Красные гиганты и белые карлики

Масса, набранная звездой ещё в диске и оболочке, определяет не только температуру и светимость на главной последовательности. Она же решает, как звезда закончит жизнь.

Пока в ядре хватает водорода, звезда годами держит равновесие: тяжесть сжимает газ, а давление горячей плазмы из термоядерных реакций его удерживает. Это равновесие не вечно. Когда водород в самом центре заканчивается, ядро, состоящее теперь из гелия, начинает сжиматься под собственной тяжестью — гореть там уже нечему. Сжатие разогревает тонкий слой водорода сразу вокруг ядра, и он воспламеняется сам по себе.

Слоевое горение водорода даёт звезде больше энергии, чем прежнее спокойное горение в ядре, и внешние слои начинают раздуваться. Раздувшаяся оболочка охлаждается и краснеет — так звезда становится красным гигантом. У Солнца это должно начаться примерно через пять миллиардов лет, а к вершине этой стадии его радиус может вырасти в добрую сотню раз. Меркурий и Венера, скорее всего, окажутся внутри раздувшейся звезды.

Гелиевая вспышка проходит незаметно снаружи

Пока оболочка раздувается, гелиевое ядро продолжает сжиматься и нагреваться, пока при температуре около ста миллионов кельвинов не начинается новая реакция: три ядра гелия сливаются в ядро углерода. Из-за особого свойства сжатого ядра — вырожденного состояния электронного газа, которое не даёт давлению расти вместе с температурой, — эта реакция стартует почти взрывообразно: тройная гелиевая вспышка за секунды выделяет энергию, сравнимую по мощности с целой галактикой. Ни один прибор её не заметит: вся эта энергия уходит на то, чтобы снять вырождение и слегка раздвинуть ядро, а наружу, сквозь толщу звезды, ничего не пробивается. После вспышки звезда даже немного сжимается и разогревается — устойчивое горение гелия оказывается спокойнее.

Саму реакцию слияния трёх ядер гелия физики теоретически предсказали заранее: в 1954 году Фред Хойл настоял, что для объяснения обилия углерода во Вселенной у ядра углерода-12 должен существовать особый энергетический уровень, иначе реакция шла бы слишком редко. Уровень с предсказанными свойствами вскоре нашли экспериментально — редкий случай, когда астрофизика подсказала ядерным физикам, где искать.

Поверхность звезды выдаёт то, что происходит в её недрах

После истощения гелия в ядре звезда снова раздувается — на этот раз ещё сильнее, до асимптотической ветви гигантов. Здесь горение попеременно вспыхивает то в водородном, то в гелиевом слое вокруг инертного углеродно-кислородного ядра. Каждая такая тепловая вспышка перемешивает недра и выносит к поверхности свежесозданные элементы: углерод и продукты медленного захвата нейтронов — процесса, в котором ядра постепенно наращивают массу, пока в звезде хватает свободных нейтронов.

Прямое доказательство этого перемешивания дал технеций. У этого элемента нет стабильных изотопов; самый долгоживущий распадается за несколько миллионов лет — мгновение по меркам звезды. Когда в 1952 году в спектрах некоторых холодных гигантов обнаружили линии технеция, это означало, что элемент создан внутри звезды совсем недавно и почти сразу вынесен на поверхность, а не достался ей при рождении.

Одновременно с перемешиванием усиливается звёздный ветер, и звезда быстро теряет большую часть своей оболочки — облака пыли и газа расширяются вокруг неё, наблюдаемые в инфракрасном и радиодиапазоне.

Оболочка расходится туманностью, а имя ей досталось случайно

Сброшенная оболочка не гаснет мгновенно. Обнажившееся раскалённое ядро звезды, теперь очень горячее и компактное, заливает её ультрафиолетом, и газ светится — так возникает планетарная туманность. Название не имеет отношения к планетам: в конце XVIII века в слабые телескопы Уильяма Гершеля такие круглые туманные пятна напоминали диски далёких планет, и имя закрепилось.

Форма туманности редко бывает простой сферой. Кольцевая туманность M57 видна почти правильным кольцом из-за угла обзора; туманность Улитка выглядит гигантским глазом с волокнистыми краями; туманность Кошачий Глаз показывает несколько вложенных друг в друга оболочек — следы отдельных эпизодов сброса вещества с интервалом около полутора тысяч лет.

Светится туманность недолго по звёздным меркам — порядка десяти тысяч лет, а затем газ рассеивается в межзвёздном пространстве, окончательно смешиваясь с материалом будущих облаков вроде тех, что видны в главе о рождении звёзд.

Остаётся ядро размером с Землю

После того как оболочка рассеивается, обнажённое ядро остаётся звезде: белый карлик — примерно с Землю по размеру, но с массой, близкой к солнечной. Дальнейшее сжатие останавливает не тепловое давление, а квантовый эффект — давление вырожденного электронного газа: электроны, подчиняясь принципу запрета Паули, не могут занимать одинаковые состояния и сопротивляются сжатию независимо от температуры. Термоядерных реакций внутри больше нет; белый карлик просто медленно остывает — на это уйдут миллиарды, а то и триллионы лет, так что ни один белый карлик во Вселенной ещё не успел остыть полностью.

Есть и предел: индийский физик Субраманьян Чандрасекар в 1930-х годах показал, что вырожденное давление электронов способно удержать не любую массу, а не больше примерно 1,4 массы Солнца — предел Чандрасекара. Более тяжёлое вырожденное ядро продолжает сжиматься, но это уже история массивных звёзд из следующей главы.

Первым белым карликом, который удалось действительно рассмотреть, стал спутник Сириуса. По колебаниям видимого движения самого Сириуса Фридрих Бессель ещё в 1844 году предсказал существование у него невидимого спутника; в 1862 году Алван Кларк случайно разглядел эту тусклую точку, испытывая новый телескопический объектив. Десятилетиями оставалось загадкой, как настолько горячая и тусклая звезда может умещать в себе массу, сравнимую с солнечной, — пока в 1920-х годах физика вырожденного электронного газа не объяснила её плотность.