Звезда вроде Солнца живёт не миллиарды лет в одном неизменном состоянии, а проходит последовательность стадий, каждая из которых определяется балансом между гравитацией и источниками энергии в её недрах. Для звезды солнечной массы основная, самая долгая часть жизни занимает примерно десять миллиардов лет. Солнцу сейчас около 4,6 миллиарда — оно примерно в середине этой стадии.
Рождение начинается не со света, а с сжатия облака
Звёзды формируются в холодных молекулярных облаках. Если часть облака становится достаточно плотной, собственная гравитация заставляет её сжиматься. Потенциальная энергия превращается в тепло, возникает протозвезда, окружённая диском. Пока температура в центре недостаточна для устойчивого синтеза водорода, объект светится в основном за счёт гравитационного сжатия.
Когда ядро нагревается примерно до десятков миллионов градусов, запускаются реакции, превращающие водород в гелий. Для звезды солнечной массы доминирует протон-протонная цепочка. Давление нагретого вещества уравновешивает гравитацию — устанавливается гидростатическое равновесие. Так начинается главная последовательность.
Почему Солнце постепенно становится ярче
В центре накапливается гелий, а число частиц, создающих давление, меняется. Ядро медленно сжимается и нагревается, поэтому скорость термоядерных реакций увеличивается. Из-за этого Солнце сегодня ярче, чем в молодости, и продолжит светить всё интенсивнее ещё до превращения в красный гигант.
Это важная деталь для будущего Земли. Обитаемость поверхности закончится намного раньше физической смерти Солнца: рост светимости усилит испарение воды и парниковые процессы. Точный срок зависит от климатических моделей, но речь идёт о горизонте порядка миллиарда лет, а не о пяти миллиардах спокойной современной Земли.
Время жизни на главной последовательности определяется не простым делением «запаса водорода» на сегодняшнюю светимость. По мере превращения водорода в гелий средняя молекулярная масса в ядре растёт, ядро сжимается и нагревается, а скорость реакций увеличивается. Поэтому молодое Солнце было заметно тусклее нынешнего, а в будущем его светимость будет плавно расти ещё до стадии красного гиганта. Для Земли это важно раньше формальной смерти звезды: изменение потока энергии со временем меняет долгосрочную пригодность планеты для жидкой воды.
Что случится, когда водород в центре закончится
Примерно через пять миллиардов лет центральный водород будет в основном исчерпан. Синтез продолжится в оболочке вокруг гелиевого ядра, внешние слои звезды сильно расширятся и охладятся — Солнце станет красным гигантом. Его радиус вырастет во много раз; судьба Земли зависит от сочетания расширения Солнца и изменения земной орбиты при потере солнечной массы, но условия на планете задолго до этого будут полностью непригодными.
Когда гелиевое ядро станет достаточно горячим и плотным, начнётся синтез гелия в углерод и кислород. Для маломассивной звезды запуск происходит бурно — через так называемую гелиевую вспышку, хотя внешнему наблюдателю звезда не взрывается как сверхновая.
После превращения в красного гиганта Солнце потеряет значительную часть внешних слоёв. В центре при достаточной температуре начнётся горение гелия с образованием в основном углерода и кислорода, но массы Солнца недостаточно, чтобы последовательно зажигать всё более тяжёлые элементы вплоть до железа. Финальный остаток — белый карлик, поддерживаемый давлением вырожденных электронов, который затем будет очень медленно остывать без новых термоядерных реакций.
Почему Солнце не станет сверхновой
После исчерпания гелия звезда солнечной массы не сможет последовательно зажигать всё более тяжёлые элементы вплоть до железа. Для этого нужна значительно большая масса. Солнце снова раздуется, начнёт терять внешнюю оболочку через сильный звёздный ветер, а затем сбросит значительную часть газа, образуя расширяющуюся планетарную туманность.
В центре останется белый карлик — примерно земного размера, но с массой заметной доли массы Солнца. В нём уже не будет устойчивого термоядерного источника; от дальнейшего гравитационного сжатия его удерживает давление вырожденных электронов. Белый карлик будет очень медленно остывать в течение колоссального времени. Подробнее устройство такого остатка разобрано в статье «Что такое белый карлик».
Почему масса определяет почти весь сценарий
Интуитивно кажется, что большая звезда должна иметь больше топлива и жить дольше. На практике происходит наоборот. У массивной звезды центральные температура и давление намного выше, поэтому реакции идут несравнимо быстрее. Она расходует огромный запас топлива за миллионы или десятки миллионов лет. Маленькие красные карлики используют водород гораздо экономнее и способны жить сотни миллиардов и даже триллионы лет по теоретическим оценкам.
Солнце находится между этими крайностями. Его масса достаточно велика для устойчивого синтеза на протяжении миллиардов лет, но слишком мала для финального коллапса железного ядра. Поэтому ответ на вопрос «сколько живёт звезда типа Солнца» — около десяти миллиардов лет на главной последовательности, плюс более короткие поздние стадии. А «смерть» не означает исчезновение: значительная часть вещества возвращается в межзвёздную среду, а плотное ядро продолжает существовать как белый карлик.