Звезда во Вселенной начинает свою жизнь в виде облака пыли и газа, называемого туманностью. Туманности - это либо остатки от взрыва после столкновения звезд, либо же результат рождения сверхновой. Туманности с давних времен замечены и наблюдаются астрономами, но до начала 21-го века о них было известно крайне мало.

Большинство туманностей - разрозненные облака из газа и космической пыли, которые плавают в межзвездном пространстве. Туманности наиболее плотные скопления частиц, которые встречаются в космосе между звездами и галактиками. Из закона о гравитационном взаимодействии тел нам известно, о том что каждая частица во Вселенной прилагает силу притяжения к другой частице. Это и происходит внутри туманностей, когда частицы начинают группироваться в межзвездном пространстве.

В силу того, что у скоплений газов есть собственная масса, неизбежно этот процесс будет развиваться, по мере того как большая масса будет обладать все большей силой гравитации. По мере уплотнения такого облака сначала образуется протозвезда, температура в ее центре неуклонно растет, пока не достигает предела, необходимого для того, чтобы скорость теплового движения частиц превысила порог, после которого протоны способны преодолеть макроскопические силы взаимного электростатического отталкивания и вступить в реакцию термоядерного синтеза.

Внутренне ядро новорожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности — наружу. Одновременно давление в центре звезды начинает расти.

Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитационного притяжения сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу (сжатию) непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. О звездах на стадии активного сжигания водорода говорят, что они находятся на «основной фазе» своего жизненного цикла или эволюции.

Наше Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного синтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиарда лет. Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она располагает, но для противодействия силам гравитационного коллапса ей приходится сжигать водород с интенсивностью, превосходящей темп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды.

Таким образом, чем массивнее звезда, тем короче время ее жизни, определяемое исчерпанием запасов водорода, и самые крупные звезды в буквальном смысле сгорают за «какие-то» десятки миллионов лет. Самые мелкие звезды, с другой стороны, «безбедно» живут сотни миллиардов лет. Так что по этой шкале наше Солнце относится к «крепким середнякам».

Но, как бы то ни было, рано или поздно, звёздное топливо кончается, и тогда маленькая звезда превращается в красного гиганта, а крупная звезда – в красного супергиганта. Эта фаза продлиться до тех пор, пока топливо не израсходуется окончательно. В этот критический момент внутреннее давление ядерной реакции ослабнет и больше не сможет уравновешивать силу гравитации, и, в результате, произойдет коллапс звезды.

Диаметр красного гиганта может достигать сотни миллионов километров. Когда наше Солнце войдёт в эту фазу, оно “проглотит” Меркурий и Венеру, а если не сможет захватить и Землю, то разогреет её до такой степени, что жизнь на нашей планете перестанет существовать.

Звезды более массивные, нежели Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций синтеза — углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в ее оболочке. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.

Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени — некоторые ученые полагают, что на это уходят считанные секунды, — свободные на протяжении всей предыдущей эволюции звезды электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля.

Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру, и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.

Если её масса составляет около 10-30 солнечных масс, и ядро не сможет поддерживать своё существование, то, после очередного коллапса, образуется быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая электромагнитные импульсы с частотой ее вращения; такие звезды называются пульсарами.

Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца, но типичный радиус нейтронной звезды составляет лишь 10—20 километров. Многие нейтронные звёзды обладают чрезвычайно высокой скоростью вращения, — до нескольких сотен оборотов в секунду.

Один кубический сантиметр вещества нейтронной звезды весил бы на Земле триста триллионов грамм, т.е. триста миллионов тонн. Если такой «кусочек» положить на землю, то он, притягиваясь к центру Земли, пройдет сквозь нее, даже не заметив ее существования.

Плотность нейтронной звезды растет с глубиной. Под слоем атмосферы толщиной всего несколько сантиметров находится жидкая металлическая оболочка толщиной несколько метров, а ниже – твердая кора километровой толщины. Вещество коры напоминает обычный металл, но гораздо плотнее. В наружной части коры это в основном железо; с глубиной в его составе увеличивается доля нейтронов. Там, где плотность слишком большая, доля нейтронов увеличивается настолько, что некоторые из них уже не входят в состав ядер, а образуют сплошную среду.

Наиболее детально исследован мощный пульсар PSR 0531 + 21, расположенный в Крабовидной туманности. Эта нейтронная звезда делает 30 оборотов в секунду. Полная мощность излучения этого пульсара в 100 000 раз выше, чем у Солнца.

Если же масса сверхновой в тридцать раз больше солнечной, то коллапс её просто уничтожит, сотрёт с лица Вселенной. Всё, что останется – участок сильнейшей гравитации, прозванный чёрной дырой. О ней поговорим в следующей части.

Небольшие звёзды Вселенной, как правило, перевоплощаются в планетарную туманность с ярким сияющим ядром, называемым белым карликом. Со временем и он остывает, превращаясь в тёмный сгусток материи – чёрного карлика.

Первая часть ЗДЕСЬ