Осенью 2024 года я опубликовал в этом блоге статью «Звездогалактики или история о третьем населении», в которой попытался разобрать вопрос о том, как на протяжении развития Вселенной менялся размер типичных звёзд. Первые звёзды зажглись уже примерно через 300 миллионов лет после Большого Взрыва, а древнейшие галактики образовались лишь в конце первого миллиарда истории Вселенной. Существуют различные модели, призванные ответить на вопрос, были ли эти звёзды велики или, наоборот, компактны, по сравнению с современными. В целом логично выглядит картина, согласно которой из-за низкой (околонулевой) металличности первые звёзды могли быть огромными и напоминать яркие газопылевые облака, в которых поддерживались водородно-гелиевые термоядерные реакции. Но эта картина остаётся во многом гипотетической, поскольку сложно заглянуть так далеко в прошлое. А вот современные звёзды изучены довольно хорошо, и считается, что у звезды должна быть как предельная масса, так и предельный объём. Масса самой крупной звезды, скорее всего, не превышает 250 солнечных, а предельная масса стабильно развивающейся звезды Главной Последовательности — ближе к 150 солнечным. Попробуем разобраться, почему эти величины именно таковы.

Примерно так выглядит «звёздная колыбель». Это компактное газопылевое облако, в котором рождаются мелкие горячие звёзды. Их спектр тяготеет к голубому. Покидая колыбель, звезда постепенно растёт, а потом начинает выгорать, и жизненный цикл звезды зависит именно от того, какой максимальной массы она успеет достичь на раннем этапе развития. Этот цикл обычно иллюстрируют в форме диаграммы Герцшпрунга-Расселла, о которой я ранее уже писал на Хабре.

Солнце является представителем спектрального класса G, довольно заурядной звездой небольшого размера. Ниже я расскажу, почему сравнительно небольшие звёзды горят дольше и стабильнее звёзд-гигантов.

На протяжении XX и XXI веков существовали различные теории, предполагавшие, что максимальная масса звезды может составлять от 10 до 1000 солнечных. Но имеющийся сегодня пул наблюдений позволяет заключить, что масса большинства звёзд не превышает 150 солнечных — как минимум, это касается звёзд Главной Последовательности. Среди более крупных светил, масса которых приближается к 200 солнечным, есть такие экзотические объекты как звёзды Вольфа-Райе, о которых писал на Хабре уважаемый @GreenRediska в статье «Звезды Вольфа-Райе — монстры под вуалью».

Размер звезды сильно зависит от того, на какой стадии развития она сейчас находится. Свет и тепло, выделяемые звёздами — это результат термоядерных реакций, в ходе которых, как правило, происходит слияние ядер водорода с образованием ядер гелия (на поздних стадиях развития звезды и в пекулярных звёздах картина немного отличается). В раннем и зрелом возрасте звёзды обычно выглядят схоже, но на заключительном этапе развития их размер сильно увеличивается или, наоборот, уменьшается. Масса звезды зависит от плотности, поэтому меняется по более сложным закономерностям. Типичная звезда, такая, как Солнце, выгорая, превращается в красный гигант, а затем в белый карлик. Крупные звёзды на заключительном этапе развития превращаются в красные сверхгиганты.  

Первые звёзды состояли практически полностью из водорода и гелия (с небольшой примесью лития) и, по-видимому, были в сотни и тысячи раз тяжелее Солнца, а также обладали в миллионы раз более высокой светимостью. Поскольку чем больше звезда, тем меньше срок её жизни, эти объекты быстро сгорали, оканчивая жизненный цикл подобно современным сверхновым. Из звёзд, наблюдаемых в земном небе, к превращению в сверхновую наиболее близка Бетельгейзе, и её жизненный цикл я ранее рассматривал на Хабре в статье «Долгая смерть Бетельгейзе и её научные аспекты». В большинстве своём химические элементы образовались не в процессе нуклеосинтеза, а в резу��ьтате взрывов сверхновых. Из планетарных туманностей, оставшихся на месте взрывов сверхновых, образовались каменные планеты и газовые гиганты, а также звёзды последующих поколений, более похожие на современные.

Термоядерные реакции в звёздах начинаются под действием собственного веса звёзд. Уже готовы расчёты, показывающие, что газовый шар, обладающий массой вдесятеро меньше солнечной, не сможет запустить в своих недрах ядерные реакции. По той же причине, чем больше сама звезда, тем ярче она сияет. Звезда в сто раз массивнее Солнца будет в миллион раз ярче Солнца.

Но при этом крупные звёзды сжигают своё ядерное топливо гораздо быстрее, чем Солнце и тем более чем красные карлики. Солнце сейчас находится в середине своего жизненного цикла и может просуществовать ещё около 5 миллиардов лет — эту тему я ранее затрагивал в статье «Последнее лето Марса». В свою очередь, звезда в 100 раз массивнее Солнца выгорела бы примерно за 3 миллиона лет. Такие звёзды следует искать в крупном и при этом молодом звёздном скоплении.

Подходящее звёздное скопление — это Скопление Арки, возраст которого составляет от 2 до 2,5 миллионов лет. Его подробно изучали при помощи телескопа «Хаббл» с 2001 по 2005 год. Дон Фигер из Института космического телескопа установил, что общая масса скопления составляет около 150 000 солнечных, а отдельные звёзды в этом скоплении имеют массу от 2 до 130 солнечных.

Более крупных звёзд в скоплении Арки не наблюдается. Этот пример впервые заставил задуматься о том, что существует физический предел, каким-то образом ограничивающий максимальную массу звёзд. Либо существует фактор, из-за которого звезда перестаёт расти, либо звезда может продолжать наращивать массу и сверх 150 солнечных, но при этом одновременно теряет звёздное вещество, поэтому в каждый момент времени не преодолевает этого предела.

Минимальный размер звезды также примерно известен и составляет около 0,04 массы Солнца или примерно 80 масс Юпитера. Выше этой отсечки по массе находятся «коричневые карлики» — самые тусклые звёзды, напоминающие планеты-гиганты, однако отличающиеся от условного «юпитера» тем, что в недрах коричневого карлика могут идти очаговые термоядерные реакции. Впрочем, отдельные коричневые карлики могут быть даже меньше Юпитера. В 2017 году уважаемый @marks писал на Хабре о звезде, которая чуть меньше Юпитера и сравнима по размерам с Сатурном.

Для сравнения: самый близкий к Земле красный карлик — это Проксима Центавра, которая примерно в 130 раз тяжелее Юпитера. Коричневые карлики же не только гораздо меньше звёзд, но и холоднее отдельных планет. Так, всего в 7,27 световых годах от нас находится коричневый карлик WISE J085510.83-071442.5, который является самой холодной известной звездой — его температура варьируется от −48 до −13 °C. При этом он примерно в 3-10 раз массивнее Юпитера.

Итак, минимальный размер звёзд определён относительно точно. Вернёмся к обсуждению физических свойств, от которых зависит максимальный размер звёзд.    

Предельная масса, которую сможет набрать звезда, во многом зависит от химического состава светила, то есть от того, какие именно ядра участвуют в термоядерном синтезе. Напомню, как протекает жизненный цикл типичных звёзд:

Планетарная туманность, показанная в левой нижней части этого рисунка, возникает из внешних оболочек звезды, которые красный гигант отбрасывает на заключительных стадиях развития. Такая туманность насыщена углеродом, кислородом, кремнием и железом — именно эти элементы входят в число наиболее распространённых в составе земной коры и, по-видимому, слагают большинство скалистых экзопланет.

Таким образом, новые звёзды и планеты формируются из одного и того же звёздного вещества в молекулярных облака. Типичным примером такой структуры является облако Ориона, общая масса вещества в котором составляет примерно 200 000 масс Солнца. Ниже мы рассмотрим массу Джинса — показатель нуклеосинтеза, названный в честь вычислившего его в начале XX века британского астронома Джеймса Джинса. При достижении этих показателей в части газопылевого облака начинается процесс звездообразования. Поскольку облако неоднородно, масса, плотность и температура пыли и газа приводят к фрагментации облака, и оно выглядит вот так:

Масса Джинса

От массы Джинса зависит, какого размера должно быть облако, чтобы оно начало коллапсировать. По мере коллапса эта масса распределяется по «карманам» всё большей плотности. Например, из облака в 500 солнечных масс сформируется примерно 100 небольших звёзд. Нижний предел массы Джинса для газопылевого облака сегодня оценивается в 100-105 солнечных масс.

В таком случае можно допустить, что самая крупная звезда в облаке захватит газ на 80 солнечных масс. Далее важно учесть, запустится ли в звезде простое термоядерное горение водорода с последующим синтезом гелия — для этого процесса достаточно 4 миллионов градусов. Но в звезде на 80 солнечных масс будет содержаться не только водород, но и более тяжёлые ядра: углерод, азот и кислород. При их наличии запустится CNO-цикл — превращение водорода в гелий, при котором три этих элемента катализируют реакцию, в результате чего водород выгорает быстрее, но при этом в звезде развивается температура более 15 миллионов градусов, а также образуются всё более тяжёлые ядра. Термоядерный синтез гелия начинается при 100 миллионах градусов, ядра уг��ерода вступают в этот процесс при 600 миллионах градусов, на термоядерный синтез кислорода нужен примерно 1 миллиард градусов, а для кремния — 3 миллиарда градусов. При этом каждая последующая стадия нуклеосинтеза протекает всё более стремительно — так, превращение кремния в железо происходит за считанные месяцы и даже недели.

Примерно такая температура достижима в звезде на 80 солнечных масс, и, достигнув её, звезда переходит в состояние гидростатического равновесия. В окрестностях Млечного Пути к таким показателям наиболее близок голубой сверхгигант Мельник 42, расположенный в туманности Тарантул в Большом Магеллановом Облаке (это спутник нашей галактики). В нашей галактике в созвездии Стрельца есть ещё более мощная звезда Пистолет, окружённая одноимённой туманностью. Её масса составляет 86–92 солнечных, а светимость примерно в 3,3 миллиона раз больше солнечной. Компьютерные модели показывают, что температура в недрах таких звёзд должна составлять не менее 3 миллиардов градусов. Подробнее о поздних стадиях нуклеосинтеза и о происхождении металлов написал на Хабре уважаемый @Lirts в статье «Звёздный нуклеосинтез или происхождение всего, что нас окружает».

Абсолютный радиус звезды

Абсолютный радиус звезды достигается, когда гравитация сравнивается с давлением излучения на поверхности звезды. У Солнца такой радиус составляет около 700 000 километров. Звезда не может достичь большего размера, поскольку дальше на периферии светила материя сдувается солнечным (звёздным) ветром. Это равновесие зыбкое — например, звёздный ветер Пистолета примерно в 10 миллиардов раз сильнее солнечного, но это не мешает звезде не только оставаться в гидростатическом равновесии, но и удерживать вокруг себя одноимённую планетарную туманность. Пульсирующие звёзды растут медленнее, так как периодически сбрасывают с себя внешние газовые оболочки.

Таким образом, радиус звезды коррелирует как с массой светила, так и с его металличностью. Чем выше металличность, тем эффективнее идёт термоядерный синтез, не позволяющий звезде вырасти до размеров сверхгиганта. Согласно современным представлениям, если не считать столь экзотических светил, как звёзды Вольфа-Райе и объекты Торна-Житков, масса новорождённой звезды лишь в исключительных случаях превышает 150 солнечных. Неустойчивые звёзды могут достигать размеров до 200 и даже 250 солнечных, как, например, двойная звезда Эта Киля. Она расположена в туманности Гомункул и является сверхгигантом со светимостью более чем в 5 миллионов раз выше солнечной. Её фактическую массу определить сложно, так как она интенсивно теряет газ, перетекающий в окружающую туманность. В середине и третьей четверти XIX века эта звезда была видима невооружённым глазом и теряла до 1 солнечной массы в год.    

Гипергиганты и UY Щита

На диаграмме Герцшпрунга-Расселла гипергиганты расположены вне Главной Последовательности. В отличие от звёзд главной последовательности, гипергиганты периодически выбрасывают такие мощные потоки солнечного ветра, что их форма кажется неправильной. Они обладают обширными атмосферами, границы которых определить затруднительно, но вся их атмосфера, а также потоки выбрасываемых газов остаются раскалёнными, поэтому излучение всей этой материи складывается в общую светимость звезды. Поэтому даже относительно холодный красный гипергигант V1489 Лебедя, имеющий температуру поверхности примерно 3500 K (температура поверхности Солнца — 5772 K), обладает светимостью в 272 000 солнечных, а радиусом — от 1,6 до 2,8 тысяч солнечных. Исходя из вышеприведенной таблицы, описывающей периодичность нуклеосинтеза, стадии у гипергиганта должны быть немного смещены, так как он быстрее сжигает свой водород, и из-за этого увеличивается этап сжигания гелия. Поэтому горение звезды продолжается в более обширном объёме, что даёт высокую светимость, но сравнительно невысокую температуру внешних слоёв звезды (определить границу гипергиганта непросто из-за выбросов звёздного вещества и его перемешивания с туманностью).

Крупнейшим из известных гипергигантов такого рода сегодня является UY Щита, расположенная примерно в 9500 световых годах от Солнца.

Эта звезда всего в 30 раз массивнее Солнца, но радиус её превышает солнечный примерно в 1700 раз, что составляет 15,9 астрономических единиц или 2,4 миллиарда километров. Эта звезда пульсирует, и её максимальный радиус может достигать 1900 солнечных. Таким образом, если поместить UY Щита в центр Солнечной системы, то фотосфера (область формирования непрерывного спектра видимого света, то есть регион, где звезда становится «проницаемой» для фотонов) этого гиганта будет находиться в районе орбиты Юпитера. Обычно радиус звезды определяется именно по фотосфере, хотя на практике он больше — есть ещё и хромосфера, и проникающие за её пределы протуберанцы. Планетарная туманность, окружающая UY Щита, простирается от звезды в 400 раз дальше, чем отстоит от Солнца орбита Плутона.

Заключение

Таким образом, звёзды в современной Вселенной в среднем гораздо меньше, чем на заре её существования, и чем меньше звезда — тем более многочисленны звёзды такого рода. Кроме того, потенциальный срок жизни звезды тем больше, чем она мельче и холоднее. Но такая зависимость наблюдается именно у звёзд Главной Последовательности и в какой-то степени — у гигантов, сверхгигантов и гипергигантов. Исключительно большие звёзды в наше время могут возникать в результате эволюции двойных систем, когда более крупная звезда (как правило, белый или голубой гигант) поглощает расположенный поблизости белый карлик. В результате у такой звезды, примером которой является R136a1 из Большого Магелланова Облака, резко возрастает как масса, так и температура, и в таком случае подобная звезда-матрёшка может в течение недолгого времени быть в 200 и более раз массивнее Солнца. Объём звезды связан с массой лишь опосредованно и в большей степени зависит от химического состава светила, активности его пульсаций и взаимодействия с окружающей туманностью.