След „изгаряне“ на термоядрено гориво в звезда, масата на която е сравнима с масата на Слънцето, в нейната централна част (ядро) плътността на веществото става толкова висока, че свойствата на газа радикално се променят. Такъв газ се нарича изроден, а звездите, състоящи се от него, са изродени звезди.

След образуването на изродено ядро, термоядреното изгаряне продължава при източника около него, който има формата на сферичен слой. В този случай звездата се превръща в червен гигант. Обвивката на такива звезди достига колосални измерения - стотици радиуси на Слънцето - и се разпръсква в космоса за период от порядъка на 10-100 хиляди години. Отхвърлената черупка понякога се възприема като планетарна мъглявина. Останалата гореща сърцевина постепенно се охлажда и се превръща в бяло джудже, в което силите на гравитацията се противопоставят на налягането на изроден електронен газ, като по този начин се осигурява стабилността на звездата. С маса близо до слънчевия радиус на бяло джудже е само няколко хиляди километра. Средната плътност на дадено вещество в него често превишава 109 кг / м3 (тон на кубичен сантиметър).

Възможно е да се оцени пространствената плътност на белите джуджета: оказва се, че в сферата с радиус от 30 светлинни години трябва да има около 100 такива звезди. Възниква въпросът: всички звезди ли стават бели джуджета в края на своя еволюционен път? Ако не, каква част от звездите влиза в сцената на бялото джудже? Най-важната стъпка в решаването на проблема е направена, когато астрономите нанасят позицията на централните звезди на планетарните мъглявини на диаграмата температура-светимост. За да разберат свойствата на звездите, разположени в центъра на планетарните мъглявини, помислете за тези небесни тела. На снимките планетарната мъглявина прилича на удължена маса от елипсовиден газ със слаба, но гореща звезда в центъра. В действителност тази маса е сложна турбулентна, концентрична обвивка, която се разширява при скорости от 15-50 km / s. Въпреки че тези формации изглеждат като пръстени, в действителност те са черупки и скоростта на турбулентно движение на газ в тях достига около 120 km / s. Оказа се, че диаметрите на няколко планетарни мъглявини, до които е било възможно да се измери разстоянието, са от порядъка на 1 светлинна годинаили около 10 трилиона километра.

Разширявайки се при посочените по-горе норми, газът в черупките става много разреден и не може да бъде възбуден и следователно не може да се види след 100 000 години. Много от планетарните мъглявини, които виждаме днес, са родени през последните 50 000 години и тяхната типична възраст е близо до 20 000 години. Централните звезди на тези мъглявини са най-горещите обекти сред познатите в природата. Температурата на повърхността им варира от 50 000 до 1 милион. К. Поради необичайно високите температури по-голямата част от звездната радиация се случва в далечната ултравиолетова област на електромагнитния спектър.

Тази ултравиолетова радиация се абсорбира, преобразува и преизлъчва от обвивния газ във видимия регион на спектъра, което ни позволява да наблюдаваме черупката. Това означава, че черупките са много по-ярки от централните звезди - които всъщност са източник на енергия - тъй като огромното количество радиация на звезда идва от невидимата част от спектъра. От анализ на характеристиките на централните звезди на планетарните мъглявини следва, че типичната стойност на тяхната маса е в диапазона от 0.6–1 масата на Слънцето. А за синтеза на тежки елементи в дълбините на звездата са необходими големи маси. Количеството на водорода в тези звезди е незначително. Газовите черупки обаче са богати на водород и хелий.

Някои астрономи смятат, че 50-95 - всички бели джуджета не произхождат от планетарни мъглявини. Така, въпреки че някои от белите джуджета са изцяло свързани с планетарни мъглявини, поне половината или повече от тях произхождат от нормални звезди от главната последователност, които не преминават през етапа на планетарната мъглявина. Пълната картина на образуването на бели джуджета е мъглива и несигурна. Липсват толкова много подробности, че в най-добрия случай описанието на еволюционния процес може да бъде изградено само чрез логически заключения. Независимо от това, общият извод е следният: много звезди губят част от веществото по пътя си към окончателното си, подобно на сцената на бяло джудже, а след това се скриват в небесните „гробища“ под формата на черни, невидими джуджета. Ако масата на звездата е приблизително два пъти по-голяма от масата на Слънцето, тогава тези звезди губят стабилността си на последните етапи на своята еволюция. Такива звезди могат да се взривят като свръхнови, а след това да се свият до размера на топките с радиус от няколко километра, т.е. се превръщат в неутронни звезди.

Ядрените реакции вътре в бялото джудже не излизат. Появява се сияние поради бавно охлаждане. Основният запас от топлинна енергия на бялото джудже се съдържа в колебателните движения на йони, които при температури под 15 хил. Келвин образуват кристална решетка. Образно казано, белите джуджета са гигантски горещи кристали. Постепенно температурата на повърхността на бялото джудже намалява и звездата престава да бъде бяла (в цвят) - тя е по-скоро кафяво или кафяво джудже. Масата на белите джуджета не може да надвишава определена стойност - това е така наречената граница на Чандрасекар (след американска астрофизика, индийски по произход Субраманян Чандрасекхар), тя е около 1.4 слънчеви маси. Ако масата на звездата е по-голяма, налягането на изродените електрони не може да издържи на силите на гравитацията, а за секунди се случи катастрофално компресиране на бялото джудже - колапс. По време на колапса плътността нараства драматично, протоните се комбинират с изродени електрони и образуват неутрони (това се нарича неутрониране на веществото), а освободената гравитационна енергия отнема предимно неутрино. Какво завършва този процес? за модерни гледкисрутването може или да спре при плътност от около 1017 kg / m3, когато самите неутрони се дегенерират и след това се образува неутронна звезда; или освободената енергия напълно разрушава бялото джудже - а сривът по същество се превръща в експлозия.

Мъртвите звездни останки от тъмна материя се сблъскват помежду си, разпръснати в космоса и накрая се разпадат, оставяйки се в несъществуване.

Петнадесето космологично десетилетие, някъде близо до повърхността на бяло джудже:

Миранда се вкопчи в бордовата порта на космическия кораб, за да погледне света за последен път. Когато започна подготовката за старта, тя чувстваше в същото време тъгата и вълнението, причинени от такава близка перспектива да напусне тази цивилизация и да се опита да намери ново място за основаването на колонията. Сферичната метална платформа, простираща се по-долу, беше толкова плоска, че кривината на повърхността му оставаше почти неразличима. Тази огромна структура със слабо осветени градове и изкуствени пейзажи за безброй поколения служи като убежище за предците му.

Металната повърхност, на която се намира колонията, почти напълно обгражда кристализираното бяло джудже. Този дизайн е проектиран с перфектна прецизност, което прави възможно улавянето на ниската енергия на излъчване, която този остатък от дългата мъртва звезда все още произвежда. Благодарение на естествения процес на улавяне и унищожаване на тъмната материя, бялото джудже разработи достатъчно енергия, за да поддържа милиарди граждани. Сега, когато населението е нараснало, има нужда от ресурси. Време е да намерим ново местообитание.

Загубена в мисълта, Миранда си представи какво би могло да бъде далечното минало, в което от многобройни водородни облаци се родиха ярки млади звезди. Колко различно трябваше да изглежда като небето, осветено от милиарди звезди, във всяка галактика. Но тази разточителна Вселена в миналото отдавна е мъртва. Как може човек, който живее само няколко стотин години, изобщо да разбере периодите от време, равни на трилиони години? Когато затвори очи, размишлявайки върху тази мистерия, космическият кораб леко се повдигна от повърхността.

В същото време под повърхността на бялото джудже се появиха привидно безобидни събития с огромно значение. Болезнено бавно и неусетно за топлокръвни същества, които живеят на повърхността, големите молекули постепенно прераснаха в още по-дълги вериги по време на химични реакции. Това увеличаване на сложността беше предизвикано от случайни изблици на високоенергийно излъчване, изтичащо от дълбините на звездата. Докато Миранда и нейната раса се придържаха към съществуването във все по-негостоприемната вселена, синтезът на градивни елементи за формирането на нов тип биология започна за първи път.

Какво става, когато звездите престанат да блестят? След сто трилиона години последните поколения звезди ще бъдат изтласкани от изчерпани междузвездни облаци и дори еволюцията на няколко все още живи червени джуджета постепенно ще приключи. Веднага след като динамичният цикъл на раждане и смърт на звездите се превърне в проста памет, Вселената ще промени своя темперамент, ще допълни съдържанието си и ще продължи своята еволюция.

Когато вселената влезе ера на разпаданепромените стават доста очевидни. Обикновените звезди, съществуващи поради изгарянето на водород, са станали звездни останки: кафяви джуджета, бели джуджета, неутронни звезди и черни дупки. И макар тези обекти да изглеждат студени и жалки, те ще бъдат източник на действие и вълнение във Вселената. Часовете, които измерват скоростта на разгръщане на събитията, отиват много по-бавно. Започват да се появяват астрофизични събития, които поради тесни времеви ограничения никога не могат да се появят в съвременната Вселена.

Запознайте се с изродените звездни остатъци

Масата на звездните остатъци служи като своеобразно "гнездо" за епохата на разпадане. Вече се срещнахме с тази каста от изродени обекти в предишната глава. В тази колекция от звездни остатъци, резултатът от звездната еволюция, която е продължила трилиони години, са четири обикновени класа: кафяви джуджета, бели джуджета, неутронни звезди и черни дупки (виж фиг. 13). Въпреки това, за по-голяма пълнота, не трябва да забравяме възможността за съществуването на петия вариант. Когато нестабилността възникне в сравнително масивна, обикновена звезда, получената експлозия на свръхновата понякога може да бъде толкова мощна, че цялата звездна материя да е разпръсната в пространството. С други думи нищо не е останало, Такъв резултат е бърза и решителна победа за термодинамиката в битката му със силата на гравитацията. В другите четири случая гравитацията не се отказва толкова лесно.

Фиг. 13. На лявата диаграма е показан относителният брой звезди, родени в различни масови диапазони. Най-големият сектор е за кафяви джуджета, чиито маси варират от 0.01 до 0.08 от масата на Слънцето. Друг голям сектор е разпределен под червените джуджета, чиито маси са между 0.08 и 0.43 слънчеви маси. Следващият голям сектор съдържа средни по големина звезди от 0,43 до 1,2 слънчеви маси, а масивните звезди попадат в диапазона от 1,2 до 8 слънчеви маси, а най-малкият сектор е предназначен за тежки звезди, чиято маса надхвърля осем слънчеви маси. , На дясната диаграма е показано разпределението на остатъците от звездите - обекти, останали в края на еволюцията на звездите. Кафявите джуджета остават кафяви джуджета, но повечето звезди (с маса по-малко от осем слънчеви маси) завършват живота си като бели джуджета. И само една малка част от звездите, чиято маса надвишава осем слънчеви, може да се превърне в черни дупки и неутронни звезди. Размерът на сектора, запазен за черни дупки и неутронни звезди, е преувеличен за по-голяма яснота.

Кафяви джуджета

Кафявите джуджета са по-големи от планети, но по-малки от обикновените звезди и представляват най-лекия вид дегенерирани остатъци. Това са звездни губещи - в смисъл, че ядреното водородно запалване не може да се случи в техните дълбочини. Те нямат достъп до обичайния източник на звездна енергия, в резултат на което от момента на раждането им е предопределено да продължат да водят скромен живот на охлаждане и компресия.

Има няколко физически причини за неспособността на кафявите джуджета да се трансформират в звезди. Едно от най-важните е, че скоростта на ядрените реакции е изключително чувствителна към температурните промени. Най-малкото повишаване на температурата във вътрешността на звездата предизвиква гигантски скок на енергия, произведена в процеса на синтез на водород. В резултат температурата, при която се произвежда водород в звездите, е винаги близо до десет милиона градуса по Келвин. (Веднага щом ядрото на звездата стане по-горещо, увеличаването на излишната енергия го кара да се разширява и охлажда.) Освен това, тъй като температурата остава постоянна на десет милиона градуса, тъй като масата на звездата намалява, нейната плътност на ядрото се увеличава. Малките звезди трябва да се свиват по-силно, за да достигнат централна температура от десет милиона градуса, в резултат на което те са много по-плътни от масивните. Последната слама е, че налягането, създавано от изродения материал, бързо нараства с увеличаване на плътността. Това означава, че ако се опитате да компресирате парче от изродено вещество, то ще бъде много трудно и ще устои на компресия.

Ако свържем всички гореспоменати явления заедно, става ясно защо звездите, за да горят водород, трябва да имат маса, която надвишава определен минимум. С намаляването на масата на звездата се увеличава плътността на нейните вътрешни области. Обаче, ако тази плътност достигне твърде много, налягането на изродения газ доминира над нормалното термично налягане и поддържа звездите, докато температурата достигне необходимите десет милиона градуса. По този начин появата на налягане на изроден газ създава максималната температура на центъра, която звездата е в състояние да достигне определена маса. Максималната средна температура на сравнително малки звезди не достига десет милиона градуса - стойността, при която изгаря водород. Ако един обект, който се стреми да стане звезда, също има ниска масатой не може да изгори водород и следователно никога няма да стане истинска звезда.

Най-малките звезди, способни да поддържат реакциите на ядрен синтез, имат маса от около осем процента от теглото на слънцето. Звездените предмети, чиято маса не достига този минимум, са кафяви джуджета. Радиалният размер на кафявото джудже е приблизително сравнимо с размера на обикновена малка звезда - една десета от размера на Слънцето или около десет пъти по-голяма от тази на Земята. Последната важна характеристика на кафявите джуджета е техният химичен състав. Поради факта, че те всъщност не правят нищо, тези полу-звездни животновъди почти напълно запазват изобилието от елементи, с които се раждат. Следователно те се състоят главно от водород.

През последните няколко години астрономите са открили все повече и повече нови кафяви джуджета, и всъщност учените смятат, че има много такива във Вселената. Галактика с размерите на Млечния път вероятно съдържа милиарди кафяви джуджета. И въпреки че досега кафявите джуджета не са имали голямо влияние върху космоса, тези неуспешни звезди ще се покажат, когато Вселената остарее. В епохата на разпад кафявите джуджета ще съдържат по-голямата част от неизгорял водород, който до този момент ще остане във Вселената.

Бели джуджета

Огромен брой звезди, включително нашето Слънце, в края на живота си се превръщат в бели джуджета. Въпреки факта, че една неясна звезда, чиято маса е равна само на осем процента от слънцето, е сто пъти по-лека от гореща звезда с маса от осем слънца, излъчваща светлина, равна на светлината на три хиляди слънца, и двете от които ще се превърнат в бели в края на еволюцията си джуджета. До края на звездите нашата галактика ще съдържа почти един трилион бели джуджета и приблизително същото количество кафяви джуджета. Белите джуджета индивидуално имат много по-голяма маса, така че те ще съдържат най-голямата част от обичайната барионна материя на Вселената.

Средната стойност на масовия диапазон на белите джуджета е малко по-малка от масата на Слънцето. Най-малките прародителски звезди, тъй като се развиват и стават бели джуджета, губят много малка част от тяхната маса. На последния етап от еволюцията, малко червено джудже се превръща в бяло джудже от почти същата маса. Звезди като Слънцето, които са предназначени да набъбват до червени гиганти, губят значително по-голям дял от първоначалната маса. Слънцето ще произведе бяло джудже с маса от 0.6 слънчеви. По-големите звезди, които се превръщат в бели джуджета, напротив, губят голяма част от масата си. Например звезда с маса от осем слънчеви в края на живота си ще се превърне в бяло джудже с маса от 1,4 слънчеви маси. Останалата маса ще бъде отнесена от звездния вятър, когато звездата е в червената гигантска фаза. Тази звездна материя ще се върне в междузвездната среда, където ще бъде използвана отново.

Тези бели джуджета, които виждаме на небето днес, принадлежат към горната половина от обхвата на възможните маси на тези звезди. Поради сравнително младата възраст на Вселената и нейното звездно съдържание, досега са умрели само онези звезди, чиято маса надвишава 0,8 пъти масата на Слънцето. По-малките звезди са много по-големи и живеят много по-дълго. Най-малките звезди (чиято маса е близо до минимум 0.08 от масата на Слънцето) току-що са започнали своята еволюция. Но в далечното бъдеще дори тези звезди ще изгорят и се превърнат в бели джуджета. До началото на епохата на разпад най-често срещаните бели джуджета ще имат сравнително малки маси.

Бяло джудже с типична маса от 0,25 слънчеви масиви има радиус от 14 000 километра, което е около два пъти повече от радиуса на Земята. Колкото и да е странно, по-тежките бели джуджета са по-малки. Един бял джудже, равен по маса на Слънцето, има радиус от само 8700 километра. Ето някои странни свойства на белите джуджета: по-масивните обекти са по-малки по размер, поради факта, че те се състоят от изродено вещество. Това странно свойство е диаметрално противоположно на свойствата на обикновената материя. Ако увеличите масата на камъка, той става по-голям и по размер. Ако масата на бялото джудже се увеличи, тя се свива!

Защо белите джуджета са видими изобщо? Ако тези обекти са крайният резултат от звездната еволюция, която се случва след завършването на термоядрените процеси на синтез, тогава как тези звезди блестят? Тези звездни останки съдържат огромен запас от топлинна енергия, останала от огнения период на техния живот. Това огромно количество топлина излъчва енергия в космоса невероятно бавно. В резултат на това в небето се виждат бели джуджета. Когато стареят, звездите стават по-студени и излъчват все по-слабо и съвсем напомнящи за поглъщаните въглени на огъня. Отнема милиарди години, за да може бялото джудже да се охлади напълно - време, сравнимо с възрастта на съвременната вселена. Когато след трилиони години оттогава Вселената навлезе в ера на разпад, белите джуджета ще достигнат студената температура на течния азот. По-нататъшното охлаждане се предотвратява от необичаен вътрешен източник на енергия, който ще разгледаме малко по-късно в тази глава.

Любопитното свойство на белите джуджета да имат по-голям размер с по-малка маса повдига друг въпрос. Какво се случва с постоянното намаляване на масата на дегенеративните остатъци на звездите? Този обект просто нараства ли постепенно? Не. Има някои ограничения. С намаляването на масата и увеличаването на размера на звездата, плътността на материала намалява. Веднага щом плътността падне под определено критично ниво, веществото престава да се дегенерира и вече не се държи по такъв нелогичен начин. Когато масата на звездата е твърде малка, за да се дегенерира, тя се държи като обикновена материя. По този начин всеки звездообразен обект трябва да има някаква минимална маса, за да бъде изродена. Тази маса е около една хилядна от масата на Слънцето, която е приблизително равна на масата на Юпитер. Леките обекти, чиято маса не превишава една хилядна от масата на Слънцето, не показват свойствата на изродено вещество. Те се държат като обикновена материя и се наричат ​​планети.

От друга страна, белите джуджета не могат да бъдат прекалено масивни. Твърде тежък бял джудже очаква силна експлозия. С увеличаването на масата бялото джудже става по-малко и по-плътно, в резултат на което се изисква по-високо налягане, за да се поддържа звездата в борбата му с противоположната сила на гравитацията. За да се поддържа това по-високо налягане, в този случай налягането на изродения електронен газ, частиците трябва да се движат по-бързо. Когато плътността достигне такава голяма стойност, че необходимата скорост на частиците се приближава към скоростта на светлината, звездата започва да попада в голяма беда. Теорията на относителността на Айнщайн определя строга граница при всяка скорост: никакви частици не могат да се движат със скорост, превишаваща скоростта на светлината. Когато звезда достигне състояние, в което частиците трябва да се движат със скорости, надвишаващи скоростта на светлината, тя е обречена. Гравитацията преодолява налягането на изроден газ, провокира катастрофалния колапс, като по този начин инициира звездна експлозия - експлозия на свръхнова. По величина тези грандиозни вълни могат да се сравнят с тези, които отбелязват смъртта на масивни звезди (както казахме в предишната глава).

За да се избегне огнена смърт при експлозия на свръхнова, бяло джудже трябва да има маса, която не надвишава 1,4 слънчеви маси. Този витален мащаб се нарича маса на Чандрасекар, в чест на изключителния астрофизик С. Чандрасекар. На осемнадесетгодишна възраст той намира тази граница на масата чрез изчисления по време на океанско пътуване от Индия до Обединеното кралство, още преди да започне обучението си в университета в Кеймбридж през 30-те години. Впоследствие, за своя принос към астрофизиката, той получи Нобелова награда по физика.

Неутронни звезди

Въпреки невероятно високата плътност на белите джуджета, неутронната звезда е дори по-плътна форма на звездна материя. Типичната плътност на бяло джудже надхвърля плътността на водата "само" един милион пъти. Атомните ядра обаче са много по-плътни - около квадрилиона (10 15) пъти по-плътни от водата, или милиард пъти по-плътни от бяло джудже. Ако звездата е компресирана до невероятно висока плътност на атомното ядро, звездната материя може да достигне до екзотична, но стабилна конфигурация. При тези високи плътности електрони и протони предпочитат да съществуват под формата на неутрони, така че по същество цялата материя е под формата на неутрони. Тези неутрони се дегенерират и създаденото от тях налягане, отново поради действието на принципа на неопределеността, ограничава звездата от гравитационния колапс. Неутронната звезда, която се формира В резултат на това тя е много подобна на отделно атомно ядро ​​от гигантски размери.

Непостижимо високите плътности, необходими за образуването на неутронна звезда, естествено се постигат по време на колапса, който масивната звезда изживява в края на живота си. Централният участък на звездата, който е достигнал късен етап на еволюцията, се превръща в изродено желязно ядро, което се свива по време на гравитационен колапс, инициира експлозия на свръхнова, след което често остава неутронна звезда. В допълнение, неутронните звезди могат да се образуват в резултат на колапса на белите джуджета. Ако бяло джудже бавно увеличава масата си, придобивайки го от звездния спътник, понякога успява да избегне смъртта в светкавица на свръхнова и да се свие, превръщайки се в неутронна звезда.

В сравнение с белите и кафявите джуджета, неутронните звезди са сравнително редки. В крайна сметка, те могат да се образуват само в резултат на смъртта на звездите, чиято маса при раждането е повече от осем пъти по-голяма от масата на Слънцето. Тези масивни звезди представляват само „опашката“ на масовата маса на разпространението на звездните маси. По-голямата част от звездите са твърде малки. Само всяка четиристотна звезда се ражда достатъчно голяма, за да експлодира и да остави след себе си неутронна звезда. Но дори и с такива малки шансове, достатъчно голяма галактика ще съдържа милиони неутронни звезди.

Масата на една типична неутронна звезда е около един и половина пъти по-голяма от масата на Слънцето. Точно както в случая на белите джуджета, които съществуват поради натиска на изродения електронен газ, налягането на изродените неутрони не е в състояние да поддържа остатъка от звездата на произволно голяма маса. Ако масата стане твърде голяма, гравитацията преодолява налягането на изродения газ и звездата се свива. Максималната възможна маса на неутронна звезда се намира в интервала между две и три маси на Слънцето, но не знаем точната му стойност. С невероятно високи плътности, които материята достига в центъра на неутронна звезда, тя придобива много екзотични и донякъде неопределени свойства. Въпреки че неутронните звезди са по-тежки от Слънцето, техният радиус е съвсем малък - само десет километра. Малкият размер, съчетан с голяма маса, показва невероятна плътност на материята. Един кубичен сантиметър от веществото (размер на захарен куб), който съставлява неутронна звезда, тежи почти толкова, колкото милиард слонове!

Черни дупки

Четвъртата възможна смърт на звезда е нейната трансформация в черна дупка. След експлозията и изчезването на най-масивните звезди може да остане обект, чиято маса превишава допустимия максимум за неутронна звезда (стойност между две и три слънчеви маси). Достатъчно масивен звезден остатък не може да съществува поради натиска на изроден газ и трябва да се срути, превръщайки се в черна дупка. По същия начин, напълно оформени бели джуджета и неутронни звезди могат да придобият допълнителна маса, обикновено от придружаващите ги звезди, и да станат твърде големи, за да съществуват поради натиска на изроден газ. Твърде тежки остатъци, които се появяват в резултат на това, също трябва да се срутят и понякога могат да образуват черни дупки.

Черните дупки са странни същества: гравитационните им полета са толкова силни, че дори светлината не може да ги напусне. Всъщност именно това свойство служи като определяща характеристика на черните дупки. За тези обекти космическата скорост (скоростта, необходима за отделяне от повърхността) надвишава скоростта на светлината. Поради релативистичната ограничение на скоростта, наложено от Айнщайн - нищо не се движи по-бързо от скоростта на светлината - нито частиците, нито радиацията могат да напуснат черната дупка. И все пак това несъмнено строго изявление не е абсолютно вярно поради действието на принципа на неопределеността на Хайзенберг. След много дълго време черните дупки все още ще трябва да се откажат от толкова плътно задържани маси, но това ще се случи само след дълго време след края на епохата на срутване.

Черните дупки са изключително компактни. Черна дупка с маса на Слънцето има радиус от само няколко километра (около една миля). Като друг пример отбелязваме, че черната дупка с размер на бейзбол е около пет пъти по-тежка от Земята. Тези изключителни звездни обекти имат много други екзотични свойства, които ще бъдат разгледани в следващата глава.

Масивните звезди са сравнително редки и черните дупки, които образуват, са още по-редки. По-малко от една звезда от три хиляди има шанс да се превърне в черна дупка след завършването на този етап от живота си, в който изгаря водород. Поради този недостиг тези звездни двойки няма да играят важна роля до края на епохата на колапса.

В допълнение към черните дупки, причинени от смъртта на звездите, нашата вселена е обитавана от друг вид тези обекти. Черните дупки, принадлежащи към този втори клас, се намират в центровете на галактиките. В сравнение със звездните им двойки тези супермасивни черни дупки са наистина огромни. Масата им варира от един милион до няколко милиарда слънчеви маси. За сравнение, действителният радиус на черна дупка, чиято маса е равна на масата на един милион слънца, е около четири пъти по-голяма от радиуса на слънцето.

Сблъскващи се галактики

В момента нашата галактика, Млечният път, съдържа сто милиарда светещи звезди, които заедно изглеждат като бледа светлина, която се простира през нощното небе. В епохата на разпадане небето ще бъде тъмно. Но най-големите галактики, запазени от разпадането чрез гравитационното действие на студени мъртви звезди и тъмна материя, ще останат непокътнати.

Въпреки това, най-неизбежната заплаха за обикновените галактики като Млечния път не е смъртта на съставните им звезди, а по-скоро разрушителни сблъсъци с други галактики. Като правило, галактиките съществуват в клъстери или групи. От разпространението, тези клъстери задържат ефекта на гравитационното привличане, като всяка галактика се движи през групата в собствената си орбита. Когато големи обекти с хлабава структура, подобно на галактики, минават един до друг, те изпитват някакво триене, което ги кара да се движат към центъра на групата. Близо до центъра на клъстерните галактики са разположени относително свободно и показват склонност към взаимни сблъсъци.

Сблъсъците на галактиките ще окажат въздействие върху вселената в относително близко бъдеще. Някои галактики се сблъскват дори в нашето време - в ерата на звездите. Когато вселената влезе в ера на разпадане, тези галактически взаимодействия ще имат все по-важни последствия.

Когато една галактика се сблъска, звездите, принадлежащи към двете оригинални галактики, се смесват, за да образуват по-голяма, но по-малко организирана композитна галактика. Смесена композитна галактика, за разлика от отделните дискови галактики с елегантна спирална структура, е хаотична и аморфна. По време на сблъсъка галактиката освобождава дълги ивици от звезди, наричани още приливни опашки. Орбитите на звездите стават сложни и нередовни. Смесената галактика е много подобна на овесена каша.

Сблъсъците на галактиките често са придружени от мощни изблици на звездна формация. Гигантски облаци газ, които са в галактиките по време на тези сблъсъци, са смесени и създават нови звезди с невероятна скорост. Многобройни свръхнови в резултат на смъртта на по-масивни звезди могат да имат много сериозни последствия.

Въпреки факта, че след сблъсъка структурата на галактиката като цяло изглежда напълно различна, някои звезди и техните слънчеви системи почти не я усещат. Галактиката Млечен път е предимно празно пространство: звездите в галактиката са като отделни пясъчни зърна, които са отделени един от друг с няколко километра пустота във всяка посока. И дори в няколко по-плътни обединени галактики, разстоянието между звездите е повече от една светлинна година, която е хиляда пъти по-голяма от Слънчевата система и десет милиона пъти повече звезди, Планетарните системи в сблъскващата се галактика дори няма да усетят бавната катастрофа, която се е случила около тях и продължава милиони години. Най-забележимата последица от такава катастрофа за планета като Земята би била постепенното удвояване на броя на звездите, видими в нощното небе.

Всъщност Млечният път е предназначен да оцелее в галактически сблъсък (и да загуби своята индивидуалност) в относително близко бъдеще. Съседната галактика Андромеда, известна още като М31, в момента се движи по траектория, която ще доведе до сблъсък с Млечния път. Въпреки това, поради трудността да се правят точни астрономически измервания на скоростите на галактиките, ние не можем точно да определим посоката, в която Андромеда се движи. Но е абсолютно ясно, че тази голяма галактика ще мине много близо до нашата Галактика и може дори да се сблъска с нея за около шест милиарда години: точно когато Слънцето започне да набъбва, превръщайки се в червен гигант. Дори ако Андромеда и Млечният път не се сблъскат в тази конкретна среща, рано или късно те няма да се избегнат взаимно. Млечният път определено е в гравитационната комуникация с Андромеда. Тъй като тези две галактики се обикалят един около друг и енергията се губи поради динамичното триене, бъдещото сливане става почти неизбежно.

По този начин дългосрочната съдба на групи от галактики е напълно предопределена: галактиките, влизащи в групата, в крайна сметка ще взаимодействат и се сливат. Независимите им идентичности ще се обединят, когато целият клъстер се превърне в едно гигантско и безредно събиране на звезди. Когато Вселената се движи от епохата на звездите към епохата на разпадане, съвременните купове галактики ще станат огромни галактики на бъдещето. Всъщност цялата ни локална група галактики, включително Млечния път и Андромеда, постепенно ще се превърнат в една метагалактика.

Галактиките в процеса на релаксация

Пропуските между звездите в галактиката от вида Млечен път са толкова огромни, че звездите преживяват много малко преки сблъсъци, ако изобщо ги оцелеят. Поне засега. Продължавайки вече познатата ни тема, нека да кажем, че дори редки събития могат да се случат, ако им дадем достатъчно време. С наближаването на епохата на затихване звездните сблъсъци или събития, близки до тях, ще стават все по-важни. Такива срещи радикално ще променят структурата на Галактиката и в крайна сметка ще доведат до нейната смърт. Въпреки това, поради факта, че тази ера на разрушение ще дойде само в разгара на епохата на разпадане, звездите вече ще бъдат звездни останки, а Галактиката отдавна ще се превърне в разтегнат продукт на редица галактически сливания.

Но дори и в епохата на разпад, директните сблъсъци на звездите са сравнително редки. Близките срещи и близки срещи се случват много по-често от истинските сблъсъци. Когато епохата на разпада се разгръща, звездите редовно преминават един до друг, взаимодействайки чрез взаимното гравитационно привличане. Близкото преминаване на две звезди води до лека промяна в скоростта и посоката на всяка от тях. Звездите имат склонност към взаимна дисперсия, когато са близо, както е показано на фиг. 14.

Фиг. 14. Тази диаграма показва реакцията на приближаване на две звезди. При завършване на взаимодействието всяка звезда започва да се движи в нова посока, придобива различна стойност на енергията, а оттам и скоростта. Много голям брой такива приближения ще доведат до динамична релаксация на галактиката и по този начин, след дълъг период от време, ще променят структурата му.

С течение на времето се появяват много такива вариации и техните ефекти бавно се натрупват. Крайният резултат от дълга последователност от подобни вариации е преразпределението на индивидуалните скорости на звездите, които се въртят в орбитите в галактиката. По-малките и по-леките звезди са склонни да увеличават скоростта и орбиталната енергия, докато по-тежките звезди губят орбитална енергия. Когато много звезди участват в това преразпределение на „богатството“, структурата на галактиката бавно се променя в процеса динамична релаксация, Докато тази релаксация продължава, някои звездни останки придобиват толкова много енергия, че са принудени да напуснат галактиката. С течение на времето все повече звезди се изпаряват от умираща галактика, сблъсквайки се и движещи се в междугалактическото пространство при скорости, равни на триста километра в секунда (675 000 мили в час).

По време на динамична релаксация броят на изхвърлените звезди се увеличава, поради което в галактиката настъпват важни структурни промени. Тъй като галактиката е оставена от звезди с максимални енергии, останалите звезди, средно, имат по-малко енергия. По този начин има изтичане на енергия. В отговор на нарастващата енергийна криза, галактиката е принудена да стане по-малка и по-плътна. Това намаление в галактиката провокира още по-голям брой звездни подходи и изгонването на все по-голям брой звезди. Тъй като този процес се ускорява, ситуацията може да излезе от контрол: галактиката ще изхвърли повечето си звезди, след което ще останат много малки и ще бъдат групирани в гъста бучка.

Ниско енергийни звезди, които не са много ярко обещаващи, ще паднат в центъра на галактиката, където, както вярват учените, има супермасивна черна дупка, и това е вярно за всяка галактика. Тези гигантски черни дупки имат маси, които са милиони или дори милиарди пъти повече от слънчевата. В процеса на релаксация на галактиката, черната дупка, разположена в нейния център, ще погълне странстващите звезди, които идват твърде близо до нея: те ще бъдат в хоризонта на събитията. През епохата на разпадане тези свръхмасивни черни дупки постепенно ще увеличат теглото си поради непрекъснатото поглъщане на падащите звезди.

Галактиките ще съществуват милиарди пъти по-дълго от съвременната епоха на Вселената. Такъв дълъг живот се определя от гигантските разстояния между отделните звезди и бавната скорост, с която звездите ги преодоляват. Въпреки това, след като е минало достатъчно време, галактиките ще трябва да се изправят пред собственото си унищожение. През следващите деветнадесет или двадесет космологични десетилетия (19 19 или 10 20 години), повечето мъртви звезди в галактиката ще го напуснат по време на процеса на изпаряване на звездите. Малка и нещастна част от звездите, може би от порядъка на един процент, ще бъде погълната от черна дупка, разположена в центъра на галактиката. В края на този динамичен процес на релаксация животът на галактиката всъщност свършва.

В хода на релаксацията и разсейването на галактиката, сближаването на преминаващите звезди има разрушителен ефект върху всички планети, които все още се въртят в орбитите на звездите. Тези събития, които променят траекториите на звездите, са склонни да изместят планетите от орбитите, които заемат, в резултат на което планетите се отнасят в огромното пространство на пространството. Разказахме за съдбата на такива „бездомни“ планети в предишната глава. Планетите, чиито орбитални радиуси са сравними с радиуса на нашата Земя, ще бъдат изхвърлени от техните слънчеви системи през петнадесетото космологично десетилетие. Външните планети с големи орбити са по-чувствителни, затова до този момент те отдавна са потънали във вечността. Планета като Нептун, чийто орбитален радиус е тридесет астрономически единицище бъдат изхвърлени от Слънчевата система само за дванадесет космологични десетилетия - трилион години. В епохата на разпадане дори най-вътрешните планети могат да напуснат орбитите си. Планетата, чиято орбита е десет пъти по-малка от Земята (малко по-малка от орбитата на Меркурий), ще бъде изхвърлена от орбитата след около седемнадесет космологични десетилетия. Така звездите ще загубят слънчевите си системи много преди деветнадесетото-двадесетото космологично десетилетие, когато завинаги напускат галактиката.

По този начин дългосрочното бъдеще на планетите като цяло и на нашата Земя, по-специално, е доста мрачно. В близко бъдеще планетата ще бъде подложена на огън от комети и астероиди, което ще предизвика глобално изменение на климата и катастрофално унищожаване от общ характер. След това, когато родителските звезди на вътрешните планети набъбнат до размера на червените гиганти, тези планети ще изгорят до земята и ще станат напълно стерилни. Тогава всички оцелели планети ще бъдат насилствено изгонени от техните слънчеви системи и един по един хвърлени в вечната тъмнина на междузвездното пространство.

Сблъсъци на изродени звезди

Редки директни сблъсъци на мъртви звездни останки са моменти на наистина необичайно вълнение, подобно на удивителни знаци, поставящи акценти върху почти безкрайно запустелите пространства на епохата на разпадане. Тези сблъсъци могат да генерират обикновени нови звезди, странни нови типове звезди и грандиозни вълни.

В тази бъдеща епоха повечето от обичайната барионна материя на галактиката е съсредоточена в бели джуджета. И въпреки че кафявите джуджета, които имат по-малка маса, съдържат по-малко вещество, има приблизително същото количество от тях. В голяма галактика от вида Млечен път, натрупаната популация от бели и кафяви джуджета трябва да бъде в милиарди. В хода на движението на мъртвите звезди в орбитите им, от време на време се случват преки сблъсъци: приблизително един такъв сблъсък на всеки няколкостотин милиарда години. Ако вземем предвид сегашната възраст на Галактиката, от порядъка на десет милиарда години, има голяма вероятност (възлизаща на около девет десети), че досега няма сблъсъци със звезди. Сблъсъците ще започнат, когато вселената е на няколко стотин милиарда години. В петнадесетото космологично десетилетие галактиката ще бъде разтърсена от стотици или дори хиляди сблъсъци.

Сблъсъците на две кафяви джуджета са интересни от гледна точка на астрономията, геологията и може би дори на биологията. Голяма част от останалия водород във Вселената е затворена в кафяви джуджета, които не я превръщат в по-тежки елементи. Когато два кафяви джуджета се сблъскат под ъгъл, близо до права линия, те могат да образуват композитен звезден обект, който ще съдържа по-голямата част от първоначалната маса от две звезди (виж фиг. 15). Ако комбинираната му маса превиши праговата маса, която звездата трябва да има, този продукт може да се свие и да се нагрява, докато дългосрочният синтез на водород запали новосъздаденото ядро. Ще се роди звезда. Малки червени звезди в резултат на такива странни сблъсъци по-късно ще преживеят трилиони години.

Фиг. 15. Този компютърен модел изобразява сблъсък на две кафяви джуджета. Първите три снимки показват първите няколко минути от това събитие. Крайният резултат от сблъсъка, показан схематично в четвъртата картина, е истинска звезда, масата от която е достатъчна за иницииране на синтеза на водород. Сблъсъкът естествено създава газ и прах, обграждащ новородената звезда; този диск е средата, в която могат да се формират планети

Чрез тези астрономически катастрофи могат да се създадат нови звезди, дори когато всички запаси от газ в междузвездната среда отдавна са завършили. В галактиката размерът на Млечния път във всеки даден момент ще свети около сто такива звезди. Кумулативната луминесценция на тези замъглени червени остатъци придава на галактиката обща мощност на излъчване, сравнима с тази на съвременното Слънце.

В допълнение, сблъсъците на кафяви джуджета могат да генерират планети. Освен ако не е директен сблъсък, някои от кафявите джуджета ще се въртят твърде бързо, за да станат част от новосформираната звезда. Това въртящо се вещество лесно образува околозвезден диск от газ и прах около новородено звездно тяло. Тъй като формирането на планети е вероятният резултат от виден диск, тези нови звезди са склонни да генерират нови слънчеви системи.

Планетите, произтичащи от сблъсъка на две кафяви джуджета, трябва да имат всички съставки, необходими за развитието на живота. Планетата под грижите на червено джудже може да остане топла трилиони години, много над съвременната епоха на земята. Тези системи имат голямо предлагане на тежки елементи, включително кислород и въглерод, които са в основата на земния живот. На планети, които се въртят в благоприятни орбити, може да има течна вода. По принцип познатите видове живот могат да възникнат и да се развият на такива нови планети, докато Галактиката се разпадне. И едва след двадесетото космологично десетилетие, когато галактиката се изпари и честотата на сблъсъците на кафявите джуджета се сведе до нула, последните земни светове ще станат жертва на вечната нощ.

Сблъсъците на бели джуджета могат да причинят дори по-светли, макар и по-кратки, фойерверки. Ако две бели джуджета се сблъскат и сливат и ако масата на новосформирания обект е по-голяма от границата на Чандрасекар, налягането на изродения газ няма да може да запази продукта от това сливане от гравитационния колапс. Тогава новородената, но прекалено тежка звезда ще трябва да избухне в свръхнова. Приблизително едно от десет сблъсъка на бели джуджета ще завърши с експлозия на свръхнова. Така галактиката, докато остава непокътната и безопасна за около двадесет космологични десетилетия, е обречена да преживее една такава светкавица на всеки трилион години. Избухванията на свръхнови днес са все още доста зрелищни, но в окаяната обстановка на умиращата галактика на епохата на разпадане те ще бъдат наистина впечатляващи.

Обаче, най-вероятният изход от рядко сблъскване между две бели джуджета не е експлозия на свръхнова, а образуването на странна звезда от нов тип. Повечето бели джуджета идват от звезди с ниска маса и са почти изцяло хелий. В резултат на сблъсъка на два такива типични бели джуджета се образува малко по-голям звезден обект, състоящ се от хелий. Ако масата на крайния продукт на сблъсък надвиши 0,3 пъти масата на Слънцето, хелийът в неговите дълбочини по принцип може да се запали. Такива звезди са способни да стопят хелий в по-тежки елементи по същия начин, както развитите (стари) звезди с по-висока маса (което вече описахме в предишната глава). Обаче, за да може една звезда да започне да изгаря хелий, сблъсъкът трябва да му придаде достатъчно голяма топлинна енергия, която е много подобна на обичайната ситуация за нас, когато използваме топлината от горящ мач за запалване на лист хартия. Ако температурата на звездата не е достатъчно висока, за да изгори хелий, тя ще се свие и ще се превърне в друго бяло джудже, скитащо из галактиката в очакване на нов сблъсък или изтласкване в междугалактическото пространство.

В сравнение със своите обикновени близнаци, съществуващи поради изгарянето на водород, тези звезди, изгарящи хелий, са по-горещи, по-светли, по-плътни и живеят много по-малко. Радиусът на типичната звезда, чиято маса е равна на половината от слънчевата, е десет пъти по-малка от радиуса на слънцето, а нейната светимост е десет пъти по-голяма. Повърхността на такава звезда е невероятно гореща: температурата му е 35 000 градуса по Келвин, което е около шест пъти по-висока от температурата на повърхността на Слънцето. В ядрото на звездата условията са още по-крайни: температура от сто милиона (10 8) градуса и плътност от почти 10 000 грама на кубичен сантиметър. Тези звезди живеят само няколко стотин милиона години - дълъг период от човешки стандарти, но само миг в сравнение с дългото време, през което са били формирани. Дори и около тези звезди да се формират планетарни системи, те очевидно няма да имат време да видят развитието на сложен живот върху тях поради недостига на тяхното съществуване. Ако извършим екстраполация на времето, необходимо за развитието на сложни форми на живот на Земята, животът в тези системи е малко вероятно да се издигне над най-примитивните форми, представени от вируси и едноклетъчна биота.

При сблъсък на няколко по-тежки бели джуджета може да се появи звезда от друг странен тип. Ако масата на сблъскващия продукт надвиши 0,9 маса на Слънцето, но не достигне границата на Чандрасекар (по силата на която не експлодира), новият обект по принцип ще може да поддържа въглеродния синтез в ядрото си. Звезда, която изгаря въглерода, има още по-екзотични свойства от звезда, която изгаря хелий. Въглеродна звезда с маса, равна на тази на слънцето, е около хиляда пъти по-ярка от слънцето и нейната повърхност кипи при 140 000 келвина. Със звездните стандарти радиусът на такава звезда е малък - малко повече от радиуса на Земята. В ядрото на звездата температурата достига един милиард градуса, а плътността й е сто хиляди пъти по-голяма от плътността на камъка. Тези ярко запалени свещи живеят само един милион години. Всички планети, които ги придружават, ще продължават да са в най-ранните етапи на формиране, когато звезда изчерпва ядреното си гориво и изгасва. Малко вероятно е през това време да се развие дори най-примитивната биосфера.

Унищожаване на тъмната материя

Ореолите на галактиките се състоят предимно от тъмна материя, повечето от които очевидно съществуват под формата на частици от не-барионна материя. Припомнете си, че барионната материя се състои главно от протони и неутрони, в резултат на което тя съставлява голяма част от това, което считаме за обикновена материя. Както казахме в първата глава, съвременните астрономи смятат, че голяма част от масата на Вселената трябва да попадне в небарионова материя. Освен това се смята, че значително количество от това необичайно вещество е в галактическия ореол.

Наречен е един от кандидатите за ролята на тъмната материя слабо взаимодействащи масивни частици, Тези доста странни частици, чиято маса е десет до сто пъти по-голяма от масата на протона, взаимодействат само чрез слабо ядрено взаимодействие и гравитация. Те не носят електрически заряд, в резултат на което те са безразлични към действието на електромагнитната сила. Те също не са податливи на силно взаимодействие, поради което не се свързват помежду си и не образуват ядра. Тъй като тези частици взаимодействат много слабо, те могат да живеят много дълго в разпръснати хало-подобни области на галактиките. По-специално, те могат да живеят много по-дълго от съвременната епоха на Вселената. Въпреки това, след достатъчно дълги периоди от време, тези частици взаимодействат с обикновената материя, което води до тяхното взаимно унищожение.

Унищожаването на тъмната материя става при две различни обстоятелства. В първия случай, когато две частици се срещнат в галактически ореол, те могат да си взаимодействат, което ще доведе до тяхното пряко взаимно унищожение. Във втория случай частиците се улавят от остатъците от звезди, например бели джуджета, и впоследствие се унищожават един от друг вече във вътрешността на звездите. И двата механизма играят важна роля в бъдещето на Галактиката и Вселената.

В галактическия ореол, частиците на тъмната материя имат ниска плътност: от порядъка на една частица на кубичен сантиметър - и доста големи скорости: около двеста километра в секунда. Тъй като тези частици усещат само слаби взаимодействия, вероятността от унищожаване е изключително малка. Въпреки това, след двадесет и три космологични десетилетия (10 23 години), поради тези взаимодействия, популацията от частици тъмна материя, обитаващи ореола, ще претърпи значителни промени. Когато унищожават частиците на тъмната материя, те обикновено оставят зад себе си по-малки частици с релативистични скорости - толкова големи, че частиците могат да преодолеят гравитационното привличане на галактиката. Така крайният резултат от процеса на унищожение е излъчването на масовата енергия на галактическия ореол в междугалактическото пространство.

Тъй като наличието на тъмна материя съставлява голяма част от общата маса на Вселената, продуктите на унищожението от взаимодействията на тъмната материя са важна част от съдържанието на Вселената в по-късните епохи, особено между двадесетата и четиридесетата космологична десетилетия. Остатъчните продукти от директните събития на унищожение в галактическите ореоли осигуряват голямо разнообразие от частици, включително фотони, неутрино, електрони, позитрони, протони и антипротони.

Тъмната материя се улавя от звездни остатъци от типа бяло джудже. Тъмната материя на галактическите ореоли осигурява фоново море от частици, които непрекъснато преминават през пространството. Тези частици преминават и през всички обекти в галактиката: звезди, планети и, в реална космологична ера, хора. Около 100 милиарда такива частици проникват във вас, читателя, всяка секунда. Въпреки това, поради факта, че тези частици взаимодействат само чрез слабо взаимодействие, и то наистина много  слаби, те проникват във всички видове материи, нямат никакъв ефект върху него. Но от време на време частица тъмна материя взаимодейства с ядрото на атома и по този начин го лишава от определено количество енергия.

Ако такова взаимодействие се случи в дълбините на бяло джудже, частица от тъмна материя може да остане в гравитационната комуникация със звездата. След дълго време популацията на такива частици вътре в звездния обект постепенно се увеличава. Времето, необходимо за тъмната материя да бъде уловено в хода на точно такъв процес, е много по-дълго от водородната част от живота на звездите, които водят живота на звездните остатъци почти през цялото това време. С увеличаването на концентрацията на частиците на тъмната материя в звездната сърцевина, вероятността за тези анигиляции на частиците нараства. В крайна сметка, звездата достига стабилно състояние, в което анихилация в остатъка на звездите се случва със същата скорост, с която частиците се улавят от галактическия ореол.

Процесът на улавяне и унищожаване на тъмната материя е жизненоважен източник на енергия за белите джуджета на бъдещето. Тези звездни обекти са останки от звезди, които са загинали след завършване на термоядрените реакции на синтез в техните дълбочини. При липсата на допълнителен източник на енергия, белите джуджета биха станали по-студени и по-слаби, докато температурата им се изравни с фоновата температура на Вселената. Въпреки това, поради енергията, която те извличат от унищожаването на тъмната материя, белите джуджета могат да излъчват енергия за много дълго време. Общата мощност на излъчване на един бял джудже, дължащ се на този процес на унищожаване, е приблизително един квадрилион (10 15) вата. И макар тази незначителна сила да е около сто милиарда (10 11) пъти по-малка от силата на слънчевата радиация, именно този механизъм на производство на енергия ще управлява Вселената в бъдеще. Подобно производство на енергия може да продължи дотогава, докато галактичният ореол остане непроменен - ​​за около двадесет космологични десетилетия (10-20 години) или десет милиарда пъти по-дълъг от периода, през който слънцето изгаря водорода.

Частиците от тъмна материя, уловени от бели джуджета, в крайна сметка унищожават в радиация, която в крайна сметка започва да доминира във фоновото радиационно поле на Вселената. Въпреки това, преди да напусне звездата, това лъчение навлиза в по-дълги вълни и следователно по-ниски средни енергийни стойности. Фотоните напускат повърхността на звездата с характерна дължина на вълната около петдесет микрона (една двадесета милиметър) - стойност, която е сто пъти по-голяма от дължината на вълната на светлината, излъчвана от слънцето. Тази радиация е невидима за човешкото око, но съвременното оборудване лесно улавя тези инфрачервени фотони. Температурата на повърхността на звездата е ниска - само 63 градуса по Келвин - точно под температурата на течния азот.

В тази епоха бъдеща история  Вселените галактики няма да изглеждат днес. Типичната галактика на бъдещето съдържа милиарди звездни остатъци, всяка от които излъчва енергия поради процесите на улавяне и унищожаване на тъмната материя. В същото време общата излъчваща мощност на цяла галактика от такива звездни остатъци е сравнима с мощността на излъчване на едно от нашите Слънца. Сред тези светещи останки са разпръснати около стотици по-традиционни звезди, формирани в резултат на сблъсъци на кафяви джуджета. И въпреки, че според съвременните стандарти, тези малки звезди блестят доста тъжно, в непроницаемата тъмнина на бъдещето те ще бъдат истински маяци. Общата радиационна мощност, генерирана от тези няколко реални звезди, ще затъмни милиарди бели джуджета.

Живеейки в бяла джудже

Въпреки че познатите ни форми на живот могат да бъдат застрашени от смърт, в атмосферата на старите бели джуджета съществува интересна възможност за бъдещ живот. Не забравяйте, че всяко обсъждане на бъдещите форми на живот със сигурност ще ни доведе в сферата на предположенията. Следващата верига от оценки обаче не само предизвиква определен интерес, но и ясно описва физическите условия, които ще съществуват в белите джуджета в далечното бъдеще.

След смъртта на оригиналната звезда, бялото джудже се охлажда бързо, докато основният източник на енергия е улавяне и последващо унищожаване на частици от тъмна материя. Веднага след като това се случи, бялото джудже преминава в повече или по-малко стабилно състояние, в което ще бъде, докато цялото тъмно вещество в галактическото ореол не изтече, или докато самата звезда не бъде изхвърлена от галактиката по време на нейната динамична релаксация. , Във всеки случай, типичните бели джуджета имат около двадесет космологични десетилетия (10-20 години), така че животът се развива в тяхната атмосфера. Този огромен времеви интервал е сто милиарда пъти по-дълъг от времето, необходимо за развитието на живота на Земята. С толкова дълго време възможността за биологична еволюция от всякакъв вид става много правдоподобна и може дори да е възможно увеличаване на сложността.

В някои аспекти, сценарият за живот на бяло джудже неестествено наподобява живота на Земята. Белият джудже има приблизително същия радиален размер като Земята. Тъй като наземните форми на живот са ограничени до райони, разположени близо до повърхността на нашата планета, всички възможни форми на живот в атмосферата на бяло джудже ще бъдат разположени и във външните слоеве на една звезда. Вътрешната част на звездата се състои от изродено вещество, а химичните реакции във вътрешността на звездата не се срещат. Интересна химия може да бъде свързана само с външния слой. Източникът на енергия за бялото джудже е радиационното поле, което нагрява повърхностните слоеве отвътре, докато Земята получава топлина отгоре - от Слънцето. Най-важната разлика е, че животът на Земята се основава на наличието на течна вода, докато в атмосферата на бяло джудже няма да има почти никаква течна вода. В среда с бяло джудже, най-много, на което може да се надяваме, е съществуването на някакъв вид химична реакция.

Първото изискване за съществуване на живот е подходяща смес от химически елементи. Белите джуджета с по-висока маса естествено съдържат големи количества от двата най-важни елемента за земни организми - въглерод и кислород. Най-малките бели джуджета, чиято маса не надвишава половината от слънцето, напротив, се състоят от практически един хелий. Хелият е почти напълно химически инертен и следователно не е желателен за околната среда, по отношение на която имаме надежда за появата на живота. По този начин по-големите бели джуджета имат много по-добри шансове да приютят биосферата върху себе си.

Дълго време повърхностната температура на бялото джудже е около 63 градуса по Келвин, което е много близко до температурата на течния азот. В дълбините на звездата малко по-горещо, макар и не много. Основната част от вътрешните области на бялото джудже е изпълнена с дегенерирано вещество, при което топлината лесно се разпространява от вътрешните области във външната. Поради сравнително лесния пренос на топлина звездата достига почти постоянна температура в почти целия си вътрешен регион. Въпреки това, външните слоеве на звездата, близо до повърхността му, се състоят не от дегенерати, а от обикновена материя.

Най-горният слой на звездата по принцип е способен да поддържа химични реакции и има достъп до широк спектър от фотонни енергии, които предизвикват тези реакции. Унищожаването на тъмната материя, което се случва в сърцевината на звездата, произвежда високоенергийни радиации - гама лъчи, чиято енергия достига милиарди електронволта. Докато тази радиация достига до горните слоеве на звездата, нейните вълни стават по-дълги, а енергията на фотона съответно намалява. На външната повърхност на звездата енергията на фотоните, средно, съставлява определена част от електронния волт. За сравнение, ние казваме, че при химични реакции типичните енергийни стойности за една частица са няколко електронволта. Така в атмосферата на бяло джудже има точно диапазон от енергии на фотоните, който е необходим за задействане на химични реакции.

Какво ще кажете за общия енергиен резерв на такава звезда? Бяло джудже, което се дължи на унищожаването на тъмната материя, произвежда енергия, равна на около 10 15 вата. Тази радиационна мощност е малка в сравнение със светимостта на съвременното Слънце, но доста голяма в сравнение с общата мощност, която произвежда цялата човешка цивилизация. Като друго сравнение можем да отбележим, че делът на слънчевата енергия, която Земята възприема, е около 10 17 вата. С други думи, силата, необходима за предизвикване на биологична еволюция в атмосфера на бяло джудже, е един процент от общата мощност, с която разполагат биосферата на Земята в наши дни.

Нека отидем по-далеч в този ментален експеримент, приблизително да преценим вероятността за съществуването на всякакви форми на живот в атмосферата на белите джуджета. Следвайки примера на Фрийман Дайсън, предполагам, че животът е подчинен на някакъв закон за съответствие на скалите, който от своя страна означава, че субективното време, което се чувства едно живо същество, зависи от температурата, при която той функционира. В случай на по-ниски температури животът тече по-бавно, така че усещането за същия брой моменти на съзнание в такова същество ще отнеме повече време.

Що се отнася до нашата хипотетична биота, която се развива близо до повърхността на бяло джудже, температурата на околната среда трябва да бъде около 63 градуса по Келвин, което е около пет пъти по-малко от температурата на бозайниците. Хипотезата за съвпадение на мащаба казва, че отнема пет пъти повече реално (физическо) време за такова същество, за да оцелее в същата действителна „сума” от живота. Така, в сравнение с живота на Земята, животът в атмосферата на бяло джудже губи с фактор пет поради факта, че той има по-ниска метаболитна скорост, както и фактор от един поради факта, че има по-малко енергия. Тази загуба от фактор 500 е повече от компенсирана от наличното време, което е сто милиарда пъти по-дълго. Съчетавайки тези две конкурентни действия, ние вярваме, че животът в атмосфера на бяло джудже има числено предимство от около сто милиона. Дори ако еволюцията на живота в атмосфера на бяло джудже е сто милиона пъти по-малко ефективна от биологичната еволюция на Земята, тази звезда все още има време и енергия, която е достатъчна, за да генерира цяла мрежа от различни форми на живот, сравними по мащаб с биосферата на днешната Земя. ,

Въпреки това, нашето разбиране за живота и еволюцията далеч не е завършено. Тази екстраполационна линия не е строга прогноза, а по-скоро интересна възможност. Атмосферите на белите джуджета имат доста голям източник на енергия и наистина огромно количество време. В такава среда е възможно появата на интересна химия. Въпреки че като цяло не можем да гарантираме, че времето, енергията и химията са достатъчни условия за появата на биологията. Въпреки това, в единствения известен за нас пример, интересната химия доведе до еволюцията на живота. Не знаем дали тази възможност се реализира в бъдеще.

Да живееш извън атмосферата на бяло джудже

Можете да си представите по-традиционна гледна точка за съществуването на живота в бъдеще. Белите джуджета, които живеят чрез улавянето и унищожаването на частици от тъмна материя, осигуряват действителна осветеност от 10 15 вата. Това достатъчно голямо количество енергия излъчва повърхността на звезда, сравнима по размер с Земята. Пожелава на някоя бъдеща цивилизация да използва тази енергия, тя може да обгради тази звезда със сферична обвивка, която ще улови енергията, която излъчва. Такова предприятие би изисквало изграждането на планетарно-мащабно строителство - скъпа, но доста реалистична цел за високо развита цивилизация.

В такива системи на бели джуджета, общата налична мощност значително надвишава силата, която в момента се развива и консумира от нашата цивилизация на Земята. Тази номинална сила на белите джуджета може да бъде включена в перспективата по друг начин. Да предположим, че една цивилизация, живееща близо до бяло джудже, има един милиард граждани. Тогава всеки член на това общество ще има достъп до една пълна мегават мощност: това е достатъчно, за да работи десет хиляди стереорекордери в пълен обем. Нещо повече, такова снабдяване с енергия може да продължи двадесет космологични десетилетия (сто милиарда милиарда години) - значително повече от двеста години, в които напълно ще изчерпим запасите от изкопаеми горива на нашата Земя.

Растежът на черните дупки

В епохата на разпад черните дупки се увеличават и стават по-масивни. Те набират маса, поглъщайки звездите и газа, които са опасно близо до „повърхността“ на черната дупка - хоризонта на събитията. Както ще видим в следващата глава, в края на краищата, черните дупки трябва да се откажат от гигантската си маса чрез излъчване на радиация, но това ще се случи много, много по-късно от момента, когато епохата на разпад идва и свършва. Междувременно те продължават да наддават на тегло.

По принцип супермасивните черни дупки могат да погълнат цялата галактика, в която живеят. Колко време ще продължи този процес? Ако една черна дупка с тегло един милион слънца, подобно на тази в центъра на Млечния път, абсорбира звездите случайно, тя ще смуче цялата ни галактика за около трийсет космологични десетилетия (един милион трилиона трилиона години). Ако черната дупка първоначално имаше много по-голяма маса, да кажем един милиард слънца, тя би успяла да унищожи галактиката в много по-кратък период - за около двадесет и четири космологични десетилетия. Както и да е, и двата периода са много по-дълги от очаквания живот на галактиките. Както казахме, звездите, образуващи галактиката, ще се изпарят в междугалактическото пространство, след като са минали само двадесет космологични десетилетия. В резултат на това повечето звезди ще могат да избегнат "яростта" на черните дупки, но някои от тях все още умират по този начин.

И двете черни дупки и няколко останки от звезди ще съществуват след изчезването на галактиките. След около двадесет космологични десетилетия черните дупки и останки от звезди принадлежат на техния локален суперкластер, който следва йерархията на мащабната структура, към която някога е принадлежала галактиката. Тази по-голяма структура остава обвързана със силите на гравитацията и се държи по някакъв начин като гигантска галактика. Черните дупки, най-малко една на бившата галактика, принадлежащи на даден клъстер, ще се скитат из този клъстер, поглъщайки звезди и други неща, с които се сблъскват. По този начин черните дупки продължават да увеличават масата и да се увеличават

В отсъствието на противоположни физични ефекти, динамичните процеси на изпаряване на звездите, гравитационното излъчване (виж глава 4) и усвояването на звездите от черните дупки ще продължат по още по-големи пространствени и съответно времеви мащаби. Краят на тази йерархия трябва да започне с края на епохата на разпадане.

Останките от звезди и всичко, което смятаме за обикновена материя, се формират от протони. И след огромен период от време природата на тези най-протони ще се промени до неузнаваемост.

Разпад на протон

Едно от изненадите, представени ни от физиката на частиците през втората половина на ХХ век е, че протонът не се оказва вечен. Протони, които дълго време се считат за стабилни и безкрайно дълги частици, както се оказа, след достатъчно дълго време, могат да се разпаднат на по-малки частици. По същество протоните се характеризират с екзотичен вид радиоактивност. Те отделят по-малки частици и се превръщат в нещо ново. Този процес на разпадане ще отнеме невероятно дълго време, много по-дълъг от сегашната епоха на Вселената, далеч отвъд живота на звездите и дори много по-дълъг от този на галактиките. Въпреки това, в сравнение с вечността, протоните ще изчезнат съвсем скоро.

Как е възможно това? Вече сме запознати с позитрон - антиматериален партньор на по-конвенционален електрон, носещ положителен заряд. Може да се предположи, че в резултат на протонния разпад трябва да се появи позитрон и да се освободи допълнителна енергия, тъй като масата на протоните е почти две хиляди пъти по-голяма от позитронната маса. Позитронът е по-ниско енергийно състояние. Един от основните физически принципи казва, че всички системи се развиват в посока на държави с по-ниска енергия. Водата тече по хълма. Възбудените атоми излъчват светлина. Леките ядра, като водород, се трансформират в по-тежки, от хелий до желязо по време на синтеза, защото по-големите ядра имат по-ниска енергия (на частица). Големи ядра като уран са радиоактивни и се разлагат на по-малки ядра с по-ниска енергия. Защо тогава протоните не могат да се разпаднат в позитрони или други малки частици?

На най-фундаментално ниво, много физически теории имат вграден закон, който забранява разпадането на протоните, въпреки че в резултат на този разпад те могат да отидат в състояние с по-ниска енергия. Накратко, този закон може да бъде формулиран по следния начин: барионният номер винаги се запазва. Протоните и неутроните са съставени от обикновена материя, която наричаме барион. Всеки протон или неутрон съдържа една единица барионно число. Частиците от вида на електроните и позитроните имат нулев барионно число, както и фотони, частици от светлина. Така, ако протон се разпадне в позитрони, барионният номер се губи в този процес.

Въпреки това, в по-новите версии на теориите за частиците има пропуск. Закон, забраняващ разпадането на протон, понякога може да бъде нарушен, но само понякога. На практика този очевиден оксиморон означава, че протоните ще се разпадат след много дълго време, много по-дълго от сегашната епоха на Вселената.

Протонният разпад може да върви по много различни пътища, в резултат на което може да има много различни продукти от това разпадане. Един от типичните примери е показан на фиг. 16. В този случай протонът се разпада в позитрон и неутрален пион, който впоследствие се разпада в фотони (радиация). Възможни са много други начини на разлагане. Все още не е известно цялото разнообразие на продуктите от този разпад и техните популации.

Фиг. 16. Тук е един от възможните начини за разпадане на протон. В този случай крайният резултат от протонния разпад е позитрон (електронна античастица) и неутрален пион. Божурът е изключително нестабилен и бързо се превръща в радиация (т.е. разпада в фотони) Ако такъв разпад се случи в плътна среда като бяло джудже, позитронът бързо анихилира с електрона, образувайки още два високоенергийни фотона.

Читателят може да попита защо всъщност обсъждаме разпадането на протон, а не на неутрон. Факт е, че неутроните вътре в ядрото ще се разпаднат след приблизително същия период от време. Свободните неутрони не живеят твърде дълго. Неутронът, оставен на себе си, се разпада в протон, електрон и антинеутрино за около десет минути. Такъв метод на разпад не е разрешен за неутрони, свързани в атомни ядра. Обвързаните неутрони могат да оцелеят само дългосрочни методи на разпад, подобни на пътеките на протонния разпад.

Съвременната физика не определя точно средния живот на протона. Най-простият вариант на тази теория предсказва, че протон ще се разпадне за около тридесет космологични десетилетия (10-30 години или квадрилион квадрилион години). Въпреки това, това просто предсказание вече беше опровергано от експерименти, които показват, че живота на протона трябва да надвишава тридесет и две космологични десетилетия. Протонното разлагане предсказва теория на общото обединение  - Теорията съчетава силни, слаби и електромагнитни взаимодействия. Тези теории са свързани с невероятно високи енергии, които съществуват в нашата Вселена само в първите няколко минути след Големия взрив. Енергиите на най-големите ускорители на частици са милиарди пъти по-ниски от тези, необходими за изучаване на този интересен физически режим. В резултат на това физиците все още нямат окончателна версия на теорията за голямото обединение. Понастоящем се изучават много възможни варианти, всички от които дават различни прогнози за живота на протона.

Ако вземем предвид, че Вселената е само на десет милиарда години, идеята за провеждане на експеримент за измерване на времето в квадрилион квадрилион години (тридесет космологични десетилетия) изглежда почти нереална. Въпреки това, ако имате обща представа за процеса на радиоактивен разпад, основната идея става ясна. Всички частици, в този случай протони, не живеят за определено време, след което едновременно се разлагат. Напротив, има вероятност от разпадане на частици по всяко време, Поради факта, че вероятността за такъв разпад е незначителна, повечето частици ще живеят до голяма възраст. Животът на една частица е средно времекои части живеят, а не реален  на всяко от тях. Винаги ще има частици, които ще се разпадят рано. И този вид детска смъртност сред частиците може да се измери емпирично.

За да откриете процеса на разпад, се нуждаете от голям брой частици. За по-голяма яснота нека приемем, че искаме да измерим разпадането на протон, чийто очакван живот е 10 32 години. Ако вземете голям резервоар, съдържащ 1032 протони (малък плувен басейн с дължина двадесет метра, пет ширини и два дълбоки, може да действа), приблизително един протон на година ще се разпадне в рамките на този експериментален апарат. Ако успяхме да създадем чувствителни инструменти, които да ни позволят да регистрираме всеки такъв разпад, тогава щеше да изчакаме само няколко години, след което нашето измерване можеше да се счита за пълно. На практика тези измервания включват малко по-сложни експериментални проблеми, но основната идея е напълно разбираема. По-специално, за да разберете отговора на поставения от нас въпрос, не е необходимо да чакате 10 32 години. Експериментите от този тип вече показват, че животът на протона надхвърля 10 32 години. В момента продължават експериментите за откриване на протонния разпад.

Протонният разпад може да се предскаже много общо. В ранната Вселена някакъв процес, протичащ в нарушение на барионния брой, създава материя, която наблюдаваме в нашата съвременна Вселена. Припомнете си, че в първата микросекунда на историята на пространството се образува лек излишък на материя над антиматерията. Количеството на материята във Вселената може да надвишава количеството антиматерия, само ако в резултат на някакъв физически процес се образува допълнително барионно число. Но ако подобен процес може да се осъществи, по време на който се нарушава законът за запазване на барионния номер, тогава протоните са обречени на смърт. Тогава протонният разпад е само въпрос на време.

Възможните пътища на протонния разпад, споменати досега, не включват четвъртата сила на природата - гравитацията. Въпреки това, гравитационната сила контролира допълнителния механизъм на протонния разпад. В действителност, протонът не е неделима частица: той се формира от три съставни частици, които се наричат ​​кварки. Кварки в протона не са в покой: те са в състояние на постоянно вълнение. Въпреки че са много, много редки, но те все още могат да заемат почти същата позиция вътре в протона. Щом се случи това сближаване, ако кварките са достатъчно близо един до друг, те могат да се сливат в микроскопична черна дупка. Оценките за средното време, през което ще е необходим протон, за да се тунелира в миниатюрна черна дупка, варират в широки граници: от четиридесет и пет до сто и шестдесет и девет космологични десетилетия, като долният край на този диапазон е предпочитан. Излишно е да се споменава, че този процес все още не е добре разбран, в резултат на което животът на протона, съответстващ на него, може да бъде наречен само в много грубо приближение. Но ако протоните не се разпаднат още по-рано, те са предназначени да изчезнат по време на този процес - да приемат смъртта от силата на гравитацията.

Както ще обсъдим в следващата глава, черните дупки също не са вечни. Освен това малките черни дупки живеят много по-малко от големите. След самопреобразуване на протон в черна дупка, той почти веднага ще се изпари, оставяйки след себе си позитрон. Така протонът е друго бойно поле на гравитацията и термодинамиката. Поради безмилостното действие на гравитацията, рано или късно, тя може да провокира смъртта на протоните и образуването на малки черни дупки. Но този очевиден триумф на гравитацията е краткотраен. Черните дупки се изпаряват веднага след появата им. По-голямата част от протонната маса-енергия преминава в радиация, ентропията се освобождава във Вселената, а термодинамиката празнува окончателната победа.

Има и друг, дори по-екзотичен, механизъм на протонно разпадане. Вакуумно-празни конфигурации могат да имат повече от едно възможно състояние. По принцип вакуумът може да промени спонтанно конфигурацията си по време на процеса на квантово механично тунелиране. Тъй като преходите на вакуум от едно състояние в друго причиняват промени в барионния номер, те могат да служат като тригер за протонния разпад. Въпреки това, такива преходи са силно потиснати, в резултат на което те изискват огромно количество време. В отсъствието на по-бърз път на разпад, протоните ще бъдат унищожени от действието на този механизъм в сто и четиридесет или сто и петдесети космологично десетилетие.

Съдбата на дегенерираните остатъци

Последната глава от звездната еволюция се разкрива в разпадането на протоните. Въпреки че истинският живот на протоните не е бил измерен емпирично, в тази книга приемаме, че типичният живот на протона е тридесет и седем космологични десетилетия (десет трилиона трилиона трилиона години). Когато протоните се разпадат вътре в една звезда, например вътре в бяло джудже, получената енергия възстановява енергийните резерви на тази звезда. Най-често срещаните продукти на този разпад са позитрон и пион, като последният мигновено се разпада до високо енергийни гама лъчи. Позитронът бързо открива електрон и тези две частици унищожават, образувайки още два високоенергийни гама фотона. Така че в крайна сметка маса за почивка  протонът се превръща в гама-лъчение, нагрява звездата. Следователно, разлагащите се протони осигуряват на звездата вътрешен източник на енергия, с изключение на това, че цената на това е невероятно висока: за да се създаде топлина и светлина, звездата трябва да се откаже от собствената си маса за почивка.

Бялото джудже, съществуващо поради разпадането на протона, има осветеност от около четиристотин вата: това е достатъчно, за да поддържа блясъка на няколко крушки. Светлината на цяла галактика от такива звезди е десет трилиона пъти по-малка от осветеността на нашето Слънце. Дори ако добавим радиационната сила на всички звезди във всички галактики, които понастоящем попадат в нашия космологичен хоризонт, получената светимост ще бъде още сто пъти по-малка от осветеността на нашето Слънце. Да, такова бъдеще трудно може да се нарече светло.

Радиацията вътре в бялото джудже ще бъде разпръсната много пъти, преди да достигне повърхността на звездата. В тази бъдеща епоха, повърхностната температура на бялото джудже ще бъде едва 0.06 градуса Келвин - около сто хиляди пъти по-студено от Слънцето. Така че тези четири ватни крушки е малко вероятно да се съберат като десктоп. Те излъчват радиация, характерна дължина на вълната от която е пет сантиметра - около петдесет хиляди пъти по-дълга от тези вълни, които могат да уловят човешкото око.

По време на еволюционната фаза на протонния разпад химичният състав на бялото джудже се променя до неузнаваемост. Да предположим, че започнахме със звезда от чист въглерод. Всяко въглеродно ядро ​​съдържа шест протони и шест неутрона. С разпадането на протоните и неутроните, ядрата стават по-малки и съдържат по-малко частици. По време на този процес, първоначалните въглеродни ядра се свеждат до единична частица и звездата завършва своя жизнен цикъл под формата на чист водород.

Две неща усложняват тази проста картина. Първо, високоенергийната радиация, която се освобождава в резултат на протонния разпад, може да освободи други протони и неутрони от ядрата. Тези освободени частици, като правило, се отказват от новооткритата свобода и се обединяват с други ядра. Средно, всеки разпад на протон се придружава от един преход на допълнителен протон или неутрон от едно ядро ​​към друго. Така получаваме някакъв ядрен скок.

Вторият проблем е студеното сливане. Дори при ниски температури, в този случай не повече от един градус под абсолютната нула, понякога ядрата могат да бъдат синтезирани поради принципа на неопределеността на Хайзенберг. Поради вълновата природа на частиците, не е възможно да се определи точното местоположение на тяхната позиция. В резултат на това двете ядра понякога са достатъчно близки, за да синтезират по-тежко ядро. В дълбините на бялото джудже, което е милион пъти по-плътно от Земята, студеният синтез на водород отнема само сто хиляди години, а въглеродът - около двеста космологични десетилетия (10,200 години). По този начин белите джуджета са склонни да задържат състава на хелия. Въпреки това, дадените интервали от време са толкова дълги, че студеното сливане не влияе съществено на еволюцията на бялото джудже по време на фазата на разпадане на протона, което ще настъпи след 10 37 години. Също така е ясно защо студеният синтез не играе никаква интересна роля в съвременната Вселена.

Тъй като бялото джудже продължава да губи маса по време на разпадането на протона, неговата структура претърпява забележими промени. Поради нелогичния характер на изроденото вещество, радиалният размер на бялото джудже се увеличава с намаляването на масата му. Когато звездата се разширява, нейната плътност намалява и веществото накрая престава да се дегенерира. Този преход се случва, когато масата на звездата намалява до масата на Юпитер - около хиляда пъти по-малка от масата на Слънцето. На този етап на еволюцията звездата има плътност на водата и радиус десет пъти по-малък от този на Слънцето. Звездата се състои от замразена маса от водородни атоми: нещо като огромна топка от леден водород.

След изчезването на дегенеративното състояние, бялото кристално джудже продължава да намалява, докато не стане толкова малко, че вече не може да функционира като звезда. Този окончателен преход става краят на звездната еволюция. Истинската звезда умира, когато стане прозрачна, когато лъчението, което се разпространява вътре в звездата, може свободно, без разсейване, да се отдели от нея. На тази повратна точка, масата на звездата е само 10 24 грама - около шест хиляди пъти по-малка от масата на Земята.

По този начин повечето звезди в предпоследния етап на еволюцията са предназначени да се превърнат в водороден буч, размерът на който е около седемдесет пъти по-малък от луната. Когато процесът на протонния разпад приключи, тази буца продължава да се изпарява. Така окончателната съдба на белите джуджета става ясна: от тях нищо не остава. Цялата енергия на звездата, в крайна сметка, се излъчва в междузвездното пространство. И отново, термодинамиката в крайна сметка триумфира над гравитацията.

Неутронните звезди, тези редки и плътни роднини на бели джуджета, се изпаряват по подобен начин. Протонният разпад осигурява неутронни звезди с приблизително еднаква обща светлина: около четиристотин вата. Неутронните звезди са много по-малки от белите джуджета. Следователно, за да има една и съща радиационна мощност, повърхността на тези звезди трябва да бъде по-гореща: около три градуса Келвин в случай на типична неутронна звезда. Приблизително тази температура има модерна реликтна радиация, която определя минималната температура, налична във Вселената днес. В периода от тридесет и седма до тридесет и девети космологични десетилетия, неутронните звезди, излъчващи слаба светлина при температура от три градуса Келвин, ще бъдат сред най-горещите обекти във Вселената.

Въпреки това, в крайните фази на живота им, неутронните звезди са малко по-различни от белите джуджета. Тъй като неутронната звезда губи масата си в процеса на разпадане на протона, тя става по-малка и, в крайна сметка, неутронната дегенерация изчезва. Веднага след като неутроните престанат да се дегенерират, те се превръщат в протони, електрони и антинейтрино. Този преход се случва, когато масата на звездата падне под една десета от масата на Слънцето, а радиусът й е приблизително сто и шестдесет и четири километра. На този етап плътността е все още достатъчно голяма, за да останат електроните дегенерирани, а звездата е много подобна на бяло джудже. Останалият звезден обект, подобно на бяло джудже, продължава да губи маса, тъй като нараства броят на протоните, докато изродеността на електроните изчезне. Тогава нашият обект се превръща в леден водороден блок, масата на който не надвишава една хилядна от масата на Слънцето. Тогава протоните се разпадат в кристалната решетка, което в крайна сметка води до пълното изпаряване на звездата и нейното преобразуване в лъчение и малки частици. В крайна сметка нищо не остава от неутронните звезди.

Дългосрочната съдба на планетите има подобна история. Планетите се състоят основно от протони, които се разлагат, в резултат на което планетата се изпарява, превръщайки се в радиация. Докато останалите планети започнат да се срутват в процеса на разпадане на протона, те отдавна ще бъдат отделени от родителските звезди и ще се скитат сами в огромните пространства на пространството. С бавното разрушаване на планетата, те произвеждат доста скромна мощност: само една миливата в случай на планета като Земята. И макар планетите първоначално да съдържат повече тежки елементи от звездите, в своето време те също ще се превърнат във замръзнал водород. Дори една планета, състояща се от чисто желязо, ще се срути до трийсет и осмата космологична десетилетия - приблизително шест протонни полуживота. През тридесет и деветото космологично десетилетие планетата ще се развие от малка бучка водородни кристали до напълно разрушено състояние.

Чрез четиридесетото космологично десетилетие почти всички протони във вселената ще се разпаднат, а изродените звездни останки ще изчезнат. На пръв поглед това ще бъде заменено от твърди и неразрушими звездни останки от разпръснато море от радиация, състоящо се главно от протони и неутрино с малка смес от позитрони и електрони. Вселената ще придобие нов характер. Понякога в тази гигантска арена на поразително запустение се откриват самотни области на изключително криволинейно пространство-време, т.нар. Черни дупки. В края на епохата на разпадане черните дупки, съдържащи от една до няколко милиарда слънчеви маси, упорито се опитват да влязат в следващата ера.

Забележки:

Комбинацията от противоположни думи. - Прибл. Транс.