Что происходит со звёздами после того, как они гаснут?

Судьба звезды зависит от массы этой самой звезды.

Что такое звезда? Это некая масса вещества, болтавшегося среди космоса (газопылевое облако) и благодаря притяжению собравшегося воедино. Известно, что напряжённость поля имеет обратную квадратичную зависимость от расстояния. Так что по мере сближения частиц притяжение между ними возрастает, масса уплотняется всё сильнее, из-за сжатия растёт и температура. Наконец, температура достигает таких величин, что скорость теплового движения отдельных частиц превышает порог, за которым протоны способны преодолеть силы электростатического отталкивания. Начинается реакция термоядерного синтеза, звезда загорается, начинает высвобождать энергию. Эта энергия направляется к ядру звезды, где растёт давление, и наружу, что не даёт звёздной массе сжать себя собственной гравитацией. Основная жизненная фаза звезды - это равновесие между гравитационным коллапсом и идущим изнутри термическим давлением.

Проходят миллиарды лет. Рано или поздно топливо для реакции - водород - заканчивается. Давление, распиравшее звезду и не дававшее ей схлопнуться, уменьшается. Понятно, что звезда начинает сжиматься.

Чем звезда больше и тяжелее, тем больше у неё запасы топлива. Но интенсивность горения, достаточная для противостояния притяжению столь большой массы, должна быть ещё больше. Поэтому массивные звёзды выгорают за десятки миллионов лет, тогда как маленькие могут продержаться сотни миллиардов.

Итак, водород кончается и звезда начинает сжиматься. От сжатия давление возрастает ещё сильнее. В результате температура звезды растёт настолько, что в слоях, окружающих ядро, вступает в термоядерную реакцию с образованием гелия. А в самом ядре, которое из гелия и состоит, сжато намного плотнее и, разумеется, гораздо горячее, начинается реакция, превращающая три ядра гелия в ядро углерода. Эта вторичная реакция термоядерного синтеза выделяет столько много тепла, что звезда начинает распухать. Её распирает изнутри. Суммарная интенсивность та же, что и в основной фазе, однако исходит она с на порядки большей площади. То есть звезда остывает и превращается в красный гигант. Его размеры таковы, что звезда может поглотить всю свою планетную систему. Когда же топливо и этой реакции подойдёт к концу, температура будет не достаточна для запуска следующего уровня термоядерной реакции, и звезда вновь начнёт сжиматься. Она будет сжиматься, пока давление гравитационного сжатия не упрётся в давление вырожденного электронного газа. В процессе синтеза электроны спокойно скачут от ядра к ядру, у них большие энергии. Теперь же они оказываются привязанными к атомам и опускаются на всё более низкие электронные уровни. Электроны подчиняются принципу Паули, гласящему, что ни на одной орбите не могут находится два электрона в одинаковом состоянии. Следовательно, место на нижних уровнях закончится и плотнее электроны уже сжаться не смогут. В таком состоянии звезда стабилизируется, становится белым карликом и излучает тепло, уже не вырабатывая нового, пока не остынет окончательно. Это случается с небольшими звёздами наподобие нашего Солнца.

Если масса звезды равняется 1,4 массы Солнца или больше (это значение называется пределом Чандрасекара), гравитационные силы сжатия оказываются мощнее давления вырожденного газа и коллапс продолжается.

Если масса звезды настолько велика, что гравитационного сжатия хватает для запуска следующих стадий реакции нуклеосинтеза, её смерть будет более зрелищна. Но от такого зрелища лучше находиться на расстоянии десятков световых лет. Итак, сжатие продолжается, температура растёт, начинают синтезироваться более тяжёлые химические элементы. При старте новой реакции в ядре предыдущая продолжается в оболочке. Синтезируется углерод, кремний, магний и наконец железо. Но это самое железо не может быть топливом для реакция ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях без притока очень большого количества энергии извне. Поэтому в ядре звезды накапливается мёртвая масса железа. Но температура и давление всё ещё растут и в один прекрасный момент электроны начинают реагировать с протонами ядер железа. Считается, что за какие-то секунды всё вещество ядра звезды превращается в нейтроны. Давление вырожденного газа пропадает, а гравитация-то вся на прежнем месте, так что ядро быстренько схлопывается. Бах! Оболочка звезды, потеряв опору, обрушивается на это сжавшееся ядро. Гравитация же. Плюс сама оболочка оказывается в маленьком объёме. Резкое возрастание давления приводит к взрыву сверхновой: оболочка разлетается в пространство. Бдыщь! За несколько секунд звезда может выделить неимоверное количество энергии - столько же, сколько за это время выделят все "нормальные" звёзды галактики вместе взятые. Планетной системе этой звезды приходит быстрый и необратимый карачун, ближайшим планетным системам тоже достаётся.

Если звезда была тяжелее Солнца раз этак в 10 или больше, дальнейший коллапс приведёт к тому, что нейтроны, наподобие описанного выше поведения электронов, тоже упрутся друг в друга. И это давление вырожденных нейтронов остановит сжатие звезды. Её диаметр будет порядка 15 км, а плотность порядка миллионов тонн на кубический сантиметр (у белого карлика - порядка 10 тонн на кубический сантиметр). Для сравнения, диаметр нашего маленького Солнца - 1,39 миллионов километров (109 диаметров Земли). Быстро вращающаяся нейтронная звезда (звезда же вращалась - и если для внешней части "большого шарика" вращение казалось не очень быстрым, то "сердцевина" крутилась как бешеная - а тут вся звезда по сути превращается в такую "сердцевину") будет испускать электромагнитные импульсы с частотой собственного вращения. Такие объекты называются пульсарами.

Если же масса звезды превышает 30 солнечных масс, её коллапс ничто не остановит и после вспышки сверхновой образуется чёрная дыра. И её гравитационное притяжение будет захватывать всё, что пересечёт радиус Шварцшильда, и присоединять к её массе, тем самым увеличивая её влияние. Для массы Солнца радиус Шварцшильда составляет какие-то 3 км. Конечно, до таких размеров Солнце никогда не сожмётся. Ну вот. Чёрная дыра звёздной массы обычно находится в разрежённом вакууме. По сути, если вещество планетной системы (если там вообще была таковая) кончилось, больше такой чёрной дыре кушать нечего. Вот если это была система двойной звезды, тогда она начнёт вытягивать свою напарницу, вещество которой при подходе к радиусу Шварцшильда станет в результате уплотнения и нагрева излучать в рентгеновском диапазоне, доступном для наблюдения.

Такая вот история, а Грустный Роджер расскажет лучше.

UPD Пока писал всё это, он и правда всё рассказал.