Дальнейшее пребывание звезды на так называемой «главной последовательности», т. е. сохранение ею относительной стабильности, обусловленное равновесием между гравитацией и давлением газа, поддерживаемым энергией термоядерных реакций, зависит от массы звезды. Чем больше масса, тем больше водорода приходится расходовать звезде на поддержание своей жизни, обусловленной ядерными реакциями в её недрах. И тем быстрее эта масса водорода выгорает, образуя более яркую светимость и блеск.
Считается, что звёзды с массой в 50 раз больше солнечной живут в главной последовательности всего 3–5 миллионов лет, с массой в 10 раз меньшей – 30 миллионов, в полтора раза – 3 миллиарда, равной солнцу – 10 миллиардов, в 10 раз меньше солнца – 1 триллион лет. Дальнейшая судьба звезды, после её «гражданской смерти», т. е. выпадения из главной последовательности вследствие истощения ядерного топлива, также зависит от её массы. Если масса не превышает 1,44 массы солнца, звезда в своей эволюции проходит стадии красного гиганта – белого карлика – чёрного или бурого (коричневого) карлика. Показатель 1,44 массы солнца называется пределом Чандрасекара (индийского астрофизика) и характеризует звёзды умеренной массы.
Схождение с главной последовательности подготавливается перерождением ядра. Та «фабрика» преобразования водорода в гелий, которая поддерживает существование звезды, в конце концов преобразует водородное по преимуществу ядро звезды в гелиевое. Остатки водорода продолжают поддерживать термоядерные реакции лишь в поверхностном слое ядра. Ядро медленно сжимается, но если раньше это сжатие компенсировалось дополнительным поступлением водорода, теперь водородные ресурсы исчерпаны, и механизм саморегулирования, обеспечивавший стабильность воспроизведения порядка миллионы или миллиарды лет, перестаёт действовать. В результате гелиевое ядро всё больше разогревается, и когда температура ядра достигает ста пятидесяти миллионов градусов по Цельсию, начинается реакция превращения гелия в углерод, а затем образуются всё более тяжёлые химические элементы, в том числе и железо. По мере повышения температуры и уплотнения гелиевого ядра растёт и давление газа. Оно «расталкивает» оболочку звезды, и та начинает раздуваться. Разбухающая оболочка постепенно остывает, что создаёт колоссальную разность температур между очень горячим ядром и остывающей внешней оболочкой. Остывшая и раздувшаяся внешняя оболочка придаёт звезде красный цвет, а сама звезда превращается в красный гигант. Радиус звезды увеличивается в десятки раз, а её светимость – в сотни раз.
Красные гиганты долго не живут, всего лишь от нескольких десятков до нескольких сотен тысяч лет. Продолжающееся разогревание ядра приводит к нарастанию отчуждения между ядром и телом звезды, всё более отдаляющимся от центра. Распад красных гигантов напоминает падение империй. Вследствие роста температуры в ядре красного гиганта ядра гелия вступают в контакт с ядрами образующегося из гелия углерода. Этот контакт запускает новый вид ядерных реакций с образованием кислорода из четырёх ядер гелия. Появление кислорода подстёгивает ещё большее повышение температуры, вследствие чего образуется синтез всё большего количества ядер гелия, порождая неон, магний, кремний, серу и другие элементы, и, наконец, железо. В конечном счёте перерождающееся ядро теряет способность удерживать оболочку, она отрывается и уходит в межзвёздное пространство.
Потеряв оболочку, раскалённое ядро испускает белый свет, его объём остаётся очень небольшим, по диаметру меньше Земли. Так из красных гигантов возникают белые карлики.
При столь малых размерах масса белых карликов может быть сравнима с массой жёлтых карликов, таких, как наше солнце. Такая значительная масса такой небольшой звезды обусловливается огромной плотностью и спрессованностью вещества в ядре бывшего красного гиганта. Один кубический сантиметр такого вещества может весить более тонны. В белых карликах электроны уже не находятся на орбитах вокруг ядер атомов, а прижаты и вдавлены в них. Но несмотря на колоссальную плотность, вещество карликов представляет собой газ. Этот ионизированный газ состоит из ядер атомов, плотно прижатых друг к другу, и сдавленных электронов.
Сжиматься дальше этому газу просто некуда, вследствие чего постепенно падает температура и затухают ядерные реакции. Мобилизационная активность израсходована на предшествующих стадиях эволюции звезды, источники энергонасыщения использованы, и белому карлику остаётся лишь медленно, очень медленно затухать и охлаждаться. Остывая, белый карлик продолжает светить ещё сотни миллионов лет за счёт накопленных в нём огромных запасов тепловой энергии. Пока из межзвёздной среды попадает некоторое количество водорода, белый карлик получает ещё определённую дополнительную энергию из ядерных реакций, происходящих в окружающей его газовой среде. Но его угасание неминуемо. По мере остывания белый карлик желтеет, затем краснеет и в конечном счёте становится чёрным карликом – тёмным и холодным трупом умершей звезды.
Такая судьба ожидает солнцеподобные звёзды, т. е. те, чья масса в период нахождения в главной последовательности не превышает 1,44 массы солнца. Когда же масса звезды больше, но находится в пределах до 2,5 солнечных масс, её судьба оказывается ещё трагичнее. Большая масса периферии давит на ядро, не давая возможности расшириться и образовать красный гигант. Но и чёткое сферическое ядро, необходимое для образования белого карлика не может сохраниться под мощным давлением периферии. Раздавливая ядро, вещество звезды под действием собственной гравитации сжимается до очень малых размеров, всего от одного до нескольких десятков километров в диаметре. Плотность же звезды возрастает настолько, что вес одного кубического сантиметра оказывается не меньше миллиарда тонн. Так возникает нейтронная звезда, вещество которой состоит из придавленных друг к другу нейтронов (отсюда – и её название). Быстрое сжатие приводит к сильному разогреванию нейтронных звёзд, но когда сжатие прекращается вследствие наиболее плотной «упаковки» нейтронов, начинается интенсивное охлаждение. В нейтронных звёздах такая «упаковка» становится возможной именно потому, что в период быстрого сжатия раздавливаются орбиты электронов, они поглощаются «оголёнными» ядрами, а такое поглощение нейтрализует положительно заряженные частицы ядер – протоны. Протоны превращаются в нейтроны и не мешают своими электромагнитными зарядами сдавливать ядра атомов так, чтобы они наиболее тесно были прижаты друг к другу. Ведь электромагнитное взаимодействие «сильнее» гравитационного, и отталкивание одноимённых зарядов не позволило бы спрессовать материю до такой степени, как это происходит в нейтронных звёздах.
Быстрое сжатие до очень малых размеров при сохранении очень большой массы вызывает и ещё один поразительный эффект – чрезвычайно быстрое вращение нейтронных звёзд вокруг своей оси. Соответственно возникает пульсация излучений, которая позволила отождествить некоторые из них с пульсарами – источниками пульсирующих радиосигналов, исходящих из Космоса. Пульсары представляют собой нейтронные звёзды с чрезвычайно сильным магнитным полем, которое, подобно ротору в наших устройствах переменного тока, создаёт мощные электрические поля. При этом заряженные частицы, накопившиеся на поверхности звезды, разгоняются до очень высоких скоростей, как это происходит и в земных ускорителях, где тоже используются магниты, расположенные по кольцу большого диаметра. Соответственно во всех направлениях излучаются радиоволны, которые улавливаются нашими радиотелескопами и некоторое время принимались за нерасшифрованные радиосообщения наших собратьев по разуму.
Но пульсары испускают не только радиоволны, но и рентгеновские излучения, гамма-лучи и видимый свет, т. е. действуют в различных диапазонах электромагнитных колебаний. Вращение нейтронных звёзд – пульсаров создаёт периодические скачки излучения в узком конусе по направлению магнитных осей, которое и определяется как импульсное излучение, или пульсация излучений. Частота этих пульсаций может составлять несколько раз в секунду или один раз в несколько секунд в зависимости от скорости вращения пульсара. В настоящее время обнаруженных в окружающем нас Космосе пульсаров насчитывается всего около трёхсот. Но по оценкам ряда учёных их должно быть около 700 тысяч только в нашей Галактике. Так заканчивается жизнь звёзд главной последовательности с массами от предела Чандрасекара (1,44 массы солнца) до предела в 2,5 массы солнца.
Звёзды более массивные ожидает ещё более суровая катастрофа в конце их бурной, горячей и ослепительно светлой жизни. Они или взрываются от избытка собственной энергии, наблюдаясь нами в виде новых или сверхновых звёзд, или испытывают коллапс от избытка своей массы, прорывая пространство-время Метагалактики и превращаясь в чёрные дыры.
Взрывающиеся по окончании своего срока жизни массивные звёзды получили название новых или сверхновых звёзд. «Новыми» называли взрывающиеся звёзды астрономы в те времена, когда техника наблюдений не позволяла определить, что это не новые, а прожившие свою жизнь в главной последовательности звёзды, которые только кажутся новообразованными вследствие своих чрезвычайно ярких и привлекающих внимание вспышек. Новыми являются не сами звёзды, а взрывы, которые делают их заметными для наблюдателей. Вспышки «новых» происходят со звёздами вследствие их бурного сжатия под действием собственной массы и образования неустойчивости по самым различным причинам. Вспышки возникают, как правило, у горячих звёзд, о чём свидетельствует их белый цвет (они раскалены не докрасна, а добела).
Ничем ранее не выделявшаяся из общей массы белая звезда внезапно «разгорается» и её блеск увеличивается в десятки тысяч раз. Такой сильный блеск сохраняется, как правило, не более суток, после чего начинает угасать. Угасание может происходить плавно или рывками, в течение нескольких лет, по прошествии которых звёзда приобретают блеск, сходный с тем, который был ей присущ до вспышки.