Когда плотность ядра приближается к 1014 граммам на кубический сантиметр, свободные электроны и протоны объединяются, образуя нейтроны и нейтрино. Этот густой нейтронный туман напоминает одиночное гигантское ядро. По мере дальнейшего развития коллапса этот гигантский нейтронный шар обычно достигает состояния максимальной плотности, а потом снова расширяется Это расширение посылает через звезду невероятно мощную взрывную волну.
Коллапс железного ядра массивной звезды, за которым следуют расширение при ядерных плотностях и вызванная им взрывная волна, называется сверхновой. Во многих случаях взрывная волна настолько сильна, что разрывает наружные слои звезды на части. Тяжелые элементы (включая золото, свинец и уран) синтезируются во время самого взрыва, а различные элементы, образованные на более ранних стадиях ядерного горения, вновь возвращаются в межзвездную среду.
В центре вспышки сверхновой может сохраниться плотное ядро, состоящее из нейтронов, — так называемая нейтронная звезда. Или же, если ядро в несколько раз превышает массу Солнца, оно может коллапсировать в черную дыру. Образование черной дыры является решительной победой гравитации в ее непрерывной борьбе с термодинамикой и производством энтропии. Однако существует и еще одна возможность. Если достаточно массивная звезда претерпит сильный взрыв, в результате которого будет исторгнуто много звездного вещества, то от этой звезды не останется ничего. Такой вариант развития событий является безоговорочной победой энтропии.
Вспышки сверхновых — самое драматическое событие звездной эволюции. На короткое мгновение, в момент коллапса железного ядра, колоссальные температуры и плотности в центре звезды возвращаются к условиям, которые преобладали в первые мгновения существования первичной Вселенной. Соответственно, вспышка сверхновой сопровождается впечатляющим выбросом энергии. На одну-единственную секунду количество энергии, произведенное сверхновой, конкурирует с полной энергией, испущенной всеми звездами нашей видимой Вселенной На протяжении нескольких дней после вспышки сверхновой ее остаточное свечение сохраняется таким же ярким, как и свечение галактики, которую умирающая звезда считала своим домом.
Судьба звезд с низкой массой
Один астроном, работавший в Обсерватории Южно-Африканской республики в Йоханнесбурге в 1916 году, сообщил об открытии тусклой звезды в южном созвездии Центавра. Эта (во всех других отношениях ничем не примечательная) звезда, слишком тусклая, чтобы ее можно было увидеть невооруженным глазом, привлекла его внимание, потому что медленно изменяла свое положение по отношению к другим звездам, находящимся в той же части неба. Это движение указывало на то, что данная звезда вполне может быть близким соседом Солнца, и в 1917 году это предположение получило экспериментальное подтверждение. Оказалось, что расстояние до этой звезды составляет всего 4,3 световых лет: она находилась ближе к Солнцу, чем любая другая известная звезда. Ее чрезвычайная тусклость, несмотря на столь близкое расположение, в сущности, придавала ей статус наименее светящейся звезды, известной астрономии на тот момент. Сейчас мы знаем, что Проксима Центавра, как ее впоследствии назвали, — это всего лишь один из миллиардов красных карликов, населяющих нашу Вселенную.
На сегодняшний день эти красные карлики — самые распространенные звезды, и от Солнца они отличаются в нескольких отношениях. Масса Проксимы составляет около пятнадцати процентов солнечной, ее средняя плотность в несколько раз превышает плотность свинца, а мощность ее излучения — в четыреста раз слабее, чем у нашего Солнца. Но даже это весьма скромное количество энергии с трудом отделяется от плотных недр звезды. Центр Проксимы настолько непроницаем, что излучение не может эффективно перенести всю энергию, вырабатываемую в ходе синтеза, на поверхность звезды. Чтобы донести свой слабый свет до поверхности, Проксиме приходится прибегать к конвекции — процессу, в ходе которого турбулентное движение звездного газа физически уносит энергию от центра звезды. В обыденной жизни конвекцию можно наблюдать в кастрюле с водой, нагреваемой на плите. Горячая вода закипает вблизи центра кастрюли, отдает часть своего тепла и возвращается на дно. Это взбалтывание и перемешивание воды весьма напоминает конвекционные движения, благодаря которым в звездах с низкой массой осуществляется перенос энергии.