У передсмертній агонії вмираюча зірка може викинути в космос величезну кількість речовини у вигляді газу. Ці гази можна іноді спостерігати як планетарні туманності. Такою є кільцеподібна туманність у сузір'ї Ліри. Туманність у сузір'ї Лебедя — це теж залишки наднової.

Від зірки після її смерті залишається вигоріла серцевина. Якщо маса зірки була невеликою (наприклад, як у Сонця), то ця серцевина продовжуватиме стискатися доти, доки якісь сили не перешкодять подальшому стисненню. На цьому етапі зірка стає дуже гарячою і маленькою. Так утворюється білий карлик.

У результаті численних і копітких обчислень, що проводилися з початку 1960-х років, удалося вибудувати життєвий шлях зірки типу Сонця як рух точки, що зображує цю зірку, по діаграмі Герцшпрунга — Рассела. Первісне стиснення протозірки призводить до швидкого падіння світності в міру зменшення її розмірів. Це супроводжується збільшенням поверхневої температури внаслідок розігрівання атмосфери зірки. Коли в центрі зірки починається "спалювання" водню, точка, що зображує зірку, зупиняється на головній послідовності й залишається там протягом близько 10 мільярдів років. Перехід в область червоних гігантів відбувається також дуже швидко. Коли ж включається "спалювання" гелію, точка залишається у верхньому правому куті діаграми на кілька сотень мільйонів років. Потім зірка стає нестійкою, точка знову рухається по діаграмі й, нарешті, усе закінчується на білому карлику. Білі карлики — це померлі зірки. Вони слабо світять й остигають. Точка на діаграмі, яка зображує білий карлик, повільно сповзає по кривій вниз і вправо.

Слід звернути особливу увагу на кілька важливих чинників зоряної еволюції. По-перше, наймасивніші зірки головної послідовності — це разом із тим і найяскравіші зірки. Вони яскраві тому, що водень у них "спалюється" в шаленому темпі. Незважаючи на велику масу й, відповідно, величезні запаси пального, водень у серцевині таких зірок виснажується дуже швидко. Інакше кажучи, наймасивніші зірки й еволюціонують швидше від усіх інших зірок. По-друге, дослідження планетарних туманностей і залишків наднових свідчить, що наймасивніші зірки можуть викидати в космос частину своєї речовини. І, нарешті, астрофізики твердо впевнені в існуванні чіткої верхньої межі маси білого карлика. Білий карлик повинен мати масу, меншу ніж 1,25 маси Сонця. Якщо ж маса зірки більша, то наприкінці еволюції вона може стати нейтронною зорею або чорною діркою.

Білі карлики

Природа білих карликів як "мертвих зірок" стала достатньо зрозумілою після опублікування роботи Чандрасекара на початку 1930-х років. Та термоядерна "пічка", що підтримує структуру звичайних зірок, не може забезпечити стійкість зовнішніх шарів білого карлика з тієї причини, що в них уже вичерпане все пальне. Для розуміння того механізму, що підтримує структуру білого карлика, розглянемо речовину в серцевині зірки, яка перебуває у стані колапсу. З часом зірка зазнає все більшого стиснення, тиск і густина стають настільки великими, що всі атоми повністю "роздавлюються". У результаті з'являється безліч вільних електронів, в яких "плавають ядра". Кожному електрону властивий спін, унаслідок чого його поведінка підпорядковується важливому закону природи під назвою принципу заборони Паулі. Відповідно до цієї заборони два електрони одночасно не можуть займати одне і те ж місце, якщо їхні швидкості й спіни однакові. Коли умираюча зірка стискається, то електрони також зазнають такого сильного стиснення, що, зрештою, заповнюються всі вакансії можливого розташуванняй швидкостей електронів. Як тільки це відбулося, електрони починають з великою силою впливати один на одного, протидіючи подальшому стисненню умираючої зірки. Таким чином, виникає тиск вироджених електронів, який запобігає необмеженому стисненню (колапсу) білого карлика.

Білі карлики відомі астрономам уже протягом багатьох років. Вони настільки звичні, щодо недавніх пір вважалися кінцевим станом усіх умираючих зірок.

Виконавши детальні розрахунки структури білих карликів, Чандрасекар зробив цікаве відкриття: для маси як найважливішої фізичної характеристики білих карликів існує строга верхня межа. Тиск вироджених електронів здатний підтримувати речовину мертвої зірки лише в тому випадку, якщо її маса не перевищує 1,25 маси Сонця. Якщо ж маса вмираючої зірки істотно перевищує 1,25 сонячної, то навіть могутніх сил взаємодії між виродженими електронами недостатньо для того, щоб протистояти нищівному тиску верхніх шарів зірки. Ця критична межа маси — 1,25 маси Сонця — називається межею Чандрасекара.

Список використаної літератури

1. Абачиеп С. К. Концепции современного естествознания (в 2-х частях). Балашиха. - 1988. - I ч.: 150 с, II ч.: 190 с.

2. Ампер А. Электродинамика. М.: ИЛ. — 1954. — 369 с.

3. Античная цивилизация. — М.: Наука. — 1973. — 269 с.

4. Аристотель. Соч. В 4-х тт. Т. 4. - М.: Мысль. - 1983. - 828 с.