Масса белых карликов не может превышать  некоторого значения – это так называемый предел Чандрасекара (по имени американского астрофизика, индийца по происхождению, Субрахманьяна Чандрасекара), он равен примерно 1,4 массы Солнца.

    Если  масса звезды примерно вдвое превышает  массу Солнца, то такие звёзды на последних этапах своей эволюции теряют устойчивость. Такие звёзды могут взорваться как сверхновые, а затем  сжаться до размеров шаров радиусом несколько километров, т.е. превратиться в нейтронные звёзды.

    4.2 Нейтронные звезды

    Рождение нейтронных звезд сопровождается грандиозным небесным явлением – вспышкой сверхновой звезды. Зная из наблюдений, что вспышки сверхновых в нормальной галактике происходят примерно раз в 25 лет, легко вычислить, что за время существования нашей Галактики (10-15 млрд. лет) в ней должно было образоваться несколько сот миллионов нейтронных звезд.

    Молодые нейтронные звёзды быстро вращаются (периоды вращения измеряются миллисекундами) и обладают сильным магнитным полем. Вращение вместе с магнитным полем создают мощные электрические поля, которые вырывают заряженные частицы из твёрдой поверхности нейтронной звезды и ускоряют их до очень высоких энергий. Эти частицы излучают радиоволны.

    С потерей энергии вращение нейтронной звезды тормозится, электрический потенциал, создаваемый магнитным полем, падает. При некотором его значении заряженные частицы перестают рождаться и радиопульсар «затухает». Это происходит за время около 10 млн. лет, поэтому действующих пульсаров в Галактике должно быть несколько сот тысяч. В настоящее время наблюдается примерно 700 пульсаров.

    Как и для белых карликов, для нейтронных звезд существует предельно возможная  масса (она носит название предела Оппенгеймера – Волкова).  Строение материи при столь высоких плотностях известно плохо. Поэтому предел Оппенгеймера – Волкова точно не установлен, его величина зависит от сделанных предположений о типе и взаимодействии частиц внутри нейтронной звезды. Но в любом случае он не превышает трёх масс Солнца.

    Если  масса нейтронной звезды превосходит  это значение, никакое давление вещества не может противодействовать силам гравитации. Звезда становится неустойчивой и быстро коллапсирует. Так образуется чёрная дыра.

    4.3 Чёрные дыры

    Термин  «чёрная дыра» был весьма удачно введён в науку американским физиком  Джоном Уилером в 1968 г. для обозначения сколлапсировавшей звезды. На достаточно больших расстояниях чёрная дыра проявляет себя как обычное гравитирующее тело той же массы. Поверхности в традиционном понимании у чёрных дыр быть не может. Удивительно, но самые «экзотические»  с точки зрения образования и физических проявлений космические объекты – чёрные дыры – устроены гораздо проще, чем обычные звезды или планеты. У них нет химического состава, их строение не связано с различными типами взаимодействия вещества – они описываются только уравнениями гравитации Эйнштейна. Кроме массы чёрная дыра может ещё характеризоваться моментом количества движения и электрическим зарядом.

    Но  если чёрные дыры не светят, то, как же можно судить о реальности этих объектов во Вселенной? Единственный путь - наблюдать воздействие их гравитационного поля на другие тела.

      Имеются косвенные доказательства  существования чёрных дыр более  чем в 10 тесных двойных рентгеновских  звёздах. В пользу этого говорят,  во-первых, отсутствие известных  проявлений твёрдой поверхности, характерных для рентгеновского пульсара или рентгеновского барстера (например, периодических импульсов в излучении), и, во-вторых, большая масса невидимого компонента двойной системы (больше трёх масс Солнца).

  Заключение

    За  период немногим более двух столетий представление о звёздах изменилось кардинально. Из непостижимо далёких и равнодушных светящих точек на небе они превратились в предмет всестороннего физического исследования.

    Астрономы не в состоянии проследит жизнь  одной звезды от начала и до конца. Даже самые короткоживущие звёзды существуют миллионы лет – дольше жизни не только одного человека, но и всего человечества. Учёные могут наблюдать много звёзд, находящихся на самых разных стадиях своего развития, - только что родившиеся и умирающие. Благодаря развитию наблюдательных технологий астрономы получили возможность исследовать не только видимое, но и не видимое глазу излучение звёзд. По многочисленным звездным портретам они стараются восстановить эволюционный путь каждой звезды и написать её биографию.

    Сейчас  уже многое известно об их строении и эволюции, хотя немало остаётся и непонятного. Ещё впереди то время, когда исполнится мечта создателя современной науки о звёздах Артура Эддингтона и люди, наконец, смогут понять такую великую вещь, как звезда. 
 

Список  использованной литературы

1. Бакулин П. И. Курс общей астрономии. – М., 2000
2. Ефремов Ю. Н. В глубины Вселенной. – М., 1998
3. Рузавин Г.И. Концепции современного естествознания: Учебник для вузов. – М.: ЮНИТИ, 2000
4. Чернин А. В. Космология: Большой взрыв. – СПб.: Питер, 2002
5. Шкловский И.С. Вселенная, жизнь, разум. – М., 1976.
6. Шкловский И.С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. – М., 1997
7. Шварцшильд М. Строение и эволюция звезд. – М., 2004