ній чорних карликів. p> Так чи інакше, якщо прийняти, що вік Всесвіту перевищує 10 млрд. років, червоних карликів в ній повинно бути набагато більше, ніж білих. Знаючи це, астрономи роблять пошуки червоних карликів. Поки вони безуспішні. Маси білих карликів визначені недостатньо точно. Надійно їх можна встановити для компонентів подвійних систем, як у випадку Сіріуса. Але лише деякі білі карлики входять до складу подвійних зірок. Сила тяжіння на поверхні білих карликів приблизно в 60-70 разів більше, ніж на Сонці. Якщо людина важить на Землі 75 кг, то на Сонці він важив би 2тонни, а на поверхні білого карлика його вага становила б 120-140 тонн. З урахуванням того, що радіуси білих карликів мало відрізняються і їх маси майже збігаються, можна укласти, що сила тяжіння на поверхні будь-якого білого карлика приблизно одна і та ж. p> Деякі астрономи вважають, що 50-95% всіх білих карликів виникли не з планетарних туманностей. Таким чином, хоча частина білих карликів цілком пов'язана з планетарними туманностями, принаймні половина або більше з них походять від нормальних зірок головної послідовності, що не проходять через стадію планетарної туманності. p> Повна картина освіти білих карликів туманна і невизначена. Відсутня так багато деталей, що в кращому випадку опис еволюційного процесу можна будувати лише шляхом логічних умовиводів. І тим не менше загальний висновок такий: багато зірок втрачають частину речовини на шляху до свого фіналу, подібного стадії білого карлика, і потім ховаються на небесних В«кладовищахВ» в вигляді чорних, невидимих ​​карликів. p> Якщо маса зірки приблизно вдвічі перевищує масу Сонця, то такі зірки на останніх етапах своєї еволюції втрачають стійкість. Такі зірки можуть вибухнути як наднові, а потім стиснутися до розмірів куль радіусом кілька кілометрів, тобто перетворитись на нейтронні зірки В»
[6] . br/>
4.4 Сверхнові
Зірка з масою, що перевершує сонячну приблизно на 20%, може з часом стати нестійкою. Це показав у своєму блискучому теоретичному дослідженні, зробленому в кінці 30-х років нашого століття, астроном Чандрасекар. Він встановив, що подібні зірки на схилі життя часом піддаються катастрофічних змін, в результаті чого досягається деякий рівноважний стан, що дозволяє зірці гідно завершити свій життєвий шлях. Багато астрономів займалися вивченням останніх стадій зоряної еволюції і дослідженням залежності еволюції зірки від її маси. Всі вони прийшли до одного висновку: якщо маса зірки перевищує межу Чандрасекара, її очікують неймовірні зміни. p> Як ми бачили, стійкість зірки визначається співвідношенням між силами гравітації, які прагнуть стиснути зірку, і силами тиску, розширюють її зсередини. Ми також знаємо, що на останніх стадіях зоряної еволюції, коли виснажуються запаси ядерного пального, це співвідношення забезпечується за рахунок ефекту виродження, яке може привести зірку до стадії білого карлика і дозволить їй провести залишок життя в такому ст...
