Если она была небольшой, вроде нашего Солнца, внешние слои сбрасываются, образуя планетарную туманность (разлетающееся облако газа), в центре которой загорается уже знакомый нам белый карлик – горячая звезда размером примерно с Землю и с массой порядка массы Солнца. Средняя плотность вещества белого карлика составляет 106 г/см3.
Белые карлики – весьма любопытные объекты. Представляя собой, по сути дела, мертвую звезду (термоядерные реакции давным-давно сошли на нет), они продолжают излучать, а гравитационное сжатие тем не менее не в силах преодолеть противодействующее ему высокое давление. Сразу же возникает вопрос: откуда это давление берется, если температура внутренних областей звезды сравнительно невысока (действительно так), а термоядерные реакции приказали долго жить? Во всем «виноваты» парадоксальные законы квантовой механики. Под действием гравитации вещество белого карлика уплотняется настолько, что атомные ядра буквально втискиваются внутрь электронных оболочек соседних атомов. Электроны утрачивают интимную связь со своими родными атомами и начинают свободно путешествовать в межатомных пустотах по всему пространству звезды, в то время как голые ядра образуют устойчивую жесткую систему – некое подобие кристаллической решетки. Такое состояние называется вырожденным электронным газом, и хотя белый карлик продолжает остывать, средняя скорость электронов уменьшаться не думает. По законам квантовой механики, чем ближе друг к другу находятся электроны, тем сильнее должны различаться их скорости, из чего следует, что большая часть электронов будет двигаться очень быстро. Послушаем физиков:
Такое квантовомеханическое движение никак не связано с температурой вещества, оно создает давление, называемое давлением вырожденного электронного газа. У белых карликов именно эта сила уравновешивает силу их собственной гравитации.
Таким образом, белые карлики как бы «вызревают» внутри красных гигантов и представляют собой заключительный этап эволюции большинства звезд. Это мертвые, постепенно остывающие миры, внутри которых весь водород выгорел, а ядерные реакции прекратились. Между прочим, в отдаленном будущем такая незавидная участь постигнет и наше Солнце. Как показывают расчеты, примерно через 5–6 миллиардов лет оно сожжет весь водород и превратится в красного гиганта, увеличив свою светимость в сотни раз, а радиус – в десятки. Любопытно, что подобную эволюцию нашего светила предсказал Герберт Уэллс в романе «Машина времени». Если вы, читатель, помните, его путешественник по времени увидел в далеком будущем огромное багровое Солнце в полнеба, повисшее над пустынным морем. Откровенно говоря, Уэллс немного обмишурился, поскольку распухшее Солнце должно было нагреть поверхность Земли до нескольких сотен градусов по Цельсию, так что путешествовавший во времени изжарился бы заживо вместе со своим неуклюжим агрегатом. Но не будем цепляться к классику по мелочам. На стадии красного гиганта Солнце проживет несколько сотен миллионов лет, а потом сбросит оболочку и превратится в белого карлика.
А как поведет себя более массивная звезда после исчерпания гелия? Если ее начальная масса была больше 8—10 солнечных масс, в центре звезды формируется луковицеобразное ядро, состоящее из тяжелых элементов, окруженных слоями из более легких. В некоторый момент такое ядро теряет устойчивость и начинает катастрофически сжиматься. Это явление принято называть гравитационным коллапсом. В зависимости от массы ядра его центральная часть либо превращается в сверхплотный объект – нейтронную звезду, либо коллапсирует «до упора», образуя черную дыру. Чудовищная гравитационная энергия, которая выделяется в ходе сжатия, срывает оболочку и внешнюю часть ядра, выбрасывая их наружу с высокой скоростью. Происходит грандиозный взрыв, сопровождающийся рождением сверхновой звезды. Нам не известны космические катаклизмы более масштабные, чем вспышки сверхновых; в течение некоторого времени такая звезда светит ярче целой галактики. Постепенно сброшенная газовая оболочка остынет и затормозится (в межзвездном пространстве много разреженного газа), а со временем сформирует газово- пылевое облако, в котором удельный вес тяжелых элементов будет весьма ощутим. Объясняется это тем, что в течение своей короткой, но бурной жизни массивная звезда успела накопить много тяжелых элементов, вплоть до железа, некоторая часть которых улетела в межзвездное пространство во время взрыва. Когда газовопылевое облако начнет конденсироваться под действием гравитационных сил, внутри него может вспыхнуть новая звезда. Подобные звезды, родившиеся на руинах прежних, принято называть звездами второго поколения, и наше Солнце, похоже, как раз относится к числу именно таких звезд.
Таким образом, в природе наблюдается некоторая преемственность: массивные звезды первого поколения гибнут, обогащая межзвездное пространство тяжелыми элементами, которые служат строительным материалом для звезд второго поколения. Все химические элементы тяжелее гелия образовались в звездных недрах в ходе термоядерного синтеза, а самые тяжелые элементы возникли при вспышках сверхновых. У Земли есть железное ядро, на которое приходится около трети ее массы, так что можно приблизительно прикинуть, какое количество железа выплюнула доисторическая сверхновая 5 миллиардов лет тому назад. Все, что нас окружает на Земле, да и сама Земля – это звездное вещество, доставшееся нам в наследство. Можно сказать, что ядерные реакции в недрах звезд – главная причина разнообразия окружающего мира. В далеком прошлом во Вселенной тяжелых элементов было гораздо меньше, чем сейчас, о чем свидетельствуют данные наблюдательной астрономии. Спектроскопические исследования показали, что звездная публика сильно различается по своему химическому составу. Например, горячие массивные звезды, концентрирующиеся в галактической плоскости, в несколько десятков раз богаче тяжелыми элементами, чем звезды шаровых скоплений, лежащих около центра Галактики.
Вспышка сверхновой – очень редкое явление. За последнюю тысячу лет в нашей Галактике вспыхнуло всего три сверхновых – в 1054 году, в 1572 году и в 1604 году. Сверхновую 1572 года, вспыхнувшую в созвездии Кассиопеи, наблюдал датский астроном Тихо Браге. В период максимума своего блеска она сияла ярче Венеры. Сверхновая 1604 года уступала в яркости звезде Тихо Браге, но все же и она в максимуме блеска соперничала с Юпитером. Она зажглась в созвездии Змееносца, и ее наблюдали Иоганн Кеплер и Галилео Галилей. Что касается сверхновой 1054 года, то о ней сохранились упоминания в китайских хрониках, из которых следует, что она была видна даже днем, а в максимуме блеска многократно превосходила Венеру. Сегодня считается, что Крабовидная туманность в созвездии Тельца и находящийся в ней пульсар (быстро вращающаяся нейтронная звезда) являются остатками сверхновой 1054 года. Крабовидная туманность – облако клубящегося газа, пронизанное рваными нитями, – хоть и медленно, но вполне отчетливо расползается по небу. Казалось бы, ничего особенного, но поскольку расстояние до этой туманности превышает 4 тысячи световых лет, это означает, что скорость разлета ее газов достигает 1500 километров в секунду. Между тем скорость обычных газовых туманностей в нашей Галактике не превышает 20–30 километров в секунду. Только чудовищный по силе взрыв мог сообщить массе газа столь высокую скорость.
Крабовидная туманность как остаток сверхновой
Хотя вспышки сверхновых – явление весьма редкое, по мере совершенствования техники астрономических наблюдений их стали обнаруживать все чаще и чаще. Галактик насчитывается десятки миллиардов, и где-нибудь сверхновая обязательно вспыхнет. А поскольку в максимуме своего блеска они способны затмевать галактику, в которой зажглись, их можно увидеть на таких расстояниях, какие только доступны современным телескопам. Например, сверхновая S Андромеды, вспыхнувшая в этой галактике в 1885 году, имела абсолютную звездную величину минус 19, из чего следует, что ее светимость в течение короткого времени в 10 миллиардов раз превышала светимость Солнца. Ее даже можно было видеть невооруженным глазом как очень слабую звездочку 6-й величины, а ведь туманность Андромеды отделяют от нашей Галактики почти 2 с половиной миллиона световых лет. В наши дни в других галактиках открывают несколько десятков сверхновых в год.
Хотя все вспышки сверхновых представляют собой финальный этап жизни звезды, астрономы выделяют несколько их типов в зависимости от характера спектра и светимости. Обычно говорят о двух типах этих редких звезд. Сверхновые I типа – старые и не очень массивные звезды, вспыхивающие как в эллиптических, так и в спиральных галактиках. Мощность излучения сверхновых этого типа особенно велика. Сверхновые II типа связывают с молодыми массивными звездами, быстро «пробежавшими» свой эволюционный путь. Их обнаруживают в рукавах спиральных галактик, где продолжают идти процессы звездообразования, а в эллиптических галактиках они не вспыхивают никогда.
От сверхновых следует отличать обычные новые звезды. Они вспыхивают сравнительно часто (около
