Когда звезда исчерпывает свое ядерное топливо, она не исчезает бесследно. Вместо этого остается компактный звездный остаток — белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра. Конечная судьба звезды определяется всего одним параметром: ее начальной массой.
Белые карлики: тихое угасание
Звезды с массой менее восьми солнечных завершают жизнь относительно спокойно. После фазы красного гиганта они сбрасывают внешние оболочки, образуя планетарную туманность, и оставляют после себя плотное ядро — белый карлик.
В этом остатке больше не протекают термоядерные реакции. Он светится лишь за счет остаточного тепла и постепенно остывает на протяжении миллиардов (или даже триллионов) лет. Размером белый карлик сопоставим с Землей, но его масса может достигать массы Солнца.
Существует предел массы, за которым белый карлик не может существовать — предел Чандрасекара (~1,4 массы Солнца). Если масса превышает этот порог, давление вырожденных электронов уже не способно противостоять гравитации, и объект коллапсирует дальше.
Нейтронные звезды: экстремальная плотность
Звезды массой от 8 до 25 солнечных масс заканчивают жизнь гораздо драматичнее — вспышкой сверхновой II типа. Ядро коллапсирует под собственным весом, сжимаясь до невероятной плотности. Протоны и электроны объединяются в нейтроны, образуя нейтронную звезду.
Радиус такого объекта — всего 10–15 километров, но масса составляет от 1,4 до 2,1 солнечной массы. Плотность настолько высока, что чайная ложка вещества нейтронной звезды весила бы миллиарды тонн.
Среди нейтронных звезд выделяют особые классы:
- Пульсары — быстро вращающиеся нейтронные звезды, испускающие узконаправленные пучки излучения. Когда луч достигает Земли, телескопы регистрируют строго периодические импульсы — настоящий космический маяк.
- Магнетары — нейтронные звезды с экстремально мощными магнитными полями (~10^15 Гаусс). Эти объекты производят мощнейшие всплески рентгеновского и гамма-излучения во Вселенной.
Если масса остатка после коллапса превышает предел Толмена–Оппенгеймера–Волкова (примерно 2–3 массы Солнца), то даже давление вырожденных нейтронов не может остановить дальнейшее сжатие. В таком случае образуется черная дыра.
Черные дыры: точка невозврата
Когда ядро массивной звезды (более 25 солнечных масс) коллапсирует, гравитация побеждает все известные силы. Материя сжимается в сингулярность — точку бесконечной плотности, окруженную горизонтом событий.
Горизонт событий — это граница, за которой гравитация настолько сильна, что даже свет не может вырваться наружу. Все, что пересекает эту границу, навсегда исчезает из наблюдаемой Вселенной.
По массе черные дыры делятся на три класса:
- Черные дыры звездной массы (от 3 до ~100 масс Солнца) — результат коллапса массивных звезд;
- Черные дыры промежуточной массы (сотни–тысячи масс Солнца) — редкие объекты, природа которых до конца не ясна;
- Сверхмассивные черные дыры (миллионы–миллиарды масс Солнца) — обитают в центрах галактик.
Напрямую увидеть черную дыру невозможно, но их присутствие выдают косвенные признаки: гравитационное влияние на окружающие объекты, аккреционные диски раскаленного газа и мощные релятивистские струи.
Прорывы последних лет
В 2015 году детекторы LIGO впервые зафиксировали гравитационные волны от слияния двух черных дыр (событие GW150914). Это открытие подтвердило предсказания общей теории относительности Эйнштейна и открыло новую эру гравитационно-волновой астрономии.
В 2017 году было зарегистрировано событие GW170817 — слияние двух нейтронных звезд, наблюдаемое одновременно как гравитационными обсерваториями, так и традиционными телескопами. Это столкновение подтвердило, что именно такие катаклизмы порождают тяжелые элементы вроде золота и платины через процесс быстрого захвата нейтронов (r-процесс).
В 2019 году международный проект Телескоп горизонта событий (англ. Event Horizon Telescope) представил первое изображение тени черной дыры в центре галактики M 87 — прямое визуальное доказательство существования этих объектов.
Роль звездной смерти
Хотя эти объекты называются «мертвыми», они играют ключевую роль как в эволюции Вселенной, так и в астрономических исследованиях:
- Сверхновые II типа возникают при коллапсе массивных звезд. Взрыв выбрасывает в космос тяжелые элементы, обогащая межзвездную среду, а ядро превращается в нейтронную звезду или черную дыру.
- Сверхновые Ia типа — это термоядерный взрыв белого карлика, который набрал критическую массу в двойной системе. Благодаря стабильной яркости такие взрывы служат «стандартными свечами» для измерения космических расстояний и позволяют изучать расширение Вселенной.
- Слияния компактных объектов порождают гравитационные волны и синтезируют тяжелые элементы вроде золота и платины. Без таких событий не было бы ни планет земного типа, ни условий для жизни.
- Сверхмассивные черные дыры в центрах галактик регулируют темпы звездообразования и направляют эволюцию целых галактических систем.
Современные исследования
Современные обсерватории продолжают изучать мертвые звезды:
- Космическая обсерватория NASA «Чандра» исследует рентгеновское излучение нейтронных звезд и аккреционных дисков вокруг черных дыр;
- Космический телескоп NASA «Джеймс Уэбб» изучает остатки сверхновых и межзвездную среду, обогащенную продуктами звездной эволюции;
- Наземные детекторы LIGO/Virgo/KAGRA детектируют гравитационные волны от слияний черных дыр и нейтронных звезд.
Эти инструменты позволяют исследовать самые экстремальные условия, существующие во Вселенной — от сверхплотного вещества нейтронных звезд до искривленного пространства-времени вблизи черных дыр.
Читайте также: Первые звезды Вселенной рождались парами.
