Как и ранняя, инфляционная стадия эволюции Вселенной, «детство» звезды весьма скоротечно. Тяжелые звезды рождаются гораздо быстрее легких. Например, нашему Солнцу потребовалось примерно 30 млн лет, а звезды, втрое превосходящие его по массе, стабилизируются всего за 100 тыс. лет. А вот у красных карликов, масса которых на порядок меньше солнечной, замедленное развитие: процесс растягивается на время порядка сотен миллионов лет. Но и живут такие звезды намного дольше: масса звезды не только определяет обстоятельства ее появления на свет и первые шаги, но и накладывает отпечаток на все последующее ее существование.

Любая звезда представляет собой большой саморегулирующийся ядерный реактор, обеспечивающий длительное и стабильное производство энергии. Имей мы такой, энергетическая проблема была бы окончательно решена! В составе звезды много водорода. Она его, собственно, и сжигает всю свою жизнь. Водород превращается в гелий, а тот, в свою очередь, во все более тяжелые элементы. Например, наше Солнце, дай ему Бог здоровья, прожило на свете около 5 млрд лет, и все еще содержит больше 80 % водорода. Время жизни звезды на главной последовательности (то есть время ее «спокойной» жизни) зависит, в первую очередь, от ее начальной массы. И тут мы все можем быть спокойны: нашему Солнцу предстоит жизнь долгая и размеренная — не меньше той, что оно уже просуществовало. Доктора (только не медики, а физики и астрономы) дают не меньше 5 млрд лет.

Итак, с описанной только что точки зрения, любая звезда — это раскаленный плазменный шар. Бушующие в ее недрах термоядерные реакции играют двоякую роль: во-первых, поддерживают давление и температуру, чтобы звезда не схлопнулась под действием собственной гравитации, как завещал великий Эйнштейн, а во-вторых, снабжают ее тяжелыми элементами. Накопление тяжелых элементов (а без них невозможно возникновение планет земного типа и, по-видимому, жизни) наиболее активно происходит в массивных звездах.

И тут опять спасибо нашему Солнцу! Не случайно на протяжении всей своей истории люди поют ему дифирамбы. Расход водородного топлива, поддерживающий термоядерные реакции синтеза в недрах, неодинаков у разных звезд. Звезды, сравнимые с Солнцем по массе, живут весьма экономно, поэтому запасов водорода им хватит надолго. Красные карлики еще более бережливы. Поэтому и проживут вдвое, а то и втрое-вчетверо дольше даже Солнца. А вот массивные звезды — другое дело: они сжигают свое ядерное водородное топливо весьма расточительно. Поэтому самые тяжелые из них будут находиться на главной последовательности лишь несколько миллионов лет. Что ж, неумеренная жизнь в молодости приводит к ранней старости…

А что такое звездная старость? Это когда выгорает почти весь водород в ядре. Что же происходит тогда? Ядро звезды начинает съеживаться, а его температура стремительно растет. В результате формируется очень плотная и горячая область, состоящая из гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов. Газ в подобном состоянии называется вырожденным. В центральной части ядра ядерные реакции практически останавливаются, но довольно активно продолжают протекать на периферии. Звезда быстро разбухает, ее размеры и светимость значительно увеличиваются. Она сходит с главной последовательности и превращается в красный гигант с температурой поверхности около 3000 градусов Кельвина.

Хорошо, пусть водорода уже нет, но есть еще гелиевые термоядерные реакции. В центральных областях распухшей звезды гелий продолжает трансформироваться в углерод и кислород вплоть до самых тяжелых элементов. Но вот гелий тоже заканчивается. И здесь снова все решает первоначальная масса звезды. Если она была небольшой, вроде нашего Солнца, внешние слои сбрасываются, образуя планетарную туманность (разлетающееся облако газа), в центре которой загорается уже знакомый нам белый карлик — горячая звезда размером примерно с Землю и с массой порядка массы Солнца. Средняя плотность вещества белого карлика составляет 106 г/см³.

Белый карлик — это, по сути, умершая звезда. Все ядерное топливо сожжено, никаких реакций. Но объект продолжает излучать, а давление внутри него все еще с успехом противостоит собственной гравитации. Откуда это давление берется? Здесь вступают в дело уже знакомые нам своей парадоксальностью законы квантового мира. Под действием гравитации вещество белого карлика уплотняется настолько, что атомные ядра буквально втискиваются внутрь электронных оболочек соседних атомов. Электроны утрачивают интимную связь со своими родными атомами и начинают свободно путешествовать в межатомных пустотах по всему пространству звезды, в то время как голые ядра образуют устойчивую жесткую систему — некое подобие кристаллической решетки. Такое состояние называется вырожденным электронным газом, и хотя белый карлик продолжает остывать, средняя скорость электронов не уменьшается. Квантовая теория говорит, что электроны в электронном газе будут двигаться очень быстро. Такое квантово-механическое движение никак не связано с температурой вещества, оно создает давление, называемое давлением вырожденного электронного газа. И вот как раз эта сила уравновешивает у белых карликов силу собственной гравитации.

Постепенно остывающие образования, внутри которых весь водород выгорел, а ядерные реакции прекратились… Между прочим, в отдаленном будущем такая участь постигнет и Солнце. Примерно через 5–6 млрд лет наша родная звезда сожжет весь водород и превратится в красного гиганта. Его светимость вырастет в сотни раз, а радиус — в десятки. Жить на Земле в это время будет не слишком комфортно, так как температура у поверхности станет порядка 500 °C, а атмосфера сгорит. Так наше светило проживет несколько сотен миллионов лет, а потом сбросит периферийные оболочки и станет белым карликом.

Если же масса звезды была велика — превышала массу Солнца в 10 и более раз — в центре ее формируется ядро, состоящее из тяжелых элементов, окруженных более легкими слоями. В какой-то момент такое ядро теряет устойчивость и начинается гравитационный коллапс — катастрофическое свертывание звезды внутрь себя. Этот процесс необратим и неумолим. В зависимости от массы ядра его центральная часть либо превращается в сверхплотный объект — нейтронную звезду, либо коллапсирует до конца, образуя черную дыру. Чудовищная гравитационная энергия, которая выделяется в ходе сжатия, срывает оболочку и внешнюю часть ядра, выбрасывая их наружу с молниеподобной скоростью. Происходит грандиозный взрыв. Это то, что называется взрывом сверхновой. Нам не известны космические катаклизмы более масштабные, чем вспышки сверхновых. В течение некоторого времени такая звезда светит ярче целой галактики. Постепенно сброшенная газовая оболочка остынет и затормозится, а со временем сформирует газово-пылевое облако, в котором будет много тяжелых элементов. Когда это облако начнет конденсироваться под действием гравитационных сил, внутри него может вспыхнуть новая звезда. Подобные звезды, родившиеся на руинах прежних, принято называть звездами второго поколения, и наше Солнце, похоже, как раз относится именно к их числу.

Таким образом, в природе наблюдается некоторая преемственность: массивные звезды первого поколения гибнут, обогащая межзвездное пространство тяжелыми элементами, служащими строительным материалом для звезд второго поколения. Все химические элементы тяжелее гелия образовались в звездных недрах в ходе термоядерного синтеза, а самые тяжелые элементы возникли при вспышках сверхновых. Все, что нас окружает на Земле, да и сама Земля — это звездное вещество, доставшееся нам в наследство.

Вспышка сверхновой — довольно редкое явление. За последнюю тысячу лет в нашей галактике вспыхнуло всего три сверхновые — в 1054, 1572 и в 1604 годах. Сверхновую 1572 года, вспыхнувшую в созвездии Кассиопеи, наблюдал датский астроном Тихо Браге. В период максимума своего блеска она сияла ярче Венеры. Сверхновая 1604 года уступала в яркости звезде Тихо Браге, но все же и она в максимуме блеска соперничала с Юпитером. Она зажглась в созвездии Змееносца, и ее наблюдали Иоганн Кеплер и Галилео Галилей. Что касается сверхновой 1054 года, то о ней сохранились упоминания в китайских хрониках, из которых следует, что она была видна даже днем, а в максимуме блеска многократно превосходила Венеру. Сегодня считается, что Крабовидная туманность в созвездии Тельца и находящийся в ней пульсар — быстро вращающаяся нейтронная звезда — являются остатками сверхновой 1054 года.