Век звёзд немыслимо долог по меркам человеческой жизни, но вовсе не безграничен, и казавшееся вечным небесное светило однажды заканчивает свой путь. Итог жизни звезды определяется её массой, и, стало быть, силой гравитации собирающей вещество звезды вместе. Пока звезда активна, колоссальное давление и температура поддерживают котел термоядерной реакции в её недрах, перегоняя водород в гелий и дальше по таблице Менделеева, вплоть до железа. Порождаемое термоядерной реакцией излучение раздувает звезду изнутри, не давая её внешним слоям провалиться внутрь, сложившись вместе. Именно поэтому звезды настолько огромны.

Конец жизни звезды

Но что происходит, когда термоядерная реакция заканчивается? Заканчивается потому, что все легкие элементы истощились. Звезды массой до полутора солнечных, становятся белыми карликами — звездами, сжатие которых остановлено взаимодействием электронов между собой. Непрерывно двигающиеся электроны удерживают атомные ядра, не давая им провалиться под силой гравитации. Но давление электронов ограничено скоростью света, и поэтому при превышении звездой массы в 1.5 массы Солнца, электроны уже не в силах сдержать коллапс. В таком случае жизнь звезды заканчивается мощнейшим взрывом, когда часть материи развеивается в пространстве, а оставшаяся коллапсирует под действием силы тяжести. И если масса звезды превышает солнечную более чем в десять раз, то силу гравитации не в силах удержать уже ничто и звезда коллапсирует в объект бесконечной плотности — черную дыру.

Взрыв звезды

А если масса звезды лежит в диапазоне от 1.5 до 10 масс Солнца? Если эта масса от 1.5 до 3 масс Солнца, то дальнейший путь четко определён — это нейтронная звезда. Звезда, сжатие которой остановлено самими соприкоснувшимися атомными ядрами. Протоны и электроны при этом вдавливаются друг в друга, образуя нейтроны. Именно поэтому нейтронные звезды и называются нейтронными, потому что состоят преимущественно из нейтронов. Такие звезды, по сути своей являются одним колоссальным атомным ядром. Плотность этих звезд немыслима, крупица вещества такой звезды весит больше горного хребта, при массе в полторы солнечных её радиус около 11-13 километров. А само вещество проявляет очень интересные свойства. Главной силой внутри них становится сильное взаимодействие, которые и удерживает в обычных условиях протоны и нейтроны внутри ядра, не позволяя им разлететься.

Например, нейтроны в её ядре обладают сверхтекучестью, а протоны являются сверхпроводниками. Поверхность такой звезды скрыта под океаном глубиной в несколько сотен метров. А дно океана представляет собой кору толщиной в несколько километров. Эта кора состоит из атомных ядер, которые застыли в электронном газе. А между ядром и поверхностью нейтроны образуют сложные структуры вроде трубок или плоских слоёв. По некоторым гипотезам, на их основе даже возможно существование особой, нейтронной жизни.

Образование кварковой звезды

А как быть с теми звездами, чья масса больше 3 солнечных, но меньше 10? Здесь всё становится ещё интереснее, а вернее страннее. Атомные ядра уже не в состоянии сдерживать силу гравитации, и они сдавливаются ещё сильнее, распадаясь на составные части — кварки. Нейтроны и протоны состоят из двух видов, up и down кварк. Но помимо них также существуют их сородичи, так называемые странные кварки. Смешиваясь под действием гравитации в сплошной кварковый суп, образуется странное вещество. Если получившаяся звезда состоит только из up и down кварков, она является кварковой. Если же примешиваются странные кварки, то и звезду можно назвать странной. Кварковое вещество обладает свойствами ещё более интересными, чем нейтронное. Так кварковые звезды могут иметь свойство «цветной сверхпроводимости» связанное с ещё одним параметров кварков — цветом. На поверхности таких звезд свирепствуют чудовищные электрические поля, своей силой способные соперничать даже с гравитацией.

Кандидаты

Но как же обнаружить кварковые звезды? А это очень затруднительно, ведь они могут быть покрыты слоем нейтронного вещества, и со стороны казаться обычной нейтронной звездой. Но такие способы имеются. Одним из таких является большая скорость остывания кварковой звезды по сравнению с нейтронной. Другим способом является сравнение мощности взрыва сверхновой, взрыв кварковой сверхновой является одним из самых мощных всплесков энергии во вселенной.

Одним из кандидатов на кварковые звезды является RX J1856.5-3754, нейтронная звезда, находящаяся всего в 150 световых годах от Солнца, чей размер значительно меньше, чем свойственно нейтронным звездам. Другой же кандидат, звезда 3C58, отличается слишком высокой скоростью остывания для нейтронной звезды. Но этих данных все равно недостаточно, для признания существования кварковых звезд. Можно лишь признать, что эти кандидаты не похожи на правильные нейтронные звезды. Но не то, что они являются именно кварковыми звездами, которые так и остаются лишь гипотетическими космическими объектами.