Несмотря на всю сложность второй гипотезы Рессела и на наличие в ней множества белых пятен, оба ее варианта дают два основных истолкования Г—Р-диаграммы:

1) Если звезда почти не теряет массы в ходе эволюции, то густо населенные области на диаграмме соответствуют наиболее устойчивым и длительно существующим состоянием звезд;

2) Если звезда в ходе эволюции теряет массу, основные ветви диаграммы отражают последовательное перемещение звезд вдоль них.

Джемс Джинс подверг вторую гипотезу Рессела резкой критике. Согласно этой гипотезе, переработка активной материи в излучение начинается после достижения веществом звезды некоторой критической температуры (по оценке Рессела, 32 миллиона градусов). Но, указывал Джинс, достигнув этой температуры, звезда на этом не остановится, а будет разогреваться дальше (включится новый мощный источник энергии!). Зона сверхкритической температуры будет расширяться, захватывая все новые и новые порции активной материи. Поэтому интенсивность излучения такой звезды будет усиливаться спонтанно. Джинс сравнивал подобную звезду с бочонком пороха с искрой внутри него. Рессел и Эддингтон предприняли немало усилий для того, чтобы устранить противоречия этой гипотезы. Это им удалось ценой введения ряда совершенно искусственных предположений. Груз этих предположений не хуже, чем устраняемые ими противоречия, тянул гипотезу на дно. Тогда Джинс предпринял общее математическое исследование вопроса о звездной устойчивости и пришел к простому выводу: пустые области на Г—Р-диаграмме соответствуют неустойчивым состояниям звезды. Это был весьма логичный и, в общем, правильный вывод. Но существенно продвинуться дальше Джинсу не удалось. Он считал, что переработка "активной" материи звезды не может зависеть от температуры, как предполагается в гипотезе Рессела, поскольку это противоречило бы основным положениям физики. Основная идея Джинса состояла в том, что:

а) процесс переработки звездного вещества происходит самопроизвольно и не зависит от температуры звезды;

б) центральные области звезды не находятся в чисто газообразном состоянии, поскольку атомы, ядра и электроны сжаты здесь так тесно, что не могут двигаться свободно, и вещество в центральной области обладает свойствами жидкости.

5. Конец пути

Как же заканчивается жизненный путь звезды? Если вначале существовало наивное представление о том, что каждая звезда, исчерпав свои энергетические ресурсы, "просто остывает", то уже в 20-е годы у Рессела возникло представление, что конечный этап жизни звезды — стадия белого карлика. Это представление прошло через полстолетия поисков, и каждый раз попытки как-то обосновать его встречали большие трудности. Даже машинные расчеты М. Шварцшильда, Киппенхана, Масевич, в каждом из которых рассчитывалось по 600—800 моделей, не доводили звезду до стадии белого карлика. Трудность состояла не столько в быстроте изменений состояния звезды, сколько в том, что с изменением этого состояния приходится принимать во внимание новые законы природы — законы поведения вырожденного газа при сверхвысоких плотностях с учетом эффектов общей теории относительности. Уравнения, описывающие превращение звезды в белый карлик, усложняются настолько, что их решение не под силу даже электронно-вычислительным машинам. Но конечное состояние звезды рассчитать можно. И попытки это сделать предпринимались еще в конце двадцатых — начале тридцатых годов.

В 1926г. английский астрофизик У. Фаулер обратил внимание на то, что в недрах звезды, состоящей из холодного вырожденного газа, давление такого газа способно уравновесить наружное давление, вызванное тяготением. Таким образом, звезда типа белого карлика может быть устойчивой. Спустя два года к аналогичному выводу пришел известный советский физик Я. И. Френкель. Но при всех ли значениях массы звезда будет устойчивой? Такой вопрос поставил и решил в 1932г. замечательный советский физик, впоследствии академик, Л. Д. Ландау, которому тогда было всего 25 лет. Анализ проблемы устойчивости большой массы холодного вырожденного газа привел его к выводу, что существует некоторая предельная, критическая масса. Пока масса холодной звезды не достигла этого предела, она будет сохранять устойчивость. Но если масса больше критической, давление электронного газа не сможет противостоять силам тяготения и звезда испытает катастрофическое сжатие — коллапс. Критическая масса, по расчетам Ландау, примерно равна солнечной. В 1935г. индийский астрофизик С. Чандрасекар продолжил анализ Ландау и нашел, что критическая масса, предсказанная советским ученым, равна 1,44 МO. Это — так называемый предел Чандрасекара. Однако в решении Чандрасекара не были учтены две очень важные поправки, связанные с эффектами общей теории относительности и с образованием нейтронов, которое неизбежно происходит при очень высоких плотностях, превышающих 10 (в десятой) г/см³. У Чандрасекара получалось, что звезда будет сжиматься беспредельно, так что плотность в центре будет стремиться к бесконечности. В 1949г. советский астрофизик С. А. Каплан указал, что введение этих поправок существенно меняет дело: при сжатии звезды с критической массой плотность в центре будет стремиться не к бесконечности, а к конечному пределу, равному З * 1010 г/см³. К сожалению, С. А. Каплан опубликовал свою работу в журнале, малоизвестном за рубежом — в "Ученых записках Львовского университета". И вот уже спустя 15 лет, в 1964г., Чандрасекар независимо получил тот же результат.

Учет нейтронизации, т. е. "вдавливания" электронов в атомные ядра с превращением части содержащихся в них протонов в нейтроны, несколько снижает предел Чандрасекара — до 1,2 МO. Большая заслуга в изучении влияния эффектов нейтронизации и общей теории относительности принадлежит астрономам Бюраканской астрофизической обсерватории Г. С. Саакяну, Ю. Л. Вартаняну и другим.

Таким образом, конечная судьба звезд, массы которых заключены в пределах от 0,2 до 1,2 МO, уже в начале 50-х годов представлялась довольно ясно: после исчерпания всех ресурсов термоядерных реакций звезда становится "холодной" и сжимается, превращаясь в белый карлик. При сжатии температура в недрах звезды снова повышается, но термоядерные реакции возобновиться не могут: нет "горючего". Звезда медленно остывает, расходуя энергию теплового движения атомных ядер и электронов. Недра звезды состоят преимущественно из гелия и тяжелых элементов. Сколько же времени может "прожить" звезда в состоянии белого карлика? Процесс охлаждения такой звезды был изучен в 1950г. С. А. Капланом и в 1952г. английским астрофизиком Л. Местелом. Срок жизни для спутника Сириуса получился у Местела 4*108 лет, для звезды Вольф 457 — 1010 лет. Наименьший срок жизни, 107 лет, получился для сравнительно яркого и массивного белого карлика Вольф 1346. Как же складывается судьба самых маленьких звезд — красных карликов с массами от 0,2 до 0,08 МO. Их эволюцию изучил американский астроном Ш. Кумар. Массы этих звезд слишком малы, чтобы после исчерпания источников энергии они могли испытать катастрофическое сжатие (коллапс). Поэтому белыми карликами они стать не могут. Для них остается тривиальный путь — последняя стадия гравитационного сжатия до тех пор, пока в их недрах не наступит состояние вырождения, после чего температура будет падать, несмотря на рост плотности. Звезда будет оставаться красным карликом, все более охлаждаясь, пока не превратится, по выражению Ш. Кумара, в "черный карлик" и станет невидимой.