плотности, создаваемое при сжатии. Избавившись от избыточной массы, звезда тут же возвращается на путь обычного угасания.

Наибольший интерес для учёных представляет процесс, в ходе которого шаг за шагом осуществляется постепенное выгорание ядерного топлива. Для расчёта этого процесса используется информация, полученная из лабораторных опытов; огромную роль при этом играют современные быстродействующие вычислительные машины. Хойл и Фаулер смоделировали с помощью ЭВМ процесс энерговыделения в звезде и проследили её ход. В качестве примера они взяли звезду, масса которой втрое превосходит солнечную, то есть звезду, находящуюся далеко за пределом Чандрасекара. Звезда с такой массой должна иметь светимость, в 60 раз превышающую светимость Солнца, и время жизни около 600 млн. лет.

Мы уже знаем, что в ходе обычных термоядерных реакций, протекающих в недрах звезды почти в течение всей её жизни, водород превращается в гелий. После того как значительная часть вещества звезды превратится в гелий, температура в её центре возрастает. При увеличении температуры примерно до 200 млн. К ядерным горючим становится гелий, который затем превращается в кислород и неон. Таким образом, гелиевое ядро начинает порождать более тяжёлое ядро, состоящее из двух этих химических элементов. Теперь звезда становится многослойной энергопроводящей системой. В тонкой оболочке, по одну сторону от которой находится водород, а по другую гелий, происходит превращение водорода в гелий; эта реакция идёт с выделением энергии. Поэтому, пока такая реакция осуществляется, температура ядра звезды неуклонно растёт. Сжатие звезды ведёт к уплотнению её ядра и росту температуры в центре до 200-300 млн. К. Но даже при столь высоких температурах кислород и неон вполне устойчивы и не вступают в ядерные реакции. Однако через некоторое время ядро становится ещё плотнее, температура удваивается, теперь она уже равняется 600 млн. К. И тогда ядерным топливом становится неон, который в ходе реакций превращается, а магний и кремний. Образование магния сопровождается выходом свободных нейтронов. Когда звезда родилась из праматерии, она уже содержала некоторые металлы группы железа. Свободные нейтроны, вступая в реакцию с этими металлами, создают атомы более тяжёлых металлов - вплоть до урана - самого тяжёлого из природных элементов.

Но вот израсходован весь неон в ядре. Ядро начинает сжиматься, и снова сжатие сопровождается ростом температуры. Наступает следующий этап, когда каждые два атома кислорода, соединяясь, порождают атом кремния и атом гелия. Атомы кремния, соединяясь попарно, образуют атомы никеля, которые вскоре превращаются в атомы железа. В ядерные реакции, сопровождающиеся возникновением новых химических элементов, вступают не только нейтроны, но также протоны и атомы гелия. Появляются такие элементы, как сера, алюминий, кальций, аргон, фосфор, хлор, калий. Температура ядра поднимается до полутора миллиардов градусов. По-прежнему продолжается образование более тяжёлых элементов с использованием свободных нейтронов, но на этой стадии из-за большой температуры происходят некоторые новые явления.

Хойл считает, что при температурах порядка миллиарда градусов возникает мощное гамма-излучение, способное разрушать ядра атомов. Нейтроны и протоны отрываются от ядер, но этот процесс обратимый: частицы вновь соединяются, создавая устойчивые комбинации. Когда температура превысит 1,5 млрд. К, более вероятными становятся процессы распада ядер. Любопытным и неожиданным оказался следующий результат: при дальнейшем увеличении температуры и усилении процессов разрушения и соединения ядра в итоге присоединяют всё больше и больше частиц и, как следствие этого, возникают более тяжёлые химические элементы. Так, при температурах 2-5 млрд. К рождаются титан, ванадий, хром, железо, кобальт, цинк, и др. Но из всех этих элементов наиболее представлено железо. Как и прежде, при превращении лёгких элементов в тяжёлые вырабатывается энергия, удерживающая звезду от коллапса. Своим внутренним строением звезда теперь напоминает луковицу, каждый слой которой заполнен преимущественно каким-либо одним элементом.

Как отмечает Хойл, с образованием группы железа звезда оказывается накануне драматического взрыва. Ядерные реакции, протекающие в железном ядре звезды, приводят к превращению протонов в нейтроны. При этом испускаются потоки нейтрино, уносящие с собой в космическое пространство значительное количество энергии звезды. Если температура в ядре звезды велика, то эти энергетические потери могут иметь серьёзные последствия, так как они приводят к снижению давления излучения, необходимого для поддержания устойчивости звезды. И как следствие этого, в действие опять вступают гравитационные силы, призванные доставить звезде необходимую энергию. Силы гравитации всё быстрее сжимают звезду, восполняя энергию, унесённую нейтрино. Как и прежде сжатие звезды сопровождается ростом температуры, которая, в конце концов, достигает 4-5 млрд. К. Теперь события развиваются несколько иначе. Ядро, состоящее из элементов группы железа, подвергается серьёзным изменениям: элементы этой группы уже не вступают в реакции с образованием более тяжёлых элементов, а начинают снова превращаться в гелий, испуская при этом колоссальный поток нейтронов. Большая часть этих нейтронов захватывается веществом внешних слоёв звезды и участвует в создании тяжёлых элементов.

На этом этапе, как указывает Хойл, звезда достигает критического состояния. Когда создавались тяжёлые химические элементы, энергия высвобождалась в результате слияния лёгких ядер. Тем самым огромные её количества звезда выделяла на протяжении сотен миллионов лет. Теперь же конечные продукты ядерных реакций вновь распадаются, образуя гелий: звезда оказывается вынужденной восполнить утраченную ранее энергию. Остаётся последнее её достояние - гравитация. Но чтобы звезда могла воспользоваться этим резервом, плотность её ядра должна увеличиваться крайне быстро, то есть ядро должно резко сжаться; происходит «взрыв внутрь», отрывающий ядро звезды от её внешних слоёв. Он должен произойти за считанные секунды. Это и есть начало конца массивной звезды.

Имплозия, или взрыв внутрь, устраняет давление, поддерживавшее внешние слои звезды, её оболочку, и с этого момента оболочка, сжимаясь, начинает падать на ядро. Падение сопровождается выделением колоссального количества энергии - так ещё раз проявляет себя гравитация. Выделение энергии приводит в свою очередь к резкому повышению температуры (примерно 3 млрд. К), и падающая оболочка звезды оказывается в необычных для неё температурных условиях. Для звезды с температурой ядра, равной 2,5 млрд. К, лёгкие элементы оболочки служат потенциальным ядерным топливом. Но чтобы обеспечить свечение во время взрыва, температура должна подняться выше этого значения - до 3 млрд. К. В течение секунды кинетическая энергия звезды превращается в тепловую, и вещество оболочки нагревается. При такой высокой температуре более лёгкие элементы - в основном кислород - проявляют взрывную неустойчивость и начинают взаимодействовать. Подсчитано, что за время меньше секунды в ходе этих ядерных реакций выделяется энергия, равная энергии, которую Солнце излучает за миллиард лет!