Звезды живут миллиарды лет и могут показаться бессмертными. Но во Вселенной нет ничего вечного, и их существованию рано или поздно придет конец.
Продолжительность жизни напрямую определяется размерами звезд. Менее массивные, например, белые карлики, живут дольше и угасают спокойно, в то время как очень тяжелые светила нередко вспыхивают сверхновыми. У звезд среднего калибра судьба может сложиться по-разному. Одни из них гаснут, другие взрываются. И очень часто это зависит от очень любопытного «каннибальского» процесса, происходящего у них внутри.
Первую часть своей жизни звезды перерабатывают водород в более тяжелые элементы. Исчерпав это топливо, они начинают умирать. Для звезд главной последовательности, имеющих массу до восьми солнечных, это относительно спокойный процесс. У них в ядрах нет давления и температуры, достаточных для синтеза элементов тяжелее водорода. Поэтому с исчерпанием Н2 эта деятельность останавливается. Ядро схлопывается, образуя белый карлик - звезду той же массы, что и оригинал, только «сплющенную» до размера Земли. Это объект очень высокой плотности, который мог бы сжаться ещё значительнее, если бы не быстро движущиеся электроны, отталкивающиеся друг от друга и создающие силу, поддерживающую внешние слои светила. Благодаря этому белый карлик сохраняет стабильность и остывает в течение миллиардов лет.
Если же звезда массивнее Солнца как минимум в 10 раз, её гибель происходит сложнее и гораздо более драматично. Давление и температура в ядре тут больше, благодаря чему становится возможной выработка более тяжелых элементов. Первым идёт гелий, затем подключаются все более тяжелые элементы периодической таблицы, и это продолжается вплоть до железа. В этот момент все меняется. Если другие реакции синтеза высвобождают энергию, то феррум фактически поглощает ее. Связано это с невероятной стабильностью атомной структуры железа, для преодоления которой требуется огромное количество энергии. Потеряв подпитку, ядро звезды схлопывается, за долю секунды уменьшаясь с 8000 километров в диаметре до всего лишь двадцати. Это приводит к увеличению температуры звезды примерно до 100 миллиардов градусов по Цельсию. Её внешние слои также коллапсируют, однако тут же «отскакивают» вновь. В результате рождается очень яркая сверхновая.
Что происходит с «промежуточными» светилами массой от восьми до десяти солнечных? Здесь всё немного запутаннее. Они могут превратиться как в белых карликов, так и завершить своё существование довольно экзотическим образом. Внутри их ядер начинаются странные химические процессы, в ходе которых звезда поглощает свои собственные электроны. Дело в том, что здесь недостаточно жара для образования железа, но ядра вполне способны насытиться неоном и магнием. В этот момент здесь присутствует достаточное количество свободных электронов, поддерживающих внешние слои, как у белых карликов. И как только ядро достигает массы примерно в 1.4 раза солнечной, или так называемого «предела Чандрасекара», запускается новый процесс.
Неон и магний захватывают и поглощают свободные электроны. Это может показаться странным для тех, кто знаком с поведением инертного газа здесь, на Земле, где он как раз отличается своим нежеланием взаимодействовать с чем бы то ни было. Электронные оболочки, окружающие его атомное ядро, заполнены, поэтому неону нет смысла объединяться с другими элементами для завершения своей структуры. Благодаря этому он сверхстабилен. Однако внутри умирающих звезд он использует окружающие электроны для полного переформатирования, а не для заполнения свободных «ячеек». В этих ядрах температуры и давления достаточно для начала процесса захвата. Это что-то вроде радиоактивного распада, когда протоны в ядрах атомов забирают находящиеся поблизости электроны и становятся нейтронами.
Атом неона, в котором изначально находится 10 протонов и 10 нейтронов, меняет соотношение на 9-11 в пользу последних. То есть фактически он превращается в одну из форм фтора! Этот процесс приводит к уменьшению в ядре концентрации электронов, которые, как мы помним, поддерживают внешние слои звезды. В результате ядро начинает разрушаться, генерируя давление и обеспечивая энергию для синтеза более тяжелых элементов. Это приводит к увеличению количества тепла, которое позволяет протонам вырываться из вновь образованных атомов, поглощая ещё больше электронов. Возникает цепная реакция, провоцирующая коллапс ядра. Относительно легкая звезда взрывается сверхновой. То есть, по сути, она гибнет, пожирая себя изнутри. Возможно, кстати, что человечество уже было свидетелем одного подобного катаклизма. Согласно некоторым исследованиям, именно такой сверхновой была та, что взорвалась в 1054 году и образовала знаменитую Крабовидную туманность.