Звёзды рождаются в облаках межзвёздного газа, который стремительно сжимается из-за возникшей гравитационной неустойчивости, и гибнут в результате интенсивного горения вещества и экстремального давления гравитации. То, какой временной отрезок разделяет эти этапы эволюции звёзд, зависит от множества факторов, и одним из наиболее значимых факторов является размер небесного тела. В нашей статье мы расскажем вам, сколько же живут звёзды.

Большую часть своей жизни звезда находится в состоянии, именуемом гидростатическим равновесием. Это значит, что сила тяготения, направленная внутрь звезды, компенсируется силой внутреннего давления, которое генерируется в ходе термоядерной реакции в её ядре. В частности, это давление является побочной реакцией превращения ядер водорода в ядра гелия, сопровождающегося выделением огромного количества энергии. В молодых звёздах на водород приходится около 72-75% массы, а на гелий – примерно 24-25%, однако постепенно водород «сгорает», и доля гелия увеличивается. Фаза синтеза гелия из водорода занимает большую часть жизни звезды, во время которой она считается звездой главной последовательности.

Когда водород неотвратимо заканчивается, в небесном теле начинается горение гелия – данная стадия эволюции звёзд называется голубой петлёй. В соответствии с условиями формирования и размером звезды, термоядерный синтез может продолжиться и после выгорания гелия, пока не исчерпаются все химические элементы легче железа. Элементы тяжелее железа синтезироваться не могут, поскольку в железном ядре не идут термоядерные реакции, а его масса продолжает увеличиваться. В результате происходит коллапс ядра под воздействием собственной силы тяготения. В зависимости от массы, на любом из этапов эволюции после стадии главной последовательности звёзды могут сбросить оболочку или взорваться как сверхновая, став белым карликом или нейтронной звездой/чёрной дырой.

Масса известных науке звёзд колеблется от всего 7% солнечной массы до 250 солнечных масс (Westerhout 49-2). По словам физика Райана Френча из Университетского колледжа Лондона, крупные звёзды содержат в себе больше «топлива» для термоядерного синтеза. Впрочем, из-за их размера сила гравитации сильнее вдавливает материю в ядро, потому процесс образования тяжёлых элементов протекает в нём более интенсивно. Как следствие, большие небесные тела исчерпывают свой запас вещества гораздо быстрее, чем маленькие. По космическим меркам, самые крупные из них живут совсем немного – какие-то сотни миллионов лет. Они живут ярко и быстро, погибая молодыми. Тем временем маленькие звёзды массой в 7-10% массы Солнца обладают меньшим запасом топлива, но прожигают его настолько медленно, что его хватит на сотни миллиардов лет. Поскольку возраст Вселенной составляет около 13,8 миллиарда лет, ни одной из таких звёзд ещё не довелось дожить до преклонного возраста.

Одной из самых старых звёзд, известных учёным, является Мафусаил (HD 140283). Этот субгигант находится в 190 световых годах от Земли. Он получил своё имя в честь библейского персонажа, который прожил 969 лет. По оценкам исследователей, возраст Мафусаила может достигать 13,7 миллиарда лет. Таким образом, он сформировался из молодых облаков межзвёздного газа вскоре после Большого взрыва. Учёные отмечают, что за всё это время звезда практически исчерпала свой запас водорода. Ввиду почтенного возраста Мафусаил содержит чрезвычайно мало элементов тяжелее гелия: он родился, когда в межзвёздном пространстве ещё отсутствовали тяжёлые элементы, вырабатываемые в звёздах в процессе термоядерного синтеза. В то же время во Вселенной существуют своего рода звёзды-зародыши – так называемые протозвёзды, которые находятся на этапе формирования: их недра ещё недостаточно массивны и горячи для начала синтеза гелия из водорода. Возраст этих объектов составляет менее 500 тысяч лет, то есть на момент их образования человечество уже научилось использовать каменные инструменты.

Определить возраст звезды – непростая задача. Для этого нужно проанализировать комбинацию её характеристик, включая массу, яркость свечения, скорость движения в пространстве, и сравнить эти данные с информацией о других звёздах. Возраст Солнца учёные оценивают в 4,6 миллиарда лет. По мнению исследователей, наша звезда находится примерно в середине стадии главной последовательности. Предположительно, через 5 миллиардов лет в ядре Солнца закончится синтез гелия из водорода. По мере выгорания водорода звезда выйдет из гидростатического равновесия: её ядро начнёт сжиматься и нагреваться, а внешняя оболочка напротив расширяться, поглощая близлежащие планеты.

Учёные считают, что к возрасту 12,2 миллиарда лет Солнце покинет стадию главной последовательности и станет красным гигантом. Когда температура его ядра станет достаточно горячей для горения гелия, произойдёт так называемая гелиевая вспышка, которая заново запустит термоядерную реакцию с образованием углерода и кислорода. Поскольку масса Солнца недостаточно велика для превращения в сверхновую, оно раз за разом будет превращаться в красный гигант, пока не иссякнут все источники энергии, и термические колебания не приведут к полному отделению внешней оболочки. В конце концов она образует планетарную туманность, а на месте звезды останется только её ядро – так называемый белый карлик, очень горячий объект размером с Землю со светимостью в 3500 солнечных.