронные звёзды – загадочные компактные и суперплотные объекты Вселенной.
Голубые сверхгиганты (30–80 масс Солнца)
Эти звёзды живут ещё меньше — около 10 миллионов лет. На стадии формирования они теряют значительную часть массы, а в конце взрываются как сверхновые. При этом примерно 90% их вещества возвращается в галактику, обогащая её тяжёлыми элементами, а оставшиеся 10% коллапсируют, образуя чёрную дыру.
Голубые гипергиганты (200–500 масс Солнца)
Это настоящие монстры звёздного мира. Их уникальность в том, что они никогда не становятся стабильными звёздами главной последовательности. Термоядерные реакции в их ядре начинаются так бурно и рано, что чудовищное давление излучения просто выталкивает вещество наружу, не давая звезде окончательно сформироваться. Водород в ядре выгорает почти мгновенно, затем в реакцию вступает гелий, потом углерод. Этот каскад реакций приводит к «псевдосверхновой», которая срывает внешние оболочки. Оставшееся ядро превращается в звезду Вольфа-Райе — раскалённый шар из гелия и углерода, окутанный облаками сажи.
Финальный аккорд и абсолютный предел
Жизнь гипергиганта завершается грандиозным взрывом гиперновой, в результате которого рождается чёрная дыра массой 5–15 солнц. Именно это радиационное давление и является естественным ограничителем. Оно рассеивает протозвёздное облако, не давая сколлапсировать в более массивный объект. Таким образом, теоретический верхний предел массы для звезды в современной Вселенной составляет около 200 масс Солнца. Преодолеть этот барьер, вероятно, могли только первичные облака газа в юной Вселенной, что привело к рождению сверхмассивных чёрных дыр в центрах галактик.
Больше интересных статей здесь: Космос.
Источник статьи: Масса звезды имеет вполне очевидное ограничение снизу.