Почему E=mc²? И почему это должно нас волновать

Со временем звезда исчерпает свои запасы гелия и начнет сжиматься еще больше. Когда температура ее ядра превысит 500 миллионов градусов, это создаст условия для сжигания углерода и производства множества тяжелых элементов, вплоть до железа. У вас красная кровь, потому что она содержит железо, конечный продукт процесса ядерного синтеза, протекающего в сердце звезд. Более тяжелые элементы, чем железо, не могут образовываться в недрах звезд, поскольку существует закон, согласно которому, если ядра тяжелее ядра атома железа, слияние с другими ядрами не приводит к выделению энергии. Другими словами, прибавление протонов или нейтронов к ядру атома железа только сделает его тяжелее (а не легче, что требовалось бы для того, чтобы процесс ядерного синтеза мог выступать в качестве источника энергии). Более тяжелые ядра, чем ядро атома железа, предпочитают излучать протоны или нейтроны, как мы видели ранее на примере урана. В таких случаях общая сумма массы продуктов меньше массы исходного ядра, а значит, энергия выделяется при делении тяжелого ядра, а не при его синтезе. Железо – это особый случай, своего рода «ядро Златовласки», а это означает, что железо – чрезвычайно стабильный элемент.

Не имея в своем распоряжении других источников энергии для того, чтобы предотвратить неизбежное, звезда, ядро которой богато железом, оказывается в точке невозврата, и гравитация начинает свою упорную работу. Теперь у звезды остается только один, последний шанс предотвратить полный коллапс. Она становится настолько плотной, что электроны, находящиеся поблизости с того самого момента, как отделились от атомов водорода, сопротивляются дальнейшему сжатию согласно принципу запрета Паули. Принцип Паули – важный элемент квантовой теории, действие которого играет решающую роль в сохранении стабильности и структуры атомов. Грубо говоря, этот принцип гласит, что существует предельное расстояние, на которое электроны могут приблизиться друг к другу. В звезде с высокой плотностью электроны оказывают давление вовне, которое увеличивается по мере ее сжатия и в конце концов становится настолько сильным, что может предотвратить дальнейший гравитационный коллапс. Когда это происходит, звезда оказывается в ослабленном, но невероятно долговечном состоянии. У такой звезды нет топлива для сжигания (именно поэтому и начался процесс сжатия), но давление электронов предотвращает процесс дальнейшего сжатия. Эта звезда, которую называют белым карликом, – медленно увядающий памятник безвозвратно утраченному величию, некогда яркий творец элементов жизни, сжатый до размера небольшой планеты. За период, продолжительность которого гораздо больше возраста Вселенной, белые карлики остынут настолько, что перестанут быть видимыми. Здесь следует вспомнить прекрасные слова основоположника теории Большого взрыва Жоржа Леметра[40], сказанные по поводу неизбежного путешествия всего сущего из света во тьму, которого не миновать даже звездам: «Эволюцию Вселенной можно сравнить со зрелищем только что закончившегося фейерверка: несколько тлеющих угольков, пепел и дым. Стоя на остывшем пепелище, мы видим медленно угасающие звезды и пытаемся воскресить в памяти исчезнувшее великолепие начала миров».