К огда ядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ее глубинах прекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься к центру. Сила тяготения, направленная внутрь, больше не уравновешивается выталкивающей силой горячего газа.

Дальнейшее развитие событий зависит от массы сжимающегося материала. Если эта масса не превосходит солнечную более чем в 1,4 раза, звезда стабилизируется, становясь белым карликом. Катастрофического сжатия не происходит благодаря основному свойству электронов. Существует такая степень сжатия, при которой они начинают отгалкиваться, хотя никакого источника тепловой энергии уже нет. Правда, это происходит лишь тогда, когда электроны и атомные ядра сжаты невероятно сильно, образуя чрезвычайно плотную материю.

Белый каплик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле.

Всего лишь чашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню тонн. Любопытно, что чем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Что представляет собой внутренность белого карлика, вообразить очень трудно. Скорее всего это нечто вроде единого гигантского кристалла, который постепенно остывает, становясь все более тусклым и красным. В действительности, хотя астрономы белыми карликами пазывают целую группу звезд, лишь самые горячие из них, с температурой поверхности около 10 000 С, на самом деле белые. В конечном итоге каждый белый карлик превратится в темный шар радиоактивного пепла абсолютно мертвые останки звезды. Белые карлики настолько малы, что даже наиболее горячие из них испускают совсем немного света, и обнаружить их бывает нелегко. Тем не менее иоличество известных белых карликов сейчас исчисляется сотнями; по оценкам асгрономов, не менее лесятой части вссх звезд Галактики - белые карлики. Сириус, самая яркая звезда нашего пеба, является членом двойной системы, и сго иапарник - белый карлик под пазванием Сириус В.

Нейтронные звезды

Если масса сжимающейся звезды превосходит массу Солпиа более чем в 1,4 раза, то такая звезда, достигнув стадии бслого карлика, на атом ие остановится. Гранитациоишые силы в этом случае стсиь велики, что электроны вдавливаются внутрь атомных ядер. В результатс иротопы лревращаются в нейтроны (см. с. 20 - 21), способные прилега'гь друг к другу без всяких промежуткпв. Плотность иейтронных звезд превосходит даже плотпость белых карликов; ио если масса материала не превосходит 3 солпечпых масс, нейтроны, как и электроны, способиы сами предотвратить далынейшее сжатие. Типичная иисйтроиная звезда имеет в поперечникс всего лишь от 10 до 15 км, а один кубический сантиметр ее вещества весит около миллиарда тонн. Помимо исслыханно громадной плотиости, псйтроиные звезды обладают сще двумя особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить, невзирая на столь малые размеры: это быстрос вращение и сильное магнитное поле. В общем, вращаются все звезды, но когда звезда сжимается, скорость ее вращения возрастает - точно так же, как фигурист на льду вращается гораздо быстрес, когда лрижимает к себе руки. Нейтропная звезда совершает несколы<о оборотов в секунду. Наряду с атим исключитепьно быстрьтм вращеиием, нейтроппые звезды имеют магнитиос полс, в миллионы раз более сильиое, чем у Земли.

Иульсары

Первыс пульсары были открыты в 1968 г., когда радиоастрономы обнаружили регулярные сигналы, идущие к нам из четырех точек Галактики. Ученые были поражсиы тем фактом, что какие-то природные объекты могут иэлучать радиоимпульсы в таком правильном и быстром ритме. Вначале (правда, пенадолго) астрономы дике заподоэрили участие неких мыслящих сущесгв, обитаюших в глубинах Галак'гики. Но вскоре было иайдено естественнсэс объясиепие. В мощном магнитпом иоле пейтронной звезды движущиеся по сиирали электроиы генерируют рщиоволиы, которые излучаются узким пучком, как луч прожектора. Звезда быстро вра~цается, и радиолуч пересекает лииию нашего наблюдения, словно маяк. Некоторые пульсары излучают не только радиоволны, но и световые, рентгеновские и гамма-лучи. Период самых медленных пульсаров около четырех секунд, а самых быстрых - тысячные доли секунды. Вращение этих нейтронных звезд было по каким-то причинам еще более ускорено; возможно, они входят в двойные системы.

Рентгеновские двойные

звезды

В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновского излучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большой энергией, что для возникновения их источника должно произойти нечто из ряда вон выходящее. По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды.

Возможно, рсптгеновские ислйчники представляют собой двойные звезды, одла из которых очень малснькая, но массив~ия; это может быть нейтроцная звезда, белый карлик или черная дыра. Звезда-компаньон может быть либо массивиой звездой, масса которой превосходит солнечиую в 10 - 20 раз, либо иметь массу, превосходящу~о массу Солица не более чем вдвое. Промежуточные варианты представляются крайне маловероятными. К таким ситуациям приводит сложпая история эволюции и обмен массами в двойных системах, Финальный результат зависит от начальных масс и начального расстояпия между звездами.

В д~зойпых системах с небольшими массами вокруг пейтронной звезды образуется газовый диск, В случае же систем с болыыими массами материал устремллется примо ~и нейтронную з.везду - ее магнитпое поле засасывает его, как в воронку. Имен~ш такие системы часто оказываготся рентгеновскими пульсарами.

Черные дыры

бы бттть лмке нейтронными звездами В одной из рентгеновских двойных систем, пазываемой А0620-00 удалос оч ень точно измерить массу компактной звезды (для этого испоз!ъзовились данные разных видов наблюдений). Она оказалась равной 16 массам Солнца, что намного превышает возможн'ости нейтронных звезд. В другом двойном рентгеновском источнике, У404 Лебедя, есть черная дыра с массой не менее б,З солнечной. Кроме черных дыр с массами, типичными для звезд, почти наверняка существуют и сверхмассивные черные дыры, расположенные в центрах галактик. Лишь падение вещества в черную дыру может быть источником колоссальной энергии, исходящей из ядер активных галактик.

Сверхновые

Звезды, массы которых не достигают 1,4 солнечной, умирают тихо и безмятежно. А что происходит с более массивными звездами? Как возникают нейтронные звезды и черные дыры? Катастрофический взрыв, которым заканчивается жизнь массивной звезды, - это воистину впечатляющее событие. Это самое мощное из природных явлений, совершающихся в звездах. В мгновение ока высвобождается больше энергии, чем излучает ее наше

Солнце за 10 миллиардов лет. Сыетовой поток, посылаемый одной гибнущей звездой, эквивалентен целой галактике, а ведь видимый свет составляет лишь малую долю полной энергии. Остатки взорвавшейся звезды разлетаются прочь со скоростями до 20 000 км в секунду.

Такие грандиозные звездные взрьгвы называются сверхновыми. Сверхновые - довольно редкое явление. Каждый год и других галактиках обнаруживают от 20 до 30 сверхновых, главным образом в результате систематического поиска. За столетие в кюкдой галактике их может быть от одной до четырех. Однако в нашей собственной Галактике сверхиовых не наблюдали с 1604 ~. Может быть, они и были, но остались невидимыми из-за большого количсства пьши в Млечном Пути. Радиоастрономы обнаружили кольцо газа, остав~ыегося ог сверхновой в созвездии Кассиопеи, и вычислили дату взрыва - 1658 г. В то время никто не зарегистрировы! необычно яркой звезды, хотя од~-и довольио скромная звездочка, которую впоследствии уже не видели, была отмсчена в этом же месте на звездной карте 1680 г.