ВЪВЕДЕНИЕ

След стадия на Главната последователност за звездите настъпват крайните стадии от живота им. В зависимост от масата всяка звезда поема по различен път. Докато накрая завърши като бяло джудже, неутронна звезда или черна дупка.

Звездна еволюция: крайни стадии

Когато звездата изгори всичкия водород в ядрото си, ядрените реакции спират. Няма откъде да се получи нагряване на звездата, което да поддържа равновесието и ядрото на звездата започва да се свива и да става по-горещо. Външните слоеве обаче стават по-хладни и се разширяват и така трансформират звездата в червен гигант. 

На Фиг. 7 е дадено сравнение в размерите на Слънцето като нормална звезда сега и какъв размер ще има, когато стане червен гигант – разликата е огромна.

Червен гигант

Ако звездата е достатъчно масивна, колапсиращото ядро може да стане достатъчно горещо, за да поддържа по-екзотични ядрени реакции, в които ‘гори’ хелият и така да се произведат по-тежки елементи чак до желязото. Тогава червеният гигант ще се свие и звездата ще изглежда отново ‘нормална’. Обаче такива реакции предлагат само временна отсрочка. Те няма да продължат дълго, защото хелият се изчерпва много бързо и звездата отново ще се превърне в червен гигант.

Бяло джудже

За звезда, подобна на нашето Слънце, след този етап вече няма кой да поддържа ядрените реакции, така че центърът на звездата ще колапсира и свивайки се, тя може да добие размерите на Земята, но с маса колкото Слънцето! Такъв много плътен обект се нарича бяло джудже. Едно парченце от бяло джудже с размера на мобилен телефон ще тежи колкото слон на Земята! 

Белите джуджета, които приблизително са с размерите на Земята, но с масата на звезда, учудват астрономите – защо процесът на колапс не продължава? Каква сила поддържа масата на ядрото? Квантовата механика предлага обяснение. Налягането на бързо движещите се електрони поддържа звездата да не колапсира. Колкото е по-масивно ядрото, толкова по-плътно е бялото джудже, което се формира. Така че колкото е по-малко джуджето по диаметър, толкова е по-голяма масата му. Тези парадоксални звезди всъщност са много чести – и нашето Слънце ще стане бяло джудже след милиарди години. Такава звезда е и Сириус B – спътникът на най- ярката звезда на нашето небе.

При хелиевото горене в ядрата на червените гиганти се пораждат топлинни импулси, които издухват външните обвивки на звездите в околозвездното пространство. Това може да доведе до изхвърляне на повече от половината звездна маса. В резултат около звездата се създава разширяваща се газова обвивка, наречена планетарна мъглявина. Планетарните мъглявини нямат нищо общо с планетите – те просто изглеждат като тях в малки телескопи, откъдето е и името им! 

На Фиг. 8 е показана типичната планетарна мъглявина М57 с бялото джудже в центъра ѝ. Този етап не продължава дълго – планетарната мъглявина се разсейва в околната междузвездна среда за около 100 000 години, обогатявайки я с по-тежки елементи.

Звездите, които са по-масивни от 8 слънчеви маси, могат да поддържат равновесие малко по-дълго, защото ядрата им могат да се нагряват до по-високи температури и да запалят ‘по-екзотични’ ядрени реакции – като неон, кислород, силиций, завършвайки дори с желязно ядро. Когато звездата в стадия на червения гигант също е била по-масивна, тя се нарича червенсвръхгигант. А след стадия на свръхгигант следва зрелищен взрив, наречен избухване на свръхнова. При експлозията се отделя голямо количество вещество от външните слоеве на звездата и в пространството около нея се образуват бързо разширяващи се газови обвивки, наречени остатъци от свръхнова. На Фиг. 9 е показан остатък от свръхновата от 1054 г. във видимата област – известната Ракообразна мъглявина в съзвездието Бик.

Неутронна звезда

Понеже звездата е била много масивна, масата на звездния остатък е повече от 1.4 слънчеви маси и той не може да остане бяло джудже – налягането на изродения електронен газ не може да удържи гравитационния колапс и той продължава като звездата продължава да се свива. При това се разрушават не само атомите, но и ядрата на атомите – получават се свободни протони и неутрони и звездата се превръща в неутронна звезда. Плътността на неутронната звезда е около 1018 kg/m3 , което я прави изключително плътен обект. Размерите на такива звезди не надвишават 10- 30 km. Това е размерът на голям град. Представете си звезди с размера на Слънцето да се вместят в границите да кажем на Лондон!

Черна дупка

Когато масата на звездния остатък е по-голяма от 3 слънчеви маси, дори налягането на неутронния газ не може да спре гравитационния колапс и той продължава. това води до обект с неограничено висока плътност и неограничено малки размери – до т.нар. черна дупка. Поради огромната гравитационна сила изкривяването на пространството става много голямо и при размер от около 5 km, пространството се ‘затваря в себе си’ и дори светлината не може да го напусне. Така обектът става невидим. Единственият начин за индикация на такъв обект е от пространството около него – падащото по спирала вещество към черната дупка се ускорява и нагорещява толкова, че се излъчват кванти с много висока енергия – рентгенови и гама лъчи, които се регистрират. Счита се, че такъв обект е мощният рентгенов източник Лебед Х-1.