Белые карлики — конец эволюции звезд солнечной массы. Они являются своеобразным эволюционным тупиком. Медленное и спокойное угасание — конец пути всех звезд с массой, меньше солнечной.

А что можно сказать о более массивных звездах? Мы увидели, что их жизнь полна бурными событиями. Но возникает естественный вопрос о том, чем же заканчиваются чудовищные катаклизмы, наблюдаемые в виде вспышек сверхновых?

В 1054 году на небе вспыхнула звезда-гостья. Она была видна на небе даже днем и погасла лишь через несколько месяцев. Сегодня мы видим остатки этой звездной катастрофы в виде яркого оптического объекта, обозначенного в каталоге туманностей Месье под номером MI. Это знаменитая Крабовидная туманность — остаток взрыва сверхновой.

В 40-х годах нашего столетия американский астроном В. Бааде начал изучать центральную часть «Краба» для того, чтобы попытаться отыскать в центре туманности звездный остаток от взрыва сверхновой. Кстати говоря, название «краб» этому объекту дал в XIX веке английский астроном лорд Росс. Бааде нашел кандидата на звездный остаток в виде звездочки 17^m.

Но астроному не повезло, у него не было подходящей техники для детального исследования, и поэтому он не смог заметить, что звездочка эта мерцает, пульсирует. Будь период этих пульсаций яркости не 0,033 секунды, а, скажем, несколько секунд, Бааде, несомненно, заметил бы это, и тогда честь открытия первого пульсара принадлежала бы не А. Хьюишу и Д. Белл.

Лет за десять до того, как Бааде направил свой телескоп в центр Крабовидной туманности, физики-теоретики начали исследовать состояние вещества при плотностях, превышающих плотность белых карликов (10⁶–10⁷ г/см³). Интерес к этому вопросу возник в связи с проблемой конечных стадий эволюции звезд. Интересно, что одним из соавторов этой идеи был все тот же Бааде, который как раз и связал сам факт существования нейтронной звезды с взрывом сверхновой.

Если вещество сжимается до плотностей бóльших, чем плотность белых карликов, начинаются так называемые процессы нейтронизации. Чудовищное давление внутри звезды «вгоняет» электроны в атомные ядра.

В обычных условиях ядро, поглотившее электроны, будет неустойчивым, поскольку оно содержит избыточное количество нейтронов. Однако в компактных звездах это не так. С увеличением плотности звезды электроны вырожденного газа постепенно поглощаются ядрами, и мало-помалу звезда превращается в гигантскую нейтронную каплю. Вырожденный электронный газ сменяется вырожденным нейтронным газом с плотностью 10¹⁴–10¹⁵ г/см³. Другими словами, плотность нейтронной звезды в миллиарды раз больше плотности белого карлика.

Долгое время эта чудовищная конфигурация звезды считалась игрой ума теоретиков. Понадобилось более тридцати лет, чтобы природа подтвердила это выдающееся предсказание.

В те же 30-е годы было сделано еще одно важное открытие, которое оказало решающее влияние на всю теорию звездной эволюции. Чандрасекар и Л. Ландау установили, что для звезды, исчерпавшей источники ядерной энергии, существует некоторая предельная масса, когда звезда еще сохраняет устойчивость. При этой массе давление вырожденного газа еще в состоянии противостоять силам гравитации. Как следствие у массы вырожденных звезд (белые карлики, нейтронные звезды) существует конечный предел (предел Чандрасекара), превышение которого вызывает катастрофическое сжатие звезды, ее коллапс.

Отметим, что, если масса ядра звезды заключена между 1,2 M и 2,4 M, конечным «продуктом» эволюции такой звезды должна быть нейтронная звезда. При массе ядра менее 1,2 M эволюция приведет в конце концов к рождению белого карлика.