Звёзды живут от нескольких миллионов до триллионов лет.
Парадоксально, но чем массивнее звезда, тем короче её жизнь: огромный запас топлива расходуется намного быстрее из-за высокой температуры и давления в ядре.
Главная последовательность — самый долгий этап
Звезда рождается при гравитационном сжатии газа и пыли. Когда ядро становится достаточно горячим, начинается термоядерное превращение водорода в гелий. Давление нагретого вещества и излучения уравновешивает гравитацию. Этот устойчивый период называют главной последовательностью, и он занимает большую часть жизни звезды.
Солнцу около 4,6 миллиарда лет; оно находится примерно в середине своего главного этапа. После истощения водорода в ядре его структура изменится: Солнце станет красным гигантом, сбросит внешние слои и завершит эволюцию белым карликом.
Почему масса решает почти всё
Массивная звезда сильнее сжимает собственное ядро. Температура там выше, реакции идут быстрее, а светимость растёт гораздо сильнее, чем запас доступного топлива. Поэтому самые массивные звёзды могут закончить жизнь за несколько миллионов лет и взорваться как сверхновые.
Звёзды с небольшой массой тусклее и экономнее расходуют водород. Красные карлики способны светить сотни миллиардов или триллионы лет — дольше нынешнего возраста Вселенной. Ни один такой объект ещё не успел пройти весь расчётный жизненный цикл.
Как астрономы узнают возраст звёзд
Человеческих наблюдений недостаточно, чтобы проследить одну звезду от рождения до смерти. Вместо этого астрономы сравнивают множество звёзд разных масс и стадий, особенно в скоплениях, члены которых сформировались примерно одновременно. Спектр показывает температуру и химический состав, светимость и цвет помогают определить положение на диаграмме Герцшпрунга—Рассела, а модели связывают эти параметры с возрастом.
На срок жизни также влияют химический состав, вращение, потеря массы и обмен веществом в двойной системе. Но начальная масса остаётся главным фактором.
Что происходит в конце
Маломассивные и похожие на Солнце звёзды оставляют белые карлики. Более массивные последовательно создают тяжёлые элементы, а после коллапса ядра могут взорваться как сверхновые и оставить нейтронную звезду или чёрную дыру. Выброшенное вещество обогащает газ, из которого возникают новые звёзды и планеты.
Можно ли «добавить топлива» звезде?
В двойных системах звезда может получить вещество от компаньона, и это меняет её эволюцию. Однако такой перенос не является простым продлением молодости: масса, вращение и внутреннее строение перестраиваются.
Звезда гаснет мгновенно?
Обычно нет. После главной последовательности следуют стадии, длительность которых зависит от массы. Быстрый финал сверхновой — только завершающее событие долгой эволюции массивной звезды.
