Нейтронные звезды – сверхплотные объекты космоса
В поисках за пределами нашей Земли мы сможем обнаружить самое тяжёлое вещество в космосе на нейтронных звёздах.
Это космическое тело в основном состоит из нейтронной сердцевины, которая состоит из текучих нейтронов. Хотя по некоторым предположениям учёных она должна находиться в твёрдом состоянии, достоверной информации на сегодня не существует. Однако известно, что именно нейтронные звезды, достигая своего передела сжатия, впоследствии превращаются в сверхновые звезды с колоссальным выбросом энергии, порядка 10 43 -10 45 джоулей.
Плотность такой звезды сравнима, к примеру, с весом горы Эверест, помещённой в спичечный коробок. Это сотни миллиардов тонн в одном кубическом миллиметре. К примеру, чтобы стало более понятно, насколько велика плотность вещества, возьмём нашу планету с её массой 5,9×1024 кг и «превратим» в нейтронную звезду.
В результате, чтобы плотность Земли сравнялась с плотностью нейтронной звезды, её нужно уменьшить до размеров обычного яблока, диаметром 7-10 сантиметров. Плотность уникальных звёздных объектов увеличивается с перемещением к центру.
Между светом и тьмой
Еще одним объектом, состоящим из гипотетических частиц, является преонная звезда. Преоны — это частицы, из которых могут состоять кварки. Преонные звезды обладают большей плотностью, чем нейтронные звезды, но все еще неспособны коллапсировать в черную дыру. В диаметре они могут достигать одного метра (если содержат массу ста планет Земля) или быть размером с горошину (вмещают массу Луны).
Также промежуточное место между нейтронными звездами и черными дырами занимают кварковые звезды, образующиеся при коллапсе настолько массивной звезды, что нейтроны не способны сдержать сжатие и распадаются на кварки. Кварковая звезда — это гигантская частица-нуклон. Если в ее составе присутствуют кварки с ароматом s (странные кварки), то такую звезду называют странной.
Существование подобных звезд обычно ставится под сомнение научным сообществом. Тщательное наблюдение за различными объектами позволяет исключить свойства, присущие гравастарам и другой экзотике. В новой статье, опубликованной в журнале Nature, сообщается об обнаружении объекта, который массивнее нейтронной звезды, но меньше обычных черных дыр, находящихся в диапазоне масс 5-15 Солнц. Этот объект вращается вокруг гигантской красной звезды, а его масса сравнима с 3,3 Солнца. Однако астрономы склонны полагать, что они нашли именно черную дыру, пусть и относящуюся к невиданному ранее классу карликовых черных дыр.
***
Скорее всего, во Вселенной существует (или существовало) еще множество объектов, которые не вписываются в современные представления о космосе. Некоторые из них уже обнаружены, например, субкарликовые пульсаторы (не путать с пульсарами) или необычные типы сверхновых. Возможно, они не так потрясают воображение, как гравастары, но ученым они интересны прежде всего тем, что они реальны.
Классификация звёзд[]
Начало современной классификации звёзд было положено в начале XX века независимо друг от друга датским астрономом Эйнаром Герцшпрунгом и американским астрофизиком Генри Расселом. Впоследствии эта классификация неоднократно дорабатывалась и корректировалась, но, в целом, незначительно.
Звёзды главной последовательности
Наиболее многочисленный класс звёзд составляют звёзды главной последовательности, к такому типу звёзд принадлежит и наше Солнце. С эволюционной точки зрения главная последовательность — это то место диаграммы Герцшпрунга-Рассела, на котором звезда находится большую часть своей жизни. В это время потери энергии на излучения компенсируются за счёт энергии, выделяющейся в ходе ядерных реакции. Время жизни на главной последовательности определяется массой и долей элементов тяжелее гелия (металличностью).
| Класс | Вид | Температура, К | Цвет | Теоретическая биозона, гм |
|---|---|---|---|---|
| O | 30 000 — 60 000 | голубой | — | |
| B | 10 000 — 30 000 | бело-голубой | — | |
| A | 7 500 — 10 000 | белый | — | |
| F | 6 000 — 7 500 | жёлто-белый | 269,3 — 448,8 | |
| G | 5 000 — 6 000 | жёлтый | 104,8 — 239,4 | |
| K | 3 500 — 5 000 | оранжевый | 74,8 — 119,7 | |
| M | 2 000 — 3 500 | красный | 15,0 — 44,9 |
Коричневые карлики
Коричневые карлики — это тип звёзд, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Долгое время коричневые карлики были гипотетическими объектами. Их существование предсказали в середине XX в., основываясь на представлениях о процессах, происходящих во время формирования звезд. Однако в 2004 году впервые был обнаружен коричневый карлик. На сегодняшний день открыто достаточно много звёзд подобного типа. Их спектральный класс М — T. В теории выделяется ещё один класс — обозначаемый Y.
Белые карлики
Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды), в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара — как нейтронная звезда (пульсар), если же масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова — как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых.
Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.
Красные гиганты
Красные гиганты и сверхгиганты — это звёзды с довольно низкой эффективной температурой (3000 — 5000 К), однако с огромной светимостью. Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на инфракрасный диапазон.
Нейтронные звёзды
На поздних стадия эволюции у звёзд с массой 8-10 Mʘ давление вырождённых электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны. Масса таких звезд начинается от предела Чандрасекара (1.44 Mʘ) и до предела Оппенгеймера — Волкова при диаметре порядка 10 км.
Ещё одной особенностью нейтронных звезд является сильное магнитное поле. Благодаря ему и быстрому вращению, приобретённому звездой из-за несферического коллапса или как результат сохранения вращательного момента при сильном сжатии, на небе наблюдаются радио- и рентгеновские пульсары.
Сфера Дайсона
Концепт сферы Дайсона был впервые представлен Фрименом Дайсоном, американским физиком и астрономом, исследовавшим эту идею посредством мысленного эксперимента. Он представил сферу огромного радиуса, окружающую звезду и выступающую в роли коллектора солнечной энергии. По его мнению, достаточно развитая в технологическом плане цивилизация сможет использовать некую «оболочку», или «кольцо материи» (дословно), с помощью которых можно будет собирать до 100 процентов излучаемой звездой энергии и передавать ее на планету. Дайсон представил эту «сферу» в качестве попытки объяснить возможность существования внеземной жизни во Вселенной. Обнаружение подобного объекта где бы то ни было во Вселенной станет прямым доказательством наличия высокоразвитой инопланетной цивилизации.
Факт вдогонку. Если мы однажды обретем технологии, которые позволят нам создать сферу Дайсона вокруг Солнца, то мы сможем генерировать 384 йотаватта энергии, что по сути является всей генерируемой мощностью ядра Солнца.
История ученого и исследователя
Про него можно было сказать словами поэта Николая Тихонова: «Гвозди б делать из этих людей. Крепче б не было в мире гвоздей». Родившись прежде положенного срока, очень маленьким и слабым, он прожил 84 года в полном здравии, до глубокой старости, посвятив всего себя развитию науки и занимаясь государственными делами. В течение всей своей жизни учёный придерживался твёрдых моральных принципов, был образцом честности, не стремился к публичности и славе. Не сломила его даже воля короля Якова II. Биография Исаака Ньютона богата на различные значимые события — начиная от открытий и заканчивая даже встречами с монаршими особами и посвящения его в рыцари.
Детство
Своё рождение в канун католического рождества Исаак считал особым знаком провидения. Ведь ему удалось совершить свои величайшие открытия. Словно новая Вифлеемская звезда, он осветил многие направления, по которым в дальнейшем развивалась наука. Многие открытия были сделаны благодаря намеченному им пути.
Родился будущий великий учёный, если считать по Юлианскому календарю, 25 декабря 1642 года в небольшой английской деревушке Вулсторп, расположенной в графстве Линкольншир.
В биографии мало что сказано о семье ученого. Отец Ньютона, казавшийся современникам чудаковатым и странным человеком, так и не узнал о рождении сына. Успешный фермер и хороший хозяин, всего несколько месяцев не доживший до появления сына на свет, оставил семье значительное хозяйство и денежные средства.
С юношеских лет, всю свою жизнь испытывающий нежную привязанность к матери, Исаак Ньютон не мог простить ей решения оставить его на попечительство бабушки и дедушки, после того, как та вышла замуж во второй раз. Автобиография, составленная им ещё в подростковом возрасте, повествует о порывах отчаянья и детских планах мести матери и отчиму. Исключительно бумаге смог он доверить рассказ о своих душевных переживаниях, по жизни знаменитый учёный был замкнут, не имел близких друзей и никогда не был женат.
В 12 лет он был определен в Грэнтемскую школу. Замкнутый и необщительный нрав, а также внутренняя сосредоточенность, настроили против него сверстников. С самого детства Исаак Ньютон предпочитал мальчишечьим проказам занятия естественными науками. Он много читал, увлекался конструированием механических игрушек, решал математические задачи. Конфликтная ситуация с одноклассниками сподвигла самолюбивого Ньютона стать лучшим учеником школы.
Учёба в Кембридже
Овдовев, мать Ньютона очень рассчитывала на то, что 16-летний сын начнёт помогать ей в ведении фермерских дел. Но совместными усилиями школьного учителя, дяди мальчика и особенно Хэмфри Бабингтона, члена Тринити-колледжа, удалось убедить её в необходимости дальнейшего обучения. В 1661 году Исаак Ньютон сдаёт экзамен по латинскому языку и поступает в Колледж Св.Троицы при Кембриджском университете. Именно в этом учреждении, согласно приведенной биографии, в течении 30 лет он изучал науки, проводил опыты и совершал мировые открытия.
Вместо оплаты за учёбу в колледже, где юноша сначала жил в качестве студента-сайзера, ему приходилось выполнять некоторые поручения более богатых студентов и другие хозяйственные работы по университету. Уже через 3 года, в 1664 году, Исаак Ньютон сдаёт экзамены с отличием и получает повышенную ученическую категорию, а также право не только на бесплатное обучение, но и на стипендию.
Учеба так увлекала и вдохновляла его, что по воспоминаниям однокурсников, которые вошли в биографию, он мог забыть о сне и еде. По-прежнему занимался механикой и конструировал различные вещи и инструменты, увлекался математическими расчетами, астрономическими наблюдениями, исследованиями в области оптики, философией, даже теорией музыки и историей.
Решив посвятить свои годы жизни науке, Исаак Ньютон отказывается от любви и планов по созданию семьи. Юная воспитанница аптекаря Кларка, у которого в школьные годы он жил, тоже не вышла замуж и на всю жизнь сохранила нежную память о Ньютоне.
Цели преонных моделей
Исследования Preon мотивированы желанием:
- Уменьшить большое количество частиц, многие из которых различаются только по заряду, до меньшего количество более фундаментальных частиц. Например, электрон и позитрон идентичны, за исключением заряда, а исследования преонов мотивированы объяснением того, что электроны и позитроны состоят из одинаковых преонов с соответствующей разницей с учетом заряда. Есть надежда воспроизвести стратегию редукционизма, которая сработала для периодической таблицы элементов.
- Объясните три поколения фермионов.
- Рассчитайте параметры, которые в настоящее время не объясняются Стандартной моделью, например, частицы массы, электрические заряды и цветные заряды, и сокращают количество экспериментальных входных параметров, требуемых Стандартной Модель.
- Объясните причины очень больших различий в энергетических массах, наблюдаемых в предположительно фундаментальных частицах, от электронного нейтрино до топ-кварка.
- . Дайте альтернативные объяснения для электрослабая нарушение симметрии без использования поля Хиггса, которое, в свою очередь, возможно, нуждается в суперсимметрии для исправления теоретических проблем, связанных с Поле Хиггса. Сама суперсимметрия имеет теоретические проблемы.
- Учет осцилляции нейтрино и массы.
- Делайте новые нетривиальные предсказания, такие как кандидаты на холодную темную материю.
- Объясните, почему существует только наблюдаемое разнообразие разновидностей частиц, и дайте модель с причинами получения только этих наблюдаемых частиц (поскольку предсказание ненаблюдаемых частиц является проблемой для многих современных моделей, таких как суперсимметрия ).
Кварковая звезда
В конце своей жизни звезда может коллапсировать в черную дыру, в белого карлика или нейтронную звезду. Если звезда будет достаточно плотной прежде, чем стать сверхновой, звездные останки образуют нейтронную звезду. Когда это происходит, звезда становится чрезвычайно горячей и плотной. Располагая такой материей и энергией, звезда пытается коллапсировать в себя и образовать сингулярность, но фермионные частицы в центре (в данном случае нейтроны) подчиняются принципу Паули. Согласно ему, нейтроны не могут быть сжаты до такого же квантового состояния, поэтому они отталкиваются от коллапсирующей материи, достигая равновесия.
На протяжении десятилетий астрономы предполагали, что нейтронная звезда будет оставаться в равновесии. Но по мере развития квантовой теории, астрофизики предложили новый тип звезд, который мог бы появиться, если бы дегенеративное давление нейтронного ядра прекратилось. Называется она кварковая звезда. Поскольку давление массы звезды увеличивается, нейтроны распадаются на свои составляющие, верхние и нижние кварки, которые под высоким давлением и при высокой энергии могли бы существовать в свободном состоянии, вместо того чтобы производить адроны типа протонов и нейтронов. Названный «странной материей», этот суп из кварков был бы невероятно плотным, плотнее обычной нейтронной звезды.
Астрофизики до сих пор спорят на тему того, как именно могли бы образоваться эти звезды. Согласно некоторым теориям, они возникают, когда масса коллапсирующей звезды находится между необходимой массой для образования черной дыры или нейтронной звезды. Другие предполагают более экзотические механизмы. Ведущая теория гласит, что кварковые звезды формируются, когда плотные пакеты уже существующей странной материи, обернутые слабо взаимодействующими частицами (вимпами), сталкиваются с нейтронной звездой, засеивая ее ядро странной материей и начиная трансформацию. Если это происходит, нейтронная звезда будет поддерживать «корку» из материала нейтронной звезды, эффективно продолжая выглядеть нейтронной звездой, но одновременно с этим обладая ядром из странного материала. Хотя пока мы не обнаружили никаких кварковых звезд, многие из наблюдаемых нейтронных звезд вполне могли бы втайне быть таковыми.
Слои и плотность вещества
Наружный слой звезды представлен собой в виде магнитосферы. Непосредственно под ней плотность вещества уже достигает порядка одной тонны на сантиметр кубический. Учитывая наши знания о Земле, на данный момент, это самое тяжёлое вещество из обнаруженных элементов. Но не спешите с выводами.
Проследуем далее в изучении сверхплотных космических тел. Затем следует слой, который имеет характеристики металла, но, скорее всего, он похож по поведению и структуре. Кристаллы намного меньше, чем мы видим в кристаллической решётке Земных веществ. Чтобы выстроить линию из кристаллов в 1 сантиметр, понадобится выложить более 10 миллиардов элементов. Плотность в этом слое в один миллион раз выше, чем в наружном. Это не самое тяжёлое вещество звезды. Далее следует слой, богатый нейтронами, плотность которого в тысячу раз превышает предыдущий.
Мир элементарных частиц
Общая теория относительности (ОТО) с невероятной точностью описывает законы физики как на Земле так и в космосе. Эйнштейн также предсказал существование гравитационных волн и черных дыр, правда, он считал, что их обнаружение невозможно. Но несмотря на открытия последних лет, ОТО не может описать Вселенную целиком.
Масла в огонь подливает квантовая механика – фундаментальная физическая теория, которая описывает природу в масштабе атомов и субатомных частиц. Считается, что они пронизывают Вселенную и формируют фундаментальные силы природы.
Существует четыре фундаментальных силы или взаимодействия — гравитация, электромагнетизм, сильное и слабое ядерные взаимодействия. В совокупности они составляют основу известных природных явлений.
Напомним, что Стандартная модель элементарных частиц описывает электромагнитное, слабое и сильное взаимодействие. Фотоны, например, опосредуют электромагнетизм, а крупные частицы, такие как W и Z-бозоны, опосредуют слабое ядерное взаимодействие, которое управляет ядерным распадом на субатомном уровне.
Но чем больше физики погружаются в изучение микромира, тем больше у них возникает вопросов. И особенно о нейтрино – самых распространенных в природе частицах, увидеть которые нельзя. Большинство нейтрино поступают от Солнца, но некоторые образуются в верхних слоях атмосферы. Словом, современная физика пока не может описать Вселенную целиком.
Размеры звезд и плотность их вещества
Рассмотрим на простом примере как можно сравнить размеры звезд одинаковой температуры, например Солнца и Капеллы. Эти звезды имеют одинаковые спектры, цвет и температуру, о светимость Капеллы в 120 раз превышает светимость Солнца. Так как при одинаковой температуре яркость единицы поверхности звезд тоже одинакова, то, значит, поверхность Капеллы больше, чем Солнца в 120 раз, а диаметр и радиус ее больше солнечных в корень квадратный из 120, что приближенно равно 11 раз. Определить размеры других звезд позволяет знание законов излучения.
Результаты таких вычислений полностью подтвердились, когда стало возможным измерять угловые диаметра звезд при помощи оптического прибора — звездного интерферометра. Звезды очень большой светимости называются сверхгигантами. Красные сверхгиганты называются такими и по размерам. Бетельгейзе и Антарес в сотни раз больше Солнца по диаметру. Более далекая от нас VV Цефея настолько велика, что в ней поместилась бы Солнечная система с орбитами планет до орбиты Юпитера включительно . Между тем массы сверхгигантов больше солнечной всего лишь в 30-40 раз. В результате даже средняя плотность сверхгигантов в тысячи раз меньше чем плотность комнатного воздуха. При одинаковой светимости размеры звезд тем меньше, чем эти звезды горячее. Самыми малыми среди обычных звезд являются красные карлики. Массы их и радиусы — десятые доли солнечных, а средние плотности в 10-100 раз выше плотности воды. Еще меньше красных белые карлики — но это уже необычные звезды. У близкого к нам и яркого Сириуса ( имеющего радиус вдвое больше солнечного ) есть спутник, обращающийся вокруг него с периодом 50 лет. Для этой двойной звезды расстояние, орбита и массы хорошо известны. Обе звезды белые, почти одинаково горячие.
Следовательно, поверхности одинаковой площади излучают у этих звезд одинаковое кол-во энергии, но по светимости спутник в 10 000 раз слабее, чем Сириус. Значит, его радиус меньше в 100 раз, т.е. он почти такой же как Земля. Между тем масса у него почти такая же как и у Солнца. Следовательно белый карлик имеет огромную плотность — около 109 кг/м3. Существование газа такой плотности было объяснено таким образом : обычно предел плотности ставит размер атомов, являющихся системами, состоящими из ядра и электронной оболочки. При очень высокой температуре в недрах звезд и при полной ионизации атомов их ядра и электроны становятся независимыми друг от друга. При колоссальном давление вышележащих слоев это «крошево» из частиц может быть сжато гораздо сильнее, чем нейтральный газ. теоретически допускается возможность существования при некоторых условиях звезд с плотностью, равной плотности атомных ядер. На примере белых карликов мы видим как астрофизические исследования расширяют представление о строении вещества ; пока такие условия в лаборатории создать невозможно. Поэтому астрономические наблюдения помогают развитию важнейших физических представлений.
Звезда-вселенная
Одним из космических феноменов, чья природа окончательно не раскрыта, является гамма-всплеск — выброс большого количества энергии в виде колоссального взрыва, который наблюдается в отдаленных галактиках, в миллиарде световых лет от Земли. Несмотря на чрезвычайную редкость этих световых сигналов, астрономы постоянно регистрируют их благодаря тому, что гамма-всплески — одни из самых ярких событий во Вселенной. Существует их меньший аналог, называемый повторяющимися мягкими гамма-всплесками, и причиной могут являться нейтронные звезды с чрезвычайно сильными магнитными полями.
Гамма-всплески традиционно связывают со сверхновыми, когда массивная звезда коллапсирует в нейтронную звезду или черную дыру. Однако точный механизм их возникновения пока неизвестен, что оставляет место спекуляциям. Например, в момент своей гибели звезда, испускающая гамма-всплеск, превращается не в черную дыру, а в нечто на нее похожее — гравастар.
Квазизвезда в сравнении с другими звездами
Некоторые звезды на заре существования Вселенной могли быть достаточно массивными, чтобы внутри них зародились черные дыры, но внешняя оболочка оставалась стабильной миллионы лет. Такая звезда излучала бы свет как целая галактика.. Изображение:
Гравастар внешне похож на черную дыру, которая поглощает материю, порождает высокоэнергетическое излучение, а также излучение Хокинга. Однако внутри он имеет совершенно другую метрику, называемую пространством де Ситтера, и, по сути, обычный вакуум с положительной космологической постоянной. В центре гравастара содержится темная энергия, которая препятствует сжатию внешней оболочки в сингулярность.
Типичный горизонт событий у гравастара отсутствует, его появление предотвращает ультратонкая темная «скорлупа» из практически неразрушимой материи, которая ведет себя подобно идеальной жидкости. По словам физика Эмиля Моттолы (Emil Mottola), который предположил о существовании гравастаров в 2002 году, любое тело, упавшее на гравастар, будет уничтожено и «ассимилировано» в оболочку. В то же время гравастар может переизлучать материю, что делает его даже более ярким источником энергии, чем черные дыры.
Эволюция звезд с малой массой
Пройдя стационарный период, который соответствует фазе главной последовательности, звезда начинает терять свою стабильность, и дальнейшая судьба у нее может быть различной.
Рассмотрим случай звезды маленькой массы, то есть имеющей массу в 4—5 раз меньше солнечной. Ее особенность такова: в самых глубоких слоях отсутствует конвекция, то есть материя, из которой она состоит, не столь активна, как это, напротив, имеет место у звезд большой массы.
Это означает, что, когда водород в ядре начинает иссякать, реакция не перемещается к более верхним слоям, а продолжает происходить вокруг ядра, где водород очень медленно превращается в гелий.
Однако ядро гелия раскаляется, верхние слои звезды упорядочиваются, перестраивая свою структуру, а светило на диаграмме Герцшпрунга — Рессела медленно покидает главную последовательность. Плотность материи в центре звезды увеличивается, а вещество в ядре вырождается, то есть приобретает особую консистенцию, отличную от консистенции обычного вещества.
Планетарная туманность М27 Гантель: яркий «пузырь» – сброшенная оболочка звезды
Звезда на диаграмме Герцшпрунга — Рессела смещается вправо, а затем вверх, двигаясь в область красных гигантов. Ее размеры значительно увеличиваются, а температура внешних слоев уменьшается благодаря эффекту расширения.
А вот температура ядра снижается, поэтому ядерная реакция уже не может идти из-за того, что температура недостаточна для синтеза гелия. Подобный синтез сопровождается так называемой вспышкой гелия. Звезда на диаграмме продолжает перемещаться вправо, в то место, где на оси абсцисс диаграммы находятся шаровые скопления.
В углеродном ядре температура растет до момента, когда, если звезда обладает достаточной массой, углерод начинает гореть, а затем взрывается. Происходит это или нет, во время последней стадии материя поверхности звезды теряет массу. Эта потеря может происходить на разных фазах или единовременно, когда верхние слои звезды стремятся наружу, образовывая большой шар.
В последнем случае образуется планетарная туманность, то есть сферическая оболочка материи, распространяющаяся в космос Ядро звезды, если при последующих сжатиях и расширениях оно испускает количество материи, превышающее 1,4 солнечной массы, становится белым карликом, из чего можно сделать вывод о ее медленном угасании.
Считается, что, поскольку охлаждение идет очень медленно, с рождения Вселенной ни один белый карлик еще не дошел до термической смерти.
Конечная стадия эволюции звезд, масса которых равна или меньше солнечной – звезда типа белый карлик.