Чем больше масса звезды тем
Ученые предлагают новое понимание жизни массивных звезд. Рассказываем главное
Массивные звезды — это те, которые примерно в 10 раз больше массы Солнца. Они рождаются гораздо реже, чем их маломассивные аналоги. Однако именно массивные звезды вносят наибольший вклад в эволюцию звездных скоплений и галактик. Рассказываем, почему их очень важно, но тяжело исследовать, как ученые решили эту проблему и через что проходит звезда от своего рождения до смерти.
Читайте «Хайтек» в
Как образуются звезды?
Звезды рождаются в облаках пыли и разбросаны по большинству галактик. Знакомый пример пылевого облака — туманность Ориона. Турбулентность глубоко внутри этих облаков порождает узлы с массой, достаточной для того, чтобы газ и пыль могли начать схлопываться под действием собственного гравитационного притяжения. Когда облако схлопывается, материал в центре начинает нагреваться. Известное как протозвезда, именно это горячее ядро в центре коллапсирующего облака однажды станет звездой. Не весь этот материал оказывается частью звезды — оставшаяся пыль может стать планетами, астероидами или кометами либо остаться в виде пыли.
Сколько живут звезды?
В целом чем крупнее звезда, тем короче ее жизнь, хотя все, кроме самых массивных звезд, живут миллиарды лет. Когда звезда расплавляет весь водород в своем ядре, ядерные реакции прекращаются. Лишенное выработки энергии, необходимой для его поддержания, ядро начинает схлопываться само в себя и становится намного горячее. Водород все еще доступен вне ядра, поэтому синтез водорода продолжается в оболочке, окружающей ядро. Все более горячее ядро также выталкивает наружу внешние слои звезды, заставляя их расширяться и охлаждаться, превращая звезду в красного гиганта.
Если звезда достаточно массивна, коллапсирующее ядро может стать достаточно горячим, чтобы поддерживать более экзотические ядерные реакции, которые потребляют гелий и производят множество более тяжелых элементов, вплоть до железа. Однако такие реакции предлагают лишь временную отсрочку. Постепенно внутренние ядерные огни звезды становятся все более нестабильными — иногда яростно горят, а иногда затухают. Эти изменения заставляют звезду пульсировать и сбрасывать свои внешние слои, окутывая себя коконом из газа и пыли. Что будет дальше, зависит от размера ядра.
Жизненный цикл звезд
Что особенного в массивных звездах?
Гипергигант, или массивная звезда — это космический огромной массы и размеров, имеющий на диаграмме Герцшпрунга — Рассела класс светимости 0. Гипергиганты определяются как самые мощные, самые тяжелые, самые яркие и одновременно самые редкие и короткоживущие сверхгиганты.
Массивные звезды вносят наибольший вклад в эволюцию звездных скоплений и галактик. Они являются предшественниками многих ярких и полных энергии явлений во Вселенной.
Если звезда будет настолько массивной, то ее ждет настоящий космический фейерверк. В отличие от солнцеподобных звезд, срывающих свои верхние слои, из которых формируется планетарная туманность, и сжимающихся до белого карлика, богатого углеродом и кислородом, или до красного карлика, который никогда не достигнет этапа сжигания гелия и просто сожмется до богатого гелием белого карлика, наиболее массивных звезд настоящий катаклизм. Чаще всего, особенно у звезд с не самой большой массой (≈ 20 солнечных масс и меньше), температура ядра продолжает повышаться, пока процесс синтеза переходит на более тяжелые элементы: от углерода к кислороду и/или неону, и затем далее, по периодической таблице, к магнию, кремнию, сере, приходя в итоге к железу, кобальту и никелю. Синтез дальнейших элементов потребовал бы больше энергии, чем выделяется при реакции, поэтому ядро схлопывается и появляется сверхновая.
Массивные звезды очень редки, но весьма важны для космоса — все потому, что массивные звезды могут закончить свое существование не только в виде сверхновой. Также они могут превратиться в гиперновые — они гораздо более энергетическая и яркие, чем сверхновые, и не оставляют за собой остатков ядра. Кроме того, они могут превратиться в сверхмассивную черную дыру. Все эти три события важны для изучения Вселенной.
Почему их сложно изучать?
Для изучения массивных звезд требуются подробные коды звездной эволюции: компьютерные программы, которые рассчитывают как внутреннюю структуру, так и эволюцию этих звезд. К сожалению, подробные коды требуют больших вычислительных ресурсов — вычисление эволюции только одной звезды может занять несколько часов. Поэтому неразумно использовать эти коды для моделирования звезд в сложных системах, таких как шаровые звездные скопления, которые могут содержать миллионы взаимодействующих звезд.
Как ученые решили проблему?
Чтобы решить эту проблему, группа ученых под руководством Центра передового опыта ARC по открытию гравитационных волн (OzGrav) разработала код звездной эволюции под названием METhod of Interpolation for Single Star Evolution (METISSE).
Интерполяция — это метод оценки количества на основе близких значений, например, оценка размера звезды на основе звезд с аналогичными массами. С помощью интерполяции METISSE быстро вычисляет свойства звезды в любой момент, используя выбранные звездные модели, рассчитанные с помощью подробных кодов звездной эволюции.
Чрезвычайно быстро METISSE может развить 10 000 звезд всего за три минуты. Прежде всего он может использовать наборы звездных моделей для предсказания свойств звезд — это чрезвычайно важно именно для массивных звезд. Массивные звезды встречаются редко, и их удивительная и короткая жизнь затрудняет определение их свойств.
Следовательно, подробные коды звездной эволюции часто должны делать предположения при вычислении эволюции этих звезд. Различия в представлениях, используемых различными кодами звездной эволюции, могут существенно повлиять на их прогнозы о жизни и свойствах массивных звезд.
В новом исследовании ученые использовали METISSE с двумя наборами современных звездных моделей: один был рассчитан Модулями для экспериментов в звездной астрофизике (MESA), а другой — эволюционным кодом Бонна (BEC).
MESA — это открытые коды для расчета звездной эволюции и строения звезд. Созданы международной группой астрофизиков.
Пуджан Агравал, исследователь OzGrav и ведущий автор исследования объясняет: «Мы интерполировали звезды, масса которых в 9–100 раз превышала массу Солнца, и сравнили предсказания относительно их окончательной судьбы. Для большинства массивных звезд в нашем наборе мы обнаружили, что массы звездных остатков (нейтронные звезды или черные дыры) могут отличаться до 20-кратной массы Солнца».
«Результаты этого исследования окажут огромное влияние на будущие прогнозы гравитационно-волновой астрономии».
«METISSE — это только первый шаг в раскрытии роли массивных звезд в звездных системах, таких как звездные скопления, и уже результаты впечатляют».
Масса звезды
Наше Солнце имеет массу 1.99 × 10 27 тонн — в 330 тысяч раз тяжелее Земли. Но это далеко не предел. Самая тяжелая среди обнаруженных звезд, R136a1, весит как 256 Солнц. А Проксима Центавры, ближайшая к нам звезда, едва перевалила за десятую часть кряжести нашего светила. Масса звезды может быть удивительно разной — но есть ли ей границы? И почему она так важна астрономам?
Масса — главная звездная характеристика
Масса — одна из самых важных и необычных характеристик звезды. Зная, как определить массу звезды, астрономы могут точно сказать о ее возрасте и дальнейшей судьбе. Более того, массивность определяет силу гравитационного сжатия светила — главного условия для того, чтобы ядро звезды «загорелось» в термоядерной реакции и начало излучать свет. Поэтому масса является проходным критерием в категорию звезд. Слишком легкие объекты, вроде коричневых карликов, не смогут толком светить — а слишком тяжелые переходят в категорию экстремальных объектов по типу квазаров.
Снимок квазара радиотелескопом
И в то же время ученые едва могут вычислить массу звезды — единственным светилом, чья масса известна точно, является наше Солнце. Такую ясность помогла внести наша Земля. Зная массу планеты и скорость ее движения вокруг Солнца, можно вычислить и массу самой звезды на основании Третьего закона Кеплера, доработанного известным физиком Исааком Ньютоном. Иоганн Кеплер выявил связь между расстоянием от планеты до звезды и скоростью полного оборота планеты вокруг светила, а Ньютон дополнил его формулу массами звезды и планеты. Модифицированная версия Третьего закона Кеплера часто используется астрономами — причем не только для определения массы звезд, но и других космических объектов, составляющих вместе гравитационную систему.
Про отдаленные светила пока приходится только догадываться. Самым совершенным (с точки зрения точности) является метод определения массы двойных звездных систем. Его погрешность составляет «всего» 20–60%. Такая неточность критическая для астрономии — будь Солнце на 40% легче или тяжелее, жизнь на Земле не возникла бы.
Система из двух близлежащих звезд в представлении художника
В случае измерения массы одиночных звезд, возле которых нет видимых объектов, чью орбиту можно использовать для вычислений, астрономы идут на компромисс. Сегодня читается, что масса звезд одного спектрального класса одинакова. Также ученым помогает связь массы со светимостью или температурой звезды, поскольку обе эти характеристики зависимы от силы ядерных реакций и размеров звезды — непосредственных индикаторов массы.
Значение массы звезды
Секрет массивности звезд кроется не в качестве, а в количестве. Наше Солнце, как и большинство звезд Главной последовательности, на 98% состоит из двух самых легких элементов в природе — водорода и гелия. Но при этом в нем собрано 98% массы всей Солнечной системы!
Как такие легкие вещества могут собраться вместе в громадные горящие шары? Для этого нужно свободное от крупных космических тел пространство, много материала и начальный толчок — чтобы первые килограммы гелия и водорода начали притягиваться друг к другу. В туманностях и молекулярных облаках, где рождаются звезды, водороду и гелию ничто не мешает скапливаться. Их собирается так много, что гравитация начинает насильно сталкивать ядра атомов водорода. Это начинает термоядерную реакцию, в ходе которой водород превращается в гелий.
Материалы по теме
Из чего состоят звезды
Логично, что чем больше масса звезды, тем больше ее светимость. Ведь в массивной звезде водородного «топлива» для термоядерной реакции куда больше, а гравитационное сжатие, активирующее процесс — сильнее. Доказательством служит самая массивная звезда, R136a1, упомянутая в начале статьи — будучи больше Солнца по весу в 256 раз, она светит в 8,7 миллионов раз ярче нашей звезды!
Но у массивности есть и обратная сторона: из-за интенсивности процессов ядерного синтеза водород быстрее «сгорает» в термоядерных реакциях внутри звездного ядра. Поэтому массивные звезды живут совсем недолго в космических масштабах — несколько сотен, а то и десятков миллионов лет.
Туманность в Большом Магеллановом Облаке, созданная из звездного ветра
Выше мы рассмотрели основные физические процессы, связанные с массой звезды. А теперь попробуем разобраться, какие звезды можно «сделать» с их помощью.
Пределы массы звезды
Несмотря на то, что Вселенная бесконечна, тела в ней имеют пределы, прописанные физическими законами. Особенно это касается сложных космических объектов вроде звезд, которые не просто собирают материю, но и излучают энергию.
Возьмем, к примеру, то же излучение. Для его начала требуется преодоления звездой массы в 10–15% процентов от солнечной — иначе водород просто не будет «гореть» в ядерной реакции. Но как только ядро звезды начинает выделять энергию, светило практически перестает набирать массу.
Почему? Дело в том, что звезды существуют за счет баланса между силами гравитации, стремящимися свернуть звезду в сверхплотный шар, и излучения, которое противостоит давлению. Сила энерговыделения, как мы уже знаем, растет вместе с массой. И когда звезда достигает массы в 150 солнечных (3 × 10 29 кг), ее излучение станет сильнее гравитационного давления. От этого вещество светила просто разнесет по космосу.
Но набрать 150 масс Солнца — уже большое достижение для светила. Звезды формируются в туманностях благодаря сферической аккреции. Проще говоря, звезды «наматывают» на себя спирали вещество со всех сторон. Светиться звезда начинает задолго до окончания своего рождения. Но когда масса «зародыша» светила превышает 10 солнечных (1,99 × 10 28 кг), его излучение откинет от звезды материал из туманности, тем самым прекращая набор массы. Из отброшенной материи туманности часто формируются планеты и кометы.
Значит ли это, что 10 солнечных масс — это все, на что может рассчитывать среднестатистическая звезда? И является ли пределом массы планка в 150 Солнц? Ответ на оба вопроса — нет. Но превышение этих пределов требует особенных условий.
Особые условия для особо тяжелых звезд
Первые звезды, которые возникли в молодой Вселенной, были гигантских размеров — их масса в сотни тысяч раз превышала солнечную. Просуществовали они считанные тысячи лет и взрывались в конце жизни настолько сильно, что создали современные тяжелые элементы наподобие золота. Но как им удалось собрать такую массу и не растерять ее под давлением излучения?
Металличность
Все дело в металличности звезды — степени содержания в ней веществ, отличающихся от гелия и водорода. Она влияет на условную «прозрачность» звездного газа. Если металлов в составе звезды нет, излучение проходит сквозь звёздное вещество без особого сопротивления. Соответственно, для обретения баланса с силой гравитации, звезде понадобится больше массы.
Материалы по теме
Эволюция Вселенной: от начала до наших времен
Низкая металличность свойственна в первую очередь звездам населения II — старым светилам, возникшим вскоре после Большого взрыва, около 10 миллиардов лет назад. Звезды-ровесники Солнца, причисляемые к населению III, обладают куда более высокой металличностью — они формируются из остатков предыдущих звезд, богатых на тяжелые вещества. Поэтому звезда, состав которой сходный солнечному, не может быть массивнее Солнца больше чем в 100 раз — их материя обладает повышенной сопротивляемостью излучению.
Дисковая и конкурентная аккреции
Как видно, состав звезды определяется исторически. Однако есть звезды, которые набрали массу равную или даже большую 150 солнечных. Как у них это получилось?
Для этого нужно особое стечение обстоятельств. Молекулярные облака и туманности не представляют собой однородную среду с одинаковой плотностью и линейными измерениями: попадаются участки разной формы и консистенции. Часто туманность простирается подобно плоскости — часть поверхности протозвезды, которая формируется в ней, может выходить в открытое пространство.
Протозвезда с дисковым типом аккреции
Такое расположение зародыша звезды позволяет ему осуществлять особую, дисковую аккрецию. Во время нее, впитываемое звездой вещество туманности контактирует со сравнительно малым количеством излучаемой площади. Таким образом, звезда продолжает впитывать гелий и водород из туманности даже тогда, когда «разгорелась» вовсю — количества излучения на плоскости аккреции попросту не хватает для отталкивания вещества.
Но это еще не все. Все звезды — в том числе и только зарождающиеся — движутся вокруг центра галактики. Кроме того, редко в большой туманности рождается только одна звезда — обычно их сразу несколько, и между ними сразу же устанавливается гравитационная связь. В итоге звезды движутся по материнской туманности, «заглатывая» вещество ее вещество в процессе множества микростолкновений. Так звезда получает куда больше материала, чем если бы просто пассивно его притягивала его к себе. Поэтому такой вид аккреции называется «конкурентным». Ярким примером такого формирования звезд были Столпы Творения в туманности Орел — до того, как их взорвала сверхновая.
Слияние и взаимопоглощение звезд
Последней идет главная изюминка звездообразования — секрет того, как звезды набирают массу, большую естественного предела. Все мы знаем, что орбиты космических объектов часто пересекаются. Живим доказательством того является любое тело без атмосферы, вроде нашей Луны — она испещрена следами от тысяч метеоритов.
Звезды, в силу своей отдаленности, пересекаются намного реже. Но среди звезд в одном скоплении — особенно на стадии формирования — столкновения случаются относительно часто. Обычный ударный контакт звезд заканчивается катаклизмом — куски звездной плазмы разлетаются на миллиарды километров. Но если светила подходят друг к другу на подходящей траектории, они могут слиться воедино. Именно так возникла звезда-рекордсменка R136a1, которая слишком большая даже для своего экстремального класса — сверхгорячих и очень ярких звезд Вольфа – Райе.
R136a1 в представлении художника
Слияние является самым результативным способом набора массы для звезды. Недаром все самые массивные светила находятся в тесных звездных скоплениях, где столкновения наиболее вероятны. В теории, взаимопоглощение звезд способно порождать невероятно большие объекты — их масса может превышать десятки тысяч Солнц. Но есть ли предел звезде-монстру, вырастающей из родительских светил?
Ученые считают, что физический предел находится возле 500 тысяч — 1 миллиона солнечных масс. Большую нагрузку сила излучения от ядерных реакций попросту не удержит — звезда сразу коллапсирует в гиперновую громадных размеров. Однако и гравитация при таких массах не станет вести себя по-обычному. Звезда-титан начнет делиться на «мини»-звезды массой по 1000 Солнц, развеется на громадную горячую туманность или вовсе разлетится в целую звездную систему, состоящую из светил обычных размеров. Все будет зависеть от местоположения других больших объектов Вселенной, с которыми звезда предельной массы будет взаимодействовать на расстояниях в сотни миллиардов километров.
Похожие статьи
Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!
Масса звезды
Наше Солнце имеет массу 1.99 × 1027 тонн — в 330 тысяч раз тяжелее Земли. Но это далеко не предел. Самая тяжелая среди обнаруженных звезд, R136a1, весит как 256 Солнц. А Проксима Центавры, ближайшая к нам звезда, едва перевалила за десятую часть кряжести нашего светила. Масса звезды может быть удивительно разной — но есть ли ей границы? И почему она так важна астрономам?
Масса — главная звездная характеристика
Масса — одна из самых важных и необычных характеристик звезды. По ней астрономы могут точно сказать о возрасте звезды и дальнейшей ее судьбе. Более того, массивность определяет силу гравитационного сжатия светила — главного условия для того, чтобы ядро звезды «загорелось» в термоядерной реакции и начало излучать свет. Поэтому масса является проходным критерием в категорию звезд. Слишком легкие объекты, вроде коричневых карликов, не смогут толком светить — а слишком тяжелые переходят в категорию экстремальных объектов по типу квазаров.
Снимок квазара радиотелескопом
И в то же время ученые едва могут вычислить массу звезды — единственным светилом, чья масса известна точно, является наше Солнце. Такую ясность помогла внести наша Земля. Зная массу планеты и скорость ее движения вокруг Солнца, можно вычислить и массу самой звезды на основании Третьего закона Кеплера, доработанного известным физиком Исааком Ньютоном. Иоганн Кеплер выявил связь между расстоянием от планеты до звезды и скоростью полного оборота планеты вокруг светила, а Ньютон дополнил его формулу массами звезды и планеты. Модифицированная версия Третьего закона Кеплера часто используется астрономами — причем не только для определения массы звезд, но и других космических объектов, составляющих вместе гравитационную систему.
Про отдаленные светила пока приходится только догадываться. Самым совершенным (с точки зрения точности) является метод определения массы двойных звездных систем. Его погрешность составляет «всего» 20–60%. Такая неточность критическая для астрономии — будь Солнце на 40% легче или тяжелее, жизнь на Земле не возникла бы.
Система из двух близлежащих звезд в представлении художника
В случае измерения массы одиночных звезд, возле которых нет видимых объектов, чью орбиту можно использовать для вычислений, астрономы идут на компромисс. Сегодня читается, что масса звезд одного спектрального класса одинакова. Также ученым помогает связь массы со светимостью или температурой звезды, поскольку обе эти характеристики зависимы от силы ядерных реакций и размеров звезды — непосредственных индикаторов массы.
Значение массы звезды
Секрет массивности звезд кроется не в качестве, а в количестве. Наше Солнце, как и большинство звезд Главной последовательности, на 98% состоит из двух самых легких элементов в природе — водорода и гелия. Но при этом в нем собрано 98% массы всей Солнечной системы!
Как такие легкие вещества могут собраться вместе в громадные горящие шары? Для этого нужно свободное от крупных космических тел пространство, много материала и начальный толчок — чтобы первые килограммы гелия и водорода начали притягиваться друг к другу. В туманностях и молекулярных облаках, где рождаются звезды, водороду и гелию ничто не мешает скапливаться. Их собирается так много, что гравитация начинает насильно сталкивать ядра атомов водорода. Это начинает термоядерную реакцию, в ходе которой водород превращается в гелий.
Материалы по теме
Из чего состоят звезды 
Логично, что чем больше масса звезды, тем больше ее светимость. Ведь в массивной звезде водородного «топлива» для термоядерной реакции куда больше, а гравитационное сжатие, активирующее процесс — сильнее. Доказательством служит самая массивная звезда, R136a1, упомянутая в начале статьи — будучи больше Солнца по весу в 256 раз, она светит в 8,7 миллионов раз ярче нашей звезды!
Но у массивности есть и обратная сторона: из-за интенсивности процессов ядерного синтеза водород быстрее «сгорает» в термоядерных реакциях внутри звездного ядра. Поэтому массивные звезды живут совсем недолго в космических масштабах — несколько сотен, а то и десятков миллионов лет.
Туманность в Большом Магеллановом Облаке, созданная из звездного ветра
Выше мы рассмотрели основные физические процессы, связанные с массой звезды. А теперь попробуем разобраться, какие звезды можно «сделать» с их помощью.
Пределы массы звезды
Несмотря на то, что Вселенная бесконечна, тела в ней имеют пределы, прописанные физическими законами. Особенно это касается сложных космических объектов вроде звезд, которые не просто собирают материю, но и излучают энергию.
Возьмем, к примеру, то же излучение. Для его начала требуется преодоления звездой массы в 10–15% процентов от солнечной — иначе водород просто не будет «гореть» в ядерной реакции. Но как только ядро звезды начинает выделять энергию, светило практически перестает набирать массу.
Почему? Дело в том, что звезды существуют за счет баланса между силами гравитации, стремящимися свернуть звезду в сверхплотный шар, и излучения, которое противостоит давлению. Сила энерговыделения, как мы уже знаем, растет вместе с массой. И когда звезда достигает массы в 150 солнечных (3 × 1029 кг), ее излучение станет сильнее гравитационного давления. От этого вещество светила просто разнесет по космосу.
Но набрать 150 масс Солнца — уже большое достижение для светила. Звезды формируются в туманностях благодаря сферической аккреции. Проще говоря, звезды «наматывают» на себя спирали вещество со всех сторон. Светиться звезда начинает задолго до окончания своего рождения. Но когда масса «зародыша» светила превышает 10 солнечных (1,99 × 1028 кг), его излучение откинет от звезды материал из туманности, тем самым прекращая набор массы. Из отброшенной материи туманности часто формируются планеты и кометы.
Значит ли это, что 10 солнечных масс — это все, на что может рассчитывать среднестатистическая звезда? И является ли пределом массы планка в 150 Солнц? Ответ на оба вопроса — нет. Но превышение этих пределов требует особенных условий.
Особые условия для особо тяжелых звезд
Первые звезды, которые возникли в молодой Вселенной, были гигантских размеров — их масса в сотни тысяч раз превышала солнечную. Просуществовали они считанные тысячи лет и взрывались в конце жизни настолько сильно, что создали современные тяжелые элементы наподобие золота. Но как им удалось собрать такую массу и не растерять ее под давлением излучения?
Металличность
Все дело в металличности звезды — степени содержания в ней веществ, отличающихся от гелия и водорода. Она влияет на условную «прозрачность» звездного газа. Если металлов в составе звезды нет, излучение проходит сквозь звёздное вещество без особого сопротивления. Соответственно, для обретения баланса с силой гравитации, звезде понадобится больше массы.
Материалы по теме
Эволюция Вселенной: от начала до наших времен 
Низкая металличность свойственна в первую очередь звездам населения II — старым светилам, возникшим вскоре после Большого взрыва, около 10 миллиардов лет назад. Звезды-ровесники Солнца, причисляемые к населению III, обладают куда более высокой металличностью — они формируются из остатков предыдущих звезд, богатых на тяжелые вещества. Поэтому звезда, состав которой сходный солнечному, не может быть массивнее Солнца больше чем в 100 раз — их материя обладает повышенной сопротивляемостью излучению.
Дисковая и конкурентная аккреции
Как видно, состав звезды определяется исторически. Однако есть звезды, которые набрали массу равную или даже большую 150 солнечных. Как у них это получилось?
Для этого нужно особое стечение обстоятельств. Молекулярные облака и туманности не представляют собой однородную среду с одинаковой плотностью и линейными измерениями: попадаются участки разной формы и консистенции. Часто туманность простирается подобно плоскости — часть поверхности протозвезды, которая формируется в ней, может выходить в открытое пространство.
Протозвезда с дисковым типом аккреции
Такое расположение зародыша звезды позволяет ему осуществлять особую, дисковую аккрецию. Во время нее, впитываемое звездой вещество туманности контактирует со сравнительно малым количеством излучаемой площади. Таким образом, звезда продолжает впитывать гелий и водород из туманности даже тогда, когда «разгорелась» вовсю — количества излучения на плоскости аккреции попросту не хватает для отталкивания вещества.
Но это еще не все. Все звезды — в том числе и только зарождающиеся — движутся вокруг центра галактики. Кроме того, редко в большой туманности рождается только одна звезда — обычно их сразу несколько, и между ними сразу же устанавливается гравитационная связь. В итоге звезды движутся по материнской туманности, «заглатывая» вещество ее вещество в процессе множества микростолкновений. Так звезда получает куда больше материала, чем если бы просто пассивно его притягивала его к себе. Поэтому такой вид аккреции называется «конкурентным». Ярким примером такого формирования звезд были Столпы Творения в туманности Орел — до того, как их взорвала сверхновая.
Слияние и взаимопоглощение звезд
Последней идет главная изюминка звездообразования — секрет того, как звезды набирают массу, большую естественного предела. Все мы знаем, что орбиты космических объектов часто пересекаются. Живим доказательством того является любое тело без атмосферы, вроде нашей Луны — она испещрена следами от тысяч метеоритов.
Звезды, в силу своей отдаленности, пересекаются намного реже. Но среди звезд в одном скоплении — особенно на стадии формирования — столкновения случаются относительно часто. Обычный ударный контакт звезд заканчивается катаклизмом — куски звездной плазмы разлетаются на миллиарды километров. Но если светила подходят друг к другу на подходящей траектории, они могут слиться воедино. Именно так возникла звезда-рекордсменка R136a1, которая слишком большая даже для своего экстремального класса — сверхгорячих и очень ярких звезд Вольфа – Райе.
R136a1 в представлении художника
Слияние является самым результативным способом набора массы для звезды. Недаром все самые массивные светила находятся в тесных звездных скоплениях, где столкновения наиболее вероятны. В теории, взаимопоглощение звезд способно порождать невероятно большие объекты — их масса может превышать десятки тысяч Солнц. Но есть ли предел звезде-монстру, вырастающей из родительских светил?
Ученые считают, что физический предел находится возле 500 тысяч — 1 миллиона солнечных масс. Большую нагрузку сила излучения от ядерных реакций попросту не удержит — звезда сразу коллапсирует в гиперновую громадных размеров. Однако и гравитация при таких массах не станет вести себя по-обычному. Звезда-титан начнет делиться на «мини»-звезды массой по 1000 Солнц, развеется на громадную горячую туманность или вовсе разлетится в целую звездную систему, состоящую из светил обычных размеров. Все будет зависеть от местоположения других больших объектов Вселенной, с которыми звезда предельной массы будет взаимодействовать на расстояниях в сотни миллиардов километров.