Однако наиболее вероятным исходом редкого столкновения двух белых карликов является не вспышка сверхновой, а образование звезды странного нового типа. Большинство белых карликов происходят от звезд низкой массы и практически полностью состоят из гелия. В результате столкновения двух таких типичных белых карликов образуется звездный объект несколько большего размера, состоящий из гелия. Если масса итогового продукта столкновения превышает 0,3 массы Солнца, гелий в его недрах, в принципе, может воспламениться. Такие звезды способны переплавлять гелий в более тяжелые элементы точно так же, как и развитые (старые) звезды с более высокой массой (что мы уже описывали в предыдущей главе). Однако чтобы звезда начала сжигать гелий, столкновение должно наделить ее достаточно большой тепловой энергией, что весьма напоминает обыденную для нас ситуацию, когда мы используем теплоту горящей спички, чтобы поджечь лист бумаги. Если температура звезды недостаточно высока, чтобы сжигать гелий, она сожмется и превратится в очередного белого карлика, блуждающего по Галактике в ожидании либо нового столкновения, либо изгнания в межгалактическое пространство.
По сравнению с их обыкновенными двойниками, существующими за счет горения водорода, эти звезды, сжигающие гелий, горячее, ярче, плотнее и живут куда меньше. Радиус типичной звезды, масса которой равна половине солнечной, в десять раз меньше радиуса Солнца, а ее светимость в десять раз больше. Поверхность такой звезды невероятно горяча: ее температура равна 35000 градусов Кельвина, что примерно в шесть раз превышает температуру поверхности Солнца. В ядре звезды условия еще более экстремальные: температура в сто миллионов (108) градусов и плотность почти в 10 000 граммов на кубический сантиметр. Эти звезды живут всего несколько сотен миллионов лет — долгий период по человеческим меркам, но всего лишь мгновение по сравнению с продолжительным временем их образования. Даже если вокруг этих звезд образуются планетарные системы, они, судя по всему, не успеют увидеть развития на них сложной жизни в силу краткости своего существования. Если провести экстраполяцию по времени, которое потребовалось для развития сложных форм жизни на Земле, жизнь в этих системах вряд ли поднимется выше самых примитивных форм, представленных вирусами и одноклеточной биотой.
При столкновении несколько более тяжелых белых карликов может возникнуть звезда другого странного типа. Если масса продукта столкновения превысит 0,9 массы Солнца, но не достигнет предела Чандрасекара (в силу чего не взорвется), новый объект, в принципе, сможет поддерживать в своем ядре синтез углерода. Звезда, которая сжигает углерод, имеет еще более экзотические свойства, чем звезда, сжигающая гелий. Углеродная звезда с массой, равной солнечной, примерно в тысячу раз ярче Солнца, а ее поверхность кипит 140 000 градусами Кельвина. По звездным меркам радиус такая звезда имеет крошечный — чуть больше радиуса Земли. В ядре звезды температура приближается к миллиарду градусов, а его плотность в сто тысяч раз превышает плотность камня. Эти ярко горящие свечи живут всего миллион лет. Любые сопутствующие им планеты все еще будут находиться на самых ранних стадиях формирования, когда звезда истощит запасы своего ядерного топлива и погаснет. Вряд ли за это время сможет развиться хотя бы самая примитивная биосфера.
Аннигиляция темной материи
Гало галактик состоят главным образом из темной материи, большая часть которой, видимо, существует в виде частиц небарионного вещества. Вспомним, что барионное вещество состоит, главным образом, из протонов и нейтронов, вследствие чего оно составляет большую часть того, что мы считаем обычным веществом. Как мы уже говорили в первой главе, современные астрономы полагают, что большая доля массы Вселенной должна приходиться на небарионное вещество. Причем считается, что значительное количество этой необычной материи находится в галактических гало.
Один из кандидатов на роль темной материи получил название слабо взаимодействующих массивных частиц. Эти довольно странные частицы, масса которых в десять-сто раз превышает массу протона, взаимодействуют только посредством слабого ядерного взаимодействия и гравитации. Они не несут электрического заряда, вследствие чего безразличны к действию электромагнитной силы. Они также не восприимчивы к сильному взаимодействию, в силу чего не связываются друг с другом и не образуют ядер. Поскольку эти частицы взаимодействуют очень слабо, в рассеянных областях типа гало галактик они могут жить очень долго. В частности, они могут прожить куда дольше современного возраста Вселенной. Однако по истечении достаточно продолжительных промежутков времени эти частицы взаимодействуют с обычным веществом, что приводит к их взаимной аннигиляции.