Подобно нейтронной звезде, она может стягивать на себя газ с обычной звезды. Этот газ будет закручиваться орбитальным дви­жением вокруг черной дыры, образуя диск. Трение частиц друг с другом на­гревает их до десятков миллионов Кель­винов, и газ начинает испускать рентге­новские лучи. В результате дыра-невидимка окажется окутанной ореолом мощного рентгеновского излучения, ко­торое можно «уловить» из космоса. В отличие от излучения рентгеновских пульсаров, оно стабильно.

Однако самым надежным критерием установления принадлежности рентге­новского источника к черным дырам яв­ляется измерение его массы. Массы ком­понентов двойной системы можно изме­рить по их орбитальному движению. И вот оказалось, что у четырех рентгенов­ских двойных массы рентгеновских ис­точников не менее чем в пять-семь раз превосходят массу Солнца. Первый та­кой объект — Лебедь Х-1. Ученые счита­ют, что в созвездии Лебедя открыта пер­вая черная дыра во Вселенной. Назовем еще три черные дыры по порядку их от­крытия: LМС Х-3 в Большом Магелла­новом Облаке (БМО — спутник нашей Галактики), А0620-00 в экваториальном созвездии Единорога и совсем недавно открытая система V404 Лебедя. В по­следнее время появилось еще несколько претендентов в черные дыры. Есть пред­положения, что в ядрах активных галак­тик существуют черные дыры с очень большими массами — до 1 млрд масс Солнца!

Струи раскаленного газа, исходящие от оптической (видимой) звезды-сверх­гиганта, закручиваются вокруг черной дыры по сходящейся к ее центру спира­ли и исчезают в ней. Падение на нее но­вых порций вещества только увеличи­вает массу черной дыры, но заполнить дыру «до краев» нельзя ничем!

Космический корабль вне чёрной ды­ры может двигаться в любом направле­нии. Но не приведи Бог оказаться путе­шественникам под горизонтом событий черной дыры. Оттуда нет выхода назад! И независимо от мощности двигателей корабль с большим ускорением станет падать к центру чёрной дыры. Движе­ние в обратном направлении (от цен­тра!) просто невозможно. При этом при­ливные силы неограниченно нарастают и разрывают корабль на части... Про­никновение в чёрную дыру равносильно самоубийству.

Допустим, что космонавту, оказавше­муся под горизонтом событий, то есть в черной дыре, удалось каким-то образом уцелеть. Тогда он увидел бы совершен­но другую Вселенную и, вероятно, свое будущее. Объяснить это можно тем, что внутри чёрной дыры пространственная и временная координаты как бы меня­ются местами и путешествие в про­странстве здесь заменяется путешестви­ем во времени. Но так ли безвозвратно исчезает все вещество в этой бездонной «черной пропасти»?

Оказалось, что ничего не излучаю­щие «мертвые» чёрные дыры могут «ис­паряться» в результате так называемых квантовых процессов, протекающих в сильных гравитационных полях. На первый взгляд это кажется еще более удивительным, чем сам факт существо­вания черных дыр. Теоретические ис­следования английского ученого С. Хоукинга показали: если на чёрную дыру не падают извне вещество и излучение, она начинает терять массу и уменьшает­ся. Мало того, она может даже полно­стью «испариться»! Принципиальная важность этого (пока чисто теоретиче­ского) положения состоит в том, что оп­ровергнуто представление о вечности чёрных дыр: они способны медленно ис­чезать, превращаясь в тепловое излуче­ние. В конце же эволюции чёрной дыры происходит лавинообразное выделение энергии, эквивалентное взрыву 1 млн мегатонных водородных бомб!

Открытие чёрных дыр — это важное доказательство наличия во Вселенной совершенно необычных — релятивист­ских пространственно-временных струк­тур, это и новое осмысление процессов эволюции материи во Вселенной.

Ещё раз о судьбах звезд

Большинство исследователей звёзд­ной Вселенной сходятся на мысли, что гравитационное сжатие галактических газопылевых облаков является главен­ствующим процессом образования звёзд. Правда, существует и совершенно иная точка зрения на «предысторию» огненных светил. Так, академик Виктор Амазаспович Амбарцумян (1908—1996) обосновал гипотезу, согласно которой звезды и галактики возникают из гипо­тетического сверхплотного «дозвёздного» вещества. Не исключено, что этот процесс тоже имеет место. Но вот звезда тем или иным образом родилась. Что будет с ней дальше? По какому пути пойдет ее развитие?

Моделирование на ЭВМ показало, что звезды могут рождаться различных типов и поэтому их развитие должно протекать по-разному. Этот вывод под­тверждают и наблюдения звёзд, выпол­ненные в разных диапазонах спектра.

Как только в недрах протозвезды тем­пература повысится до 10 млн К, там на­чинаются термоядерные реакции пре­вращения водорода в гелий. При этом выделяющаяся энергия разогревает ве­щество до самосвечения. Огромное луче­вое давление останавливает дальнейшее сжатие, и протозвезда превращается в обычную звезду главной последователь­ности диаграммы Герцшпрунга—Рессела. А так как светимость и поверхност­ная температура звезды зависят от ее массы (светимость звезды примерно пропорциональна четвертой степени ее массы), то звезды вступают на разные участки главной последовательности: массивные — выше Солнца, а звезды ма­лой массы — ниже нашего светила. Про­должительность пребывания звезды на главной последовательности тоже зави­сит от ее первоначальной массы. Мас­сивные звезды, излучающие большое ко­личество энергии, довольно быстро рас­ходуют запасы своего ядерного «горюче­го». Так, например, горячие голубые ги­ганты с массой, превышающей солнеч­ную в 20 раз, находятся в стационарной стадии всего лишь немногим более 1 млн лет, в то время как звезды, подобные Солнцу, «живут» на главной последова­тельности 10—15 млрд лет и больше.

После выгорания водорода в недрах звезды образуется гелиевое ядро. Те­перь «термояд» будет совершаться не в центре звезды, а в слое, прилегающем к ядру. В результате этого ядро начинает сжиматься. Последнее обстоятельство неизбежно приводит к разогреванию ге­лиевого ядра. Но рост температуры внутри звезды тоже зависит от ее массы. У звезд, уступающих по массе нашему Солнцу в пять и более раз, температура ядра хотя и повышается, но остается не­достаточной для возникновения в нем новых термоядерных реакций. Зато у более массивных звезд температура яд­ра при сжатии достигает экстремально­го значения, и в нем начинается превращение гелия в углерод, а потом углерод превращается в другие более тяжёлые химические элементы.

Во внутренней части ядра звёзд из углерода синтезируются кислород и кремний. Окончательный продукт термоядерного ''горения" в звёздах - железо с атомным номером 26.

Хотя простого накопления атомных ядер в результате реакций термоядерного "горения" в звёздах недостаточно для создания ядра более тяжёлого, чем у Fе²⁶, этот же процесс (термоядерный синтез) приводит к образованию нейтронов (n), которые не несут электрического заряда и потому сравнительно легко включаются в атомное ядро. Это явление известно как реакция захвата нейтронов. Именно за счёт него в звёздах возникают элементы с атомными номерами вплоть до 83 (висмут).

Таким образом, все химические элементы во Вселенной, от Н¹ до Вi⁸³ появились в процессе последовательных термоядерных реакций, начало которым дал Большой взрыв с последующим стремительным расширением Вселенной. Данный процесс после­довательного образования всё более сложных и тяжёлых элементов за счёт термоядерного "горения" носит общее название нуклеосинтез и подразделяется на несколько стадий. На ранней стадии, занявшей первые минуты после Большого взрыва, за счёт взаимодействия элементарных частиц протоматерии возникли Н¹ и Не². Далее, в процессе первичного структурирования Вселенной, занявшего около 300 тыс. лет, образовались лёгкие элементы до В⁵ включительно. К тому времени Вселенная настолько расширилась и остыла, что "ядерный фейерверк" в ней прекратился. Но на этой стадии уже появились первые звёзды, в центральных областях которых за счёт сжатия температура поднялась настолько, что стали возможными реакции термоядерного синтеза более тяжёлых элементов - от С⁶ до Fе²⁶. Однако простого накопления атомных ядер недостаточно для формирования ядра более тяжелого, чем у Fе²⁶. Поэтому на зрелой стадии нуклеосинтеза более сложные и тяжёлые элементы (от Со²⁷ до Вi⁸³) образовывались уже за счёт захвата медленных нейтронов, выделяющихся в процессе термоядерного синтеза. Однако и такой процесс не может продолжаться до бесконечности: если атомное ядро несёт в себе слишком много нейтронов, оно становится нестабильным и распадается. Для того чтобы получить ядро более тяжёлое, чем у ²⁰⁹Вi⁸³ необходимо облучение чрезвычайно мощным потоком быстрых нейтронов. Здесь начинается следующий процесс образования элементов, тесно связанный с эволюцией зв ё зд.

Поскольку идущее в звёздах термоядерное "горение" - чрезвычайно производительный источник энергии, жизнь любой звезды имеет длительный стабильный период, который называется главной последовательностью. Например, у звёзд типа Солнца, которое, как уже говорилось, находится на главной последовательности, он продолжается примерно 10¹⁰ лет. Звёзды, более массивные, чем Солнце, находятся на главной последова­тельности дольше, а менее массивные звёзды, наоборот, меньший промежуток времени.

Однако в конце концов водород - основное "горючее" термоядерных реакций в звёздах любой массы - начинает иссякать. В результате у звезды формируется гелиевое ядро с примесью всех элементов, образовавшихся в процессе нуклеосин­теза, размеры которого непрерывно растут, а окружающая ядро оболочка сгорающего водорода медленно смещается к внешним областям. Внутренняя область звезды, лишенная водородного "горючего", охлаждается и сжимается, оставляя внешние части звезды без поддержки, так что они тоже сжимаются и резко нагреваются (этот процесс называется коллапсом звезды). Но во внешних частях звезды еще содержится много несожженного водородного "горючего", и, поскольку термоядерные реакции чрезвычайно чувствительны к температуре, процесс развивается неудержимо: термоядерное "горение" повышает температуру, а это, в свою очередь, ускоряет сгорание водорода. У звезды нет уже времени приспособиться к новой обстановке, и большая часть оставшегося у неё водородного "горючего" сгорает в считанные секунды. Взорванная внешняя оболочка звезды рассеивается в . космическом пространстве.

Такой катастрофический конец эволюции звёзд называется взрывом Сверхновых. Название "Сверхновые" эти звезды полу­чили потому, что в течение нескольких недель перед взрывом они могут светиться так же ярко, как целая звёздная галактика. Самая известная Сверхновая наблюдалась китайскими астрономами в 1054 г., а её быстро разлетающиеся осколки до сих пор видны и образуют Крабовидную туманность. Взрывы Сверхновых (точнее, последние моменты звёздной эволюции перед взрывами) как раз и создают потоки быстрых нейтронов, необходимых для образо­вания химических элементов тяжелее ²⁰⁹Вi⁸³.

Следует иметь в виду, что все описанные выше процессы, кроме возникновения лёгких элементов сразу же после Большого взрыва, повторялись во Вселенной многократно. Элементы обра­зовывались накопительно: каждая звезда в процессе своей эволюции создавала определенную порцию сложных элементов из простейших, затем эта звезда превращалась в Сверхновую и взрывалась, её вещество возвращалось в межзвездную среду и включалось в состав других звезд. Таким образом, в производство элементов, из которых построена Земля и создан сам человек, было вовлечено много Сверхновых, причём каждая последующая генерация звёзд наследовала химический состав предыдущих. Между временем Большого взрыва (15 - 20 млрд лет назад) и вре­менем, когда образовалась Солнечная система (около 5 млрд лет назад), во Вселенной сменилось много поколений звёзд, которые превращались в Сверхновые, взрывались и понемногу обогащали межзвездное пространство, а значит, и более поздние звёзды, тяжёлыми элементами.

Рассмотрим финальную картину эволюции звёзд.

В результате усиления газового давления фотосфера звезды начинает медленно расширять­ся, а её поверхностная температура по­нижается. Звезда сходит с главной последовательности и превращается в красный гигант или сверхгигант. Мно­гие звёзды, по-видимому, не сразу ста­новятся устойчивыми гигантами. Про­ходя в своем развитии стадию жёлтого сверхгиганта, звезда может оказаться пульсирующей цефеидой, то есть физи­ческой переменной звездой.

Заключительный этап жизни звезды практически целиком зависит от её оста­точной массы. Раздувшаяся оболочка звезды, по массе схожей с нашим Солн­цем, будет слабо притягиваться её ядром. Постепенно расширяясь, она в конце концов совсем отделится от ядра и превратится в планетарную туманность. А на месте бывшего красного гиганта останется лишь его горячее ядро – белый карлик, который будет медленно остывать и станет невидимым чёрным карликом, то есть «потухшей звездой».

Эволюция самых массивных звёзд протекает стремительно и бурно. В конце своей жизни массивное солнце может взорваться сверхновой. Обычно вспышка сверхновой происходит после того. Как в центре звезды образуется железное ядро – конечный продукт термоядерных реакций. Внутренне давление в таком ядре уже не в состоянии противостоять гравитационному сжатию. В условиях высочайшей температуры и чудовищного давления ядра атомов железа распадаются на нейтроны и протоны, и звёздное ядро, резко сжимаясь, превращается в «крошечную» нейтронную звезду. А сброшенная звездой оболочка, обогащённая тяжёлыми химическими элементами, будет служить материалом для формирования в галактическом пространстве звёзд нового поколения. Есть все основания утверждать, что наше Солнце — звезда второго поколе­ния, ибо оно содержит примеси вещест­ва, прошедшего через «горнило» звёзд первого поколения. И наконец, самые увесистые ядра взорвавшихся сверхно­вых в процессе неограниченного сжатия «проваливаются» в чёрные дыры.

Итак, характер всей жизни звезды и её конечная судьба определяются массой небесного светила. И тут возникает во­прос: а как велики бывают потери звездой своей массы? Сказывается ли это на её эволюции? Наше Солнце, например, за счёт излучения «худеет» примерно на 200 триллионов (2·10¹⁴) тонн ежегодно. Кроме того, в результате постоянного истечения вещества из внешней оболоч­ки светила, получившего название сол­нечного ветра, оно каждый год дополни­тельно теряет 20 триллионов т своей массы. Одним словом, в течение 27 млн лет наше дневное светило теряет 6·10²¹ т вещества, что равно массе Земли. Не­трудно подсчитать, что к концу своей жизни (возраст Солнца оценивается примерно в 5 млрд лет, и жить ему оста­лось столько же) Солнце «похудеет» со­всем немного — на одну тысячную долю своей первоначальной массы. В числен­ном выражении эта потеря массы соста­вит 2·10²⁴ т (масса Солнца - 2·10²⁷ т). В эволюции Солнца это не может играть какой-либо существенной роли.

Схема эволюции зв ё зд с различной массой. Характер развития звезды определяется критическими значениями е ё массы: 1 — масса звезды (М₃) меньше солнечной в 5 раз и более; 2 — М₃ (точнее, е ё ядра) от 0,2 до 1,2 массы Солнца; 3 — М₃ от 1,2 до 3 масс Солнца; 4 — М₃ в 3 и более раз превосходит массу Солнца

Совсем иная картина вырисовывает­ся, когда мы обращаемся к горячим звёздам с большой массой. Поверхность- таких звёзд охвачена поистине чудо­вищным ураганом. Огненные фонтаны вещества вырываются из звёздных недр. Струи раскаленных газов с огромней­шей скоростью разлетаются во все сто­роны. Звезда буквально истекает газо­выми потоками — звездным ветром. Она сама себя разрушает и губит. На­глядным примером таких звёзд-«само- убийц» могут служить звезды типа Вольфа—Райе. Они особенно энергич­но извергают в окружающее простран­ство своё вещество. Вокруг этих звёзд, погруженных в газовые туманности, звёздный ветер «выдувает» гигантские «пузыри» межзвёздного газа. Один из таких пузырей наблюдается в созвездии Большого Пса. Масса находящегося внутри него горячего ионизованного га­за в 20 раз превышает массу Солнца. А внешняя оболочка этого гигантского газового шара (его размер около 10 пк) расширяется со скоростью 60 км/с!

Массивные звёзды в ходе эволюции теряют в среднем более 10% своей мас­сы, что уже существенно влияет на ко­нечный результат их развития. Так, со­гласно классической теории эволюции звёзд (то есть без учета потери массы), все звёзды с массой более трёх масс Солнца должны в конце концов превра­щаться в чёрные дыры. В действитель­ности же ничего подобного не происхо­дит. Остаточная масса у этих звёзд тако­ва, что они не в состоянии дотянуть даже до нейтронной звезды и заканчивают свою старость белыми карликами. Видимо, поэтому вспышки сверхновых наблюдаются не так часто, как это предсказывает классическая теория звёздной эволюции. Резкое возрастание потери вещества при увеличении начальной массы звезды вполне объясняет и отсутствие в природе звёзд с массами больше 100 солнечных масс.

Эта волокнистая туманность — свидетельство о гибели еще одной звезды

Намного проще складывается судьба маломассивных звёзд, масса которых в несколько раз меньше солнечной массы. Такая звезда после исчерпания водоро­да будет медленно сжиматься и осты­вать, пока не превратится в холодный гелиевый карлик. Размеренная жизнь карликовой звезды может длиться 80— 100 млрд лет: скудные энергетические запасы карликовая звезда расходует ис­ключительно бережно.

Рассмотрев схематично эволюцию звёзд с различной массой, мы можем те­перь ответить на вопрос: какие звёзды моложе, а какие старше? Так, например, звёзды, расположенные в верхней части главной последовательности, — это, безусловно, молодые звёзды. Из числа наиболее ярких звёзд к молодым относятся горячие звёзды с голубоватым оттенком — Спика, Регул, Ригель и горячие звёзды чисто белого цвета — Вега, Сириус, Кастор, Денеб, Альтаир.

Красные карлики, занимающие всю нижнюю часть главной последовательности,— самые старые звёзды. К «старикам» следует отнести белые карлики, а также красные гиганты и сверхгиганты (Бетельгейзе, Антарес), хотя их век был совсем недолог.

Загадка красного Сириуса

Кто из нас не любовался на зимнем небе искрящимся Сириусом? Египтяне его обожествляли: называли Сотис, то есть «сияющая» звезда, слеза Исиды (в древнеегипетской мифологии Исида — богиня плодородия, воды и ветра). Слеза эта, упав, как бы переполняла верховья Нила — с появлением Сириуса в лучах зари наступало половодье. Таким образом, для древних земледельцев Нильской долины Сириус был важным небесным предвестником. Только вот загадка: почему в начале нашего летосчисления авторитетные учёные древности относили Сириус к красным звёздам? В своем знаменитом «Альмагесте» Клавдий Птолемей поместил Сириус в группу таких красных светил, как Антарес, Бетельгейзе, Альдебаран...

В 1874 году датский астроном Шеллеруп опубликовал в Петербурге свой перевод сочинения персидского астронома X века Аль-Суфи. Это был звёздный каталог с оценками блеска и цвета звёзд. Но Аль-Суфи Сириус представлялся уже таким, каким видим его мы. Выходит, что в течение одного тысячелетия Сириус превратился из красного в... белую звезду! Возможно ли столь быстрое превращение?

Многие астрономы конца XIX и начала XX века, опираясь на распространенную в то время идею о развитии звезды от горячей стадии к холодной, категорически отрицали возможность обратного перехода. Но так ли это?

Сириус — двойная звезда. Она состоит из главной звезды (Сириуса А) и его спутника (Сириуса В). Обе звезды обращаются вокруг общего центра масс системы. Как известно, спутник Сириуса — белый карлик. При массе, равной почти солнечной, он меньше Земли и, следовательно, имеет невообразимо большую плотность: средняя плотность его вещества в 2 млн 800 тыс. раз больше плотности воды! 1 см³ такого вещества на Земле весил бы 2800 кг! Так, может быть, в диковинной звезде Сириус В кроется разгадка красного Сириуса?

Можно представить, что несколько миллионов лет назад Сириус В, находившийся тогда на заключительном этапе развития, расширился и превратился в красный гигант. Затем он сбросил раздувшуюся оболочку, и на месте красного гиганта осталось лишь его горячее ядро — белый карлик. Современная теория звёздной эволюции признает возможность такого направления в развитии звезды — от красной к белой, только на подобное превращение требуется по меньшей мере 1 млн лет. Как обойти это затруднение с Сириусом? Остаётся предположить, что процесс начался задолго до нашей эры и во времена Сенеки и Птолемея ещё не завершился, когда система Сириуса выглядела уже достаточно красной.

Казалось бы, проблема исчерпана и можно поставить точку. Но не будем торопиться с выводами, ибо есть и другие версии. Американский ученый Роджер Кераджоли отстаивает, например, свою точку зрения: Сириус никогда не был красной звездой! Всё обстоит гораздо проще, считает астроном. Древние ежегодно наблюдали первое появление Сириуса на небе в лучах утренней зари. И вблизи горизонта звезда могла казаться красной вследствие атмосферного рассеяния света точно так же, как это бывает с Солнцем или Луной.

Что ж, рассуждение вполне правильное. Но ведь и белый карлик (Сириус В) мог образоваться только из красного гиганта. По-видимому, божественная звезда в глубокой древности действительно была красной.

Созвездие Большого Пса и Сириус.

Что будет с нашим Солнцем?

Вот уже почти 5 млрд лет Солнце ежесекундно излучает огромное коли­чество энергии. За это время оно ис­пользовало около половины своих во­дородных запасов, а это значит, что дневное светило находится на середине своего жизненного пути. Относительно спокойно жить ему осталось «всего»... 3,5 млрд лет.

Что же произойдет с Солнцем, когда весь водород в его ядре «выгорит»? Мы

уже говорили, что звезда — это тонко сбалансированный природный меха­низм, а Солнце — тоже звезда, главная звезда людей. И если выделение энер­гии в центральных областях Солнца ос­лабеет, а затем и вовсе прекратится, дав­ление излучения резко упадет и не смо­жет противодействовать силе тяготе­ния, сжимающей звезду. Ядро Солнца начнет сжиматься, а температура его бу­дет повышаться.

В этом плотном и горячем ядре, со­стоящем из гелия (в который превра­тится водород), ядерные реакции проте­кать не будут. Зато довольно интенсив­но они начнут совершаться на перифе­рии ядра: водород, падающий к центру Солнца, будет нагреваться до такой сте­пени, что начнется его сгорание в тон­ком слое, окружающем ядро. Таким об­разом, появится новый источник энер­гии. Верхние слои Солнца нагреются и начнут расширяться, пока не станут достаточно разреженными, чтобы луч­ше пропускать избыточное излучение. В результате температура поверхности Солнца уменьшится — оно превратится в красный гигант. Столь знаменатель­ное событие в жизни нашего дневного светила должно произойти примерно через 4,8 млрд лет. И хотя поверхност­ная температура красного гиганта за­метно уменьшится, в целом светило ста­нет намного ярче теперешнего Солнца, да и греть оно будет нестерпимо. И Зем­ля закипит...

В стадии красного гиганта Солнце будет непомерно расходовать ограни­ченные резервы ядерного топлива. В его оболочке водород будет сгорать все бы­стрее и быстрее. А в центральной зоне светила будет продолжаться накаплива­ние ядерной золы — гелия. Температура там начнет расти, и когда она достигнет примерно 200 млн градусов, гелий сам станет ядерным горючим — в глубинах Солнца возникнет новая ядерная реак­ция: образование ядер атомов углерода путем слияния трех ядер гелия в одно ядро. Сжатие центральных областей Солнца прекратится. Эта смена ядерно­го горючего, то есть «воспламенение» гелия, ожидается через 6,4 млрд лет.

В течение следующих 1,3 млрд лет начнется медленное расширение Солн­ца. Вступив на новый этап развития, красный гигант заполнит собой орбиту Меркурия. Тогда при наблюдении с Земли (только будет ли кому наблю­дать?) видимый диаметр солнечного диска увеличится в 40 раз!

Неизбежно наступит момент, когда реакция «гелий—углерод» в недрах ги­гантской звезды исчерпает себя так же, как со временем исчерпает себя реакция «водород—гелий». Что произойдет с Солнцем дальше? Данные наблюдений звезд типа Солнце, а также теоретиче­ские расчеты и моделирование говорят о том, что звезды, подобные нашему све­тилу, в конце своего существования как красного гиганта теряют устойчивость. Звездное ядро уменьшается в размерах и становится горячее. Усилившееся дав­ление излучения «сбрасывает» наруж­ную оболочку звезды. Эта конечная вспышка приведет, по всей вероятности, к тому, что Солнце — красный гигант на короткое время «разбухнет» до орбиты Земли... Как видим, заключительная стадия эволюции нашего великого све­тила будет протекать весьма бурно. И хотя здесь нет ничего похожего на взрыв новой или сверхновой, но и такая вспышка грозит гибелью самой нашей планете, ее дальнейшему существова­нию.

Наружная оболочка, отделившаяся от Солнца, будет разлетаться в космиче­ском пространстве, а в самом центре ее засияет маленькая, но очень горячая звезда с температурой поверхности око­ло 100 тыс. градусов. Эта «центральная» звезда (по сути дела, солнечное ядро) — то, что останется от бывшего светила. Сорванная вспышкой оболочка через несколько десятков тысяч лет рассеется в космическом пространстве, а раска­ленное солнечное ядро, постепенно ох­лаждаясь, превратится в очень плотную звезду — белый карлик размером с нашу Землю. В конце концов он остынет и сделается черным карликом.

Через 10 млрд лет от нашего лучезар­ного светила останется мертвая глыба ядерных отходов, заключенных в неви­димом черном карлике, а от голубой планеты людей не будет и следа. Финал донельзя печальный, но предотвратить эту вселенскую катастрофу нам не дано.