Для маленькой массивной звезды, такой как Солнце, явления, происходящие после сгорания гелия напоминают явления, которые следуют за окончанием сгорания водорода.
В центре звезды ядерные реакции постепенно трансформируют гелий и заменяют его кислородом, углеродом и некоторыми другими элементами. Наступает момент, когда количество гелия уже не достаточно для поддержания ядерных реакций.
Гелиевая оболочка плавится
Процесс сжатия ядра вызывает сжатие внутренней части оболочки, богатой гелием. Условия, необходимые для запуска плавления последнего, выполнены и при сгорании появляется новая оболочка.
Структура звезды становится более сложной. В центре находится ядро из углерода и потухшего кислорода, окруженное оболочкой из расплавленного гелия, которая сама находится внутри слоя расплавленного водорода. Все погружено в огромную водородную оболочку, на которую не влияют ядерные реакции, потому что она слишком холодная. Эта оболочка будет продолжать расширяться под действием потока энергии из гелиевой оболочки.
Массовые выбросы
Эта фаза жизни звезды будет очень беспокойной. В гелиевой оболочке появляется неустойчивость, что вызывает пульсацию звезды. При каждом из этих колебаний часть оболочки отрывается и выбрасывается. Звезда начнёт постепенно терять большое количество материала, в некоторых случаях большую долю от её общей массы.
Последовательные выбросы оставляют ядро практически без оболочки. Поскольку ядро очень горячее, оно испускает очень интенсивно ультрафиолетовые фотоны, которые ионизируют газ в оторванной оболочке. Оболочка, в свою очередь, переизлучает энергию, полученную в виде фотонов с большей длиной волны, в частности в видимом диапазоне.
Планетарные туманности
Вся звезда светится и выглядит как сияющее ядро, окруженное огромной светящейся оболочкой. Эта фаза продлится около 50 000 лет, пока газ не рассеется и, наконец, не станет слишком слабым, чтобы быть видимым.
Выброс осуществляется симметрично вокруг звезды, звезда кажется сферической и ее можно спутать с планетой, если использовать слабый инструмент наблюдения. По этой причине астрономы дали этой фазе название планетарной туманности. Было обнаружено более тысячи таких тел, но их общее количество в нашей галактике оценивается в десятки тысяч.
Ядро звезды с «истекшим сроком службы» только что погасло и по существу состоит из углерода и кислорода. Поскольку ядерных реакций больше не происходит , внутреннее давление, которое ранее стабилизировало звезду, теряет мощность и больше не может выполнять свою задачу. Звезда начинает разрушаться под действием собственного веса, ее размеры уменьшаются, а плотность начинает увеличиваться.
Белые карлики
Наступает момент, когда плотность становится настолько высока, что в игру вступает принцип неопределенности. Из-за сжатия материала каждый электрон находится в крошечном пространстве, и поэтому его положение очень хорошо определено. Но, согласно квантовой механике, следствием является большая неопределенность относительно скорости частицы.
Таким образом, электроны подвержены очень быстрыми движениями и их возбуждение порождает новый тип силы давления, чисто квантового происхождения, называемого давлением вырождения. Это противостоит коллапсу звезды и восстанавливает равновесие с силой тяжести. Звезда становится белым карликом.
Из-за высокого сжатия материала белый карлик намного меньше и плотнее, чем обычная звезда. Средний диаметр его составляет порядка 10 000 километров - такой же, как у Земли, но своей массой он соизмерим с Солнцем. Плотность достигает феноменального значения - около одной тонны на кубический сантиметр материала. Столовая ложка материала белого карлика весит несколько тонн.
Небольшой размер белого карлика ответственен за очень низкую яркость. По этой причине белые карлики образуют группу отдельно на диаграмме Герцшпрунга - Рассела под основной последовательностью.
Сириус Б
Поскольку они не очень яркие, белых карликов очень трудно обнаружить, кроме тех, которые находятся вблизи Солнца. В 1844 году немецкий астроном Фридрих Бессель понял, что самая яркая звезда ночного неба, Сириус, не была идеально зафиксирована на небе, а слегка колебалась. Он объяснил этот эффект наличием другой звезды, не очень светящейся, гравитационное притяжение которой повлияло на движение Сириуса.
Только в 1862 году американец Алван Кларк, с лучшими средствами наблюдения, смог сфотографировать этого спутника, Сириуса Б. Это был первый первого белый карлик, которого сфотографировали. С тех пор было обнаружено около 500 тел этого типа, что очень мало по сравнению с общим их числом в нашей Галактике, которое оценивается примерно в десять миллиардов.
Длинная жизнь белого карлика
Как только Солнце станет белым карликом, его жизнь будет отмечена лишь несколькими незначительными изменениями. Поскольку у звезды больше нет источника энергии, ее температура и яркость падают. Цвет меняется с белого на красный, а затем, через несколько миллиардов лет, свет будет излучаться очень слабо в видимом диапазоне. Звезда становится черным карликом.
Внутренняя структура звезды также меняется со временем. После начального коллапса частицы становятся очень энергичны, ионы углерода и кислорода могут свободно двигаться. Но с падением температуры эти ионы теряют свою свободу и им удается сформировать кристаллическую решетку. Электроны, с другой стороны, продолжают свободно двигаться со скоростью, близкой к скорости света.
Размер звезды больше не меняется, потому что давление вырождения не зависит от температуры и может поддерживать звезду вечно.
Граница Чандрасекара
Белые карлики не одинаковы в своём размере. Чем массивнее карлик, тем больше его давление и плотность, необходимые для противостояния гравитации и тем меньше конечный размер.
Но давление вырождения электронов не может поддерживать сколь угодно большую массу. В 1930-х годах индийский астрофизик Субрахманян Чандрасекхар теоретически продемонстрировал, что они способны противостоять коллапсу только в том случае, если их масса была в 1,4 раза меньше массы Солнца.
Принимая во внимание потери вещества от звездного ветра, это означает, что обычная звезда в главной последовательности может достичь стадии белого карлика, только если ее масса до своего окончательного коллапса меньше примерно в восемь раз чем у Солнца.
Массоперенос между звездами
У белых карликов может возникнуть явление , называемое эффектом сверхновой. Это происходит, когда вторая звезда пары достигает стадии красного гиганта и её оболочка начинает расширяться. Если звёзды в паре располагаются близко друг к другу, то, внешние слои красного гиганта находятся достаточно близко к белому карлику, чтобы быть привлеченным им.
Происходит массоперенос, и часть водорода красного гиганта образует круг вещества вокруг белого карлика, который называется аккреционным диском. Затем под действием внутренних сил трения газ диска будет постепенно падать на карлика и образовывать водородный слой, который становится все более плотным и горячим.
Слияние водорода
Когда температура достигает десятков миллионов градусов, запускаются реакции синтеза водорода. На поверхности звезды происходит огромный взрыв. Слои водорода изгоняются с невероятной силой. Яркость двойной звезды умножается за несколько дней на коэффициент от 10000 до миллиона, в зависимости от количества накопленного водорода.
Для восстановления ситуации требуется несколько месяцев. Несмотря на силу взрыва, белый карлик не слишком подвержен влиянию, и накопление водорода иногда возобновляется до нового взрыва, по истечении периода от столетия до десятков тысяч лет.
Объяснение, представленное выше, объясняет большинство новых, но также был обнаружен более конкретный случай: красная новая. Например, звезда V838 Monocerotis в созвездии Единорога. В 2002 году произошло резкое увеличение яркости. Поначалу астрономы считали ее обычной новой, но необычное увеличение ее яркости в инфракрасном диапазоне спустя несколько месяцев привело к появлению другого явления, называемого красной новой.
Звезды, которые демонстрируют такое поведение, являются редкими, и происхождение явления еще не ясно установлено, но самое популярное объяснение включает слияние двух звезд.