3. Дальнейшая эволюция и гибель звезды
Уплотнение до начала Главной последовательности продолжается миллионы лет, но наконец температура ядра достигает критической отметки 10 000 000°, и начинаются ядерные реакции. Вступление звезды на линию Главной последовательности снова зависит от ее массы -- чем больше масса, тем быстрее звезда появляется в верхнем левом углу диаграммы.
Превращения ядер водорода в ядра гелия достаточно, чтобы поддерживать поток излучения в течение очень долгого времени, но он не может продолжаться вечно и в конце концов начинает иссякать; теперь ядро звезды состоит в основном из гелия.
Когда запасы водорода исчерпываются, звезда сжимается и ее ядро нагревается, так что гелий вступает в ядерную реакцию и начинается накопление углерода.
Звезда покидает Главную последовательность и движется в область гигантов в верхнем правом углу диаграммы. После довольно сложной серии реакций она становится красным гигантом. Результаты этого процесса в отдаленном будущем будут катастрофическими для Земли: в течение определенного времени Солнце будет излучать по меньшей мере в сто раз больше энергии, чем сейчас, и внешние слои начнут расширяться, пока не охватят орбиты внутренних планет -- Меркурия, Венеры, а возможно, и Земли. Это означает, что у живых существ не останется никаких шансов на выживание. Впрочем, еще раньше Солнце станет слишком горячим; расчеты показывают, что условия для жизни на нашей планете станут невыносимыми примерно через миллиард лет. (Пожалуйста, не беспокойтесь. В конце концов, могло быть и хуже: скажем, всего лишь через пятьсот миллионов лет!) Звезда на этой стадии эволюции становится нестабильной и часто изменяет свой блеск.
Затем внешние слои полностью отделяются, и мы получаем так называемую планетарную туманность (опять неудачное название). От звезды остается лишь сверхплотное ядро диаметром несколько десятков тысяч миль. Она превращается в белый карлик и перемещается к нижнему левому углу диаграммы «спектр -- светимость».
Причина такой огромной плотности -- иногда в миллион раз превышающей плотность воды -- заключается в разрушении атомарной структуры. При обычных условиях атом состоит в основном из пустого пространства, но вырожденное вещество белого карлика практически не содержит пустоты, и разнообразные компоненты очень плотно упакованы.
Наиболее известным белым карликом является тусклый спутник Сириуса (который часто называли Щенком, поскольку Сириус был Собачьей Звездой). Этот спутник светит в 10 000 раз слабее, чем его ослепительный сосед, но не менее массивен, чем Солнце. Пригоршня его вещества должна весить сотни тонн.
Кто-то удачно назвал белые карлики «звездами-банкротами». У них не осталось резервов энергии, а слабое свечение обусловлено лишь остаточным сжатием. В конце концов, весь свет и тепло уходят, и звезда становится холодным, мертвым черным карликом. Естественно, тогда мы не можем видеть ее, поскольку она не излучает свет, но возраст Вселенной нельзя считать достаточно почтенным для образования черных карликов. По разным оценкам, этот возраст составляет не более двадцати миллиардов лет, а процесс перехода от белого карлика к стадии черного карлика может занять больше времени.
Теперь перейдем к эволюции еще более массивной звезды, масса которой по меньшей мере в 1,4 раза превосходит массу Солнца. Здесь все идет по сходному сценарию, но заметно быстрее, поэтому звезда тратит меньше времени на преодоление Главной последовательности и отработку водородного топлива. После того как гелиевые реакции образуют углерод, его ядра в свою очередь начинают вырабатывать более тяжелые элементы. Структура звезды временно становится похожей на луковицу, где на разных уровнях протекают различные реакции. Конечным продуктом является железо, и температура в ядре звезды достигает невероятной величины в три миллиарда градусов.
Когда вещество ядра превращается в железо, наступает настоящий кризис, поскольку железо реагирует не так, как более легкие элементы. Выделение энергии резко прекращается. В течение нескольких секунд ядро рушится вовнутрь (коллапсирует); внешние слои падают на него, и происходит чудовищный рикошет.
Ударная волна распространяется по всему телу звезды; большая часть ее вещества разлетается в Космосе по всем направлениям. Это называется взрывом сверхновой II типа. При этом звезда вспыхивает с яркостью пяти миллиардов Солнц, а когда взрыв заканчивается, остается газообразное облако, распространяющееся в пространстве. Вещество этого облака обогащено тяжелыми элементами, образованными в предыдущую фазу, и из этого обогащенного вещества формируются новые звезды.
Но что происходит с ядром умирающей звезды? Даже составные части атомов сжимаются воедино; протоны соединяются с электронами, и положительный заряд нейтрализует отрицательный заряд электронов. В результате образуется звезда, состоящая из нейтронов.
Нейтронная звезда -- настоящая диковинка. Она имеет лишь несколько миль в поперечнике, но ее плотность в миллиард раз превышает плотность воды, так что булавочная головка из вещества нейтронной звезды будет весить больше океанского лайнера.
Согласно теории, внешняя поверхность нейтронной звезды кристаллическая и богата железом; под ней находится обогащенное нейтронами жидкое вещество, в свою очередь обволакивающее ядро, состоящее из частиц, о которых мы почти ничего не знаем.
У нейтронной звезды мощное магнитное поле, и она вращается очень быстро, возможно, много раз в секунду. Этот крошечный объект -- все, что остается от некогда массивной звезды.