Во что привращаются звезды, когда умирают?

Зависит от начальной массы звезды. Так что разные (по массе) звёзды превращаются в разные объекты. Кто в белые карлики, а кто и в нейтронные звёзды...

Как это происходит: давайте для начала посмотрим, почему вообще звёзды существуют, причём довольно долгое время - миллиарды лет. Ведь звезда - это, чисто по физике процессов, взрыв водородной бомбы. А взрыв водородной бомбы обычно много времени не занимает 🙂

Штука в том, что звезда малость побольше водородной бомбы, а поэтому скорост процесса превращения водорода в гелий там самостабилизируется. Ведь собственно для акта слияния четырёх протонов в ядро гелия требуется жуткое давление и жуткая температура. Ясен пень, что скорость такой реакции, в первом приближении, тем выше, чем больше давление и/или температура. Но выше скорость - интенсивнее выделение энергии. Поэтому если в каком-то объёме активной области звезды по каким-то причинам повысилось давление - в этой области повысится и энерговыделение, её температура вырастет, а значит, по законам для идеальных газов, вырастет и давление, что вызовет расширение этой области. Этот механизм и стабилизирует скорость "сгорания" водорода.

Чем массивнее звезда - тем больше давление в её центральной области и тем интенсивнее её энерговыделение (и тем она ярче и горячее). Поэтому век массивных звёзд короток - десятки и сотни миллионов лет. А вот звёзды малой массы, напротив, своой водород расходуют экономно и могут существовать многие миллиарды лет. Эта разница между массивными (горячими) и сравнительно лёгкими (холодными) звёздами замечательно отражена в известной песне Машины времени "Костёр":

Вы думали, это "про политику"? "Про философию"? Ни фига, это астрофизика 🙂 Вот ровно так в звёздном мире всё и происходит.

Ну пошли дальше. Пока не гаснет свет, пока горит звезда (а не свеча... ну да ладно), внутреннее давление способно противостоять внешнему - весу вышележащих слоёв звезды. Интересное начинается, когда водород выгорает и внутреннее дваление падает. При этом начинается реакция превращения гелия в более тяжёлые элементы - углерод, кислород, кремний. Она идёт с более интенсивным выделением энергии. Поэтому внешний размер звезды начинает увеличиваться, и звезда превращается в красный гигант (типа Бетельгейзе).

Гелиевая реакция очень нестабильна (чувствительна к температуре), так что на этой стадии звезда становится неустойчивой, и временами начинает терять вещество - оно просто улетает на фиг (образуется планетарная туманность).

И тут возможны разные сценарии.

Для сравнительно лёгких звёзд, массой не больше примерно трёх солнечных, звезда в итоге сбрасывает свою внешнюю оболочку, и от неё остаётся сверхплотное и сравнительно компактное углеродно-кислородное ядро - белый карлик. Давлению внешних слоёв в белом карлике противостоит давление вырожденного электронного газа. Поскольку интенсивные ядерные реакции там затухают двольно быстро, жизнь белого карлика коротка: он просто остывает и постепенно превращается в коричневый карлик.

Если исходная масаа звезды достаточно велика (сверхмассивная звезда), то термоядерные реакции останавливаются не на углероде, а не кремнии или даже на железе. Более тяжёлые элементы в ходе таких реакция образоваться уже не могут: для появления ещё более тяжёлых ядер энергию требуется затрачивать.

Если масса звезды на последнем этапе её жизни этапе превышает предел Чандрасекара (это примерно полторы массы Солнца, но в реальности "требуется" чуть больше), то судьба её драматична: когда внутреннее энерговыделение становится неспособным противостоять внешнему давлению, происходит коллапс: она "схлопывается в себя" с чудовищным взрывом. Возникает Сверхновая звезда. Давление внутри зведы становится настолько большим, что электроны вдавливаются в ядра, и получается нейтронная звезда, которая нами наблюдается как пульсар. Кстати, только при взрывах Сверхновых и образуются сверхтяжёлые элементы - начиная с никеля и далее по всей таблице Менделеева. При "обычных" условиях, даже царящих в недрах звёзд, такие ядра образоваться не могут.

Ну а если масса звезды превышает не только предел Чандрасекара, но даже предел Оппенгеймера-Волкова, то образуется не нейтронная звезда, а чёрная дыра. Если в нейтронных звёздах давление нейтронного газа ещё способно сопротивляться весу внешних слоёв, то при ещё большей массе - уже нет. Звезда схлопывается в точку практически нулевого размера (сингулярность). Это трудно себе даже вообразить... но что Природе до нашего воображения. Чёрные дыры невидимы по определению, и регистрируются только по своему гравитационному полю (гравитационное линзирование) или по тому влиянию, которое они оказывают на вещество близлежащей звезды, если таковая есть. А таковая есть очень часто - как правило, массивные звёзды входят в состав кратных систем.

Если хотите ещё бoльших подробностей, могу порекомендовать книжку И.С.Шкловского "Звёзды. Их рождение, жизнь, смерть". Там всё это (и даже много больше) изложено весьма живо и доходчиво.