Как и всё во Вселенной, звезды рождаются, живут и умирают в свой срок (см. Эволюция звезд).
В зависимости от массы звезды, она заканчивает свой жизненный путь или
огненной вспышкой сверхновой или тихим угасанием в виде белого карлика.
Вся жизнь звезды — суть непрерывная борьба против
центростремительных гравитационных сил. Прямо сейчас, например, в ядре
нашего Солнца происходят термоядерные реакции, в ходе которых
высвобождается энергия, поднимающая температуру вещества, из которого
состоит Солнце, до столь высокого уровня, что оно начинает вести себя
как идеальный газ. Согласно закону состояния идеального газа,
рост температуры в неизменном объеме приводит к пропорциональному росту
давления, в результате чего в ядре Солнца постоянно нагнетается
давление, противодействующее силе тяжести и удерживающее внешние слои
Солнца от гравитационного коллапса — стремительного падения к центру звезды.
Наступит время (ориентировочно через 6,5 миллиардов лет), когда в
недрах Солнца иссякнут запасы горючего для его термоядерной топки, и
силы гравитационного притяжения после 11 миллиардов лет борьбы победят.
Солнце начнет стремительно сжиматься, пока силы гравитации не
натолкнутся на следующий (после побежденного термоядерного) рубеж
обороны, который снова даст силам сжатия достойный отпор давлением. Для
звезд категории Солнца таким барьером становятся свободные электроны
внутри звезды. Электроны подчиняются принципу запрета Паули,
согласно которому ни на одной орбите не могут находиться два электрона
в одинаковом состоянии. Это положение подразумевает, что любому
электрону необходимо «жизненное пространство», и сближаться они могут
лишь до определенного предела.
При гравитационном коллапсе звезды с массой, близкой к солнечной,
она сжимается до размеров порядка размеров Земли, после чего коллапс
прекращается в силу противодействия электронов, которым «некуда»
сближаться дальше. Генерировать энергию звезда на этой стадии уже не
может (нет топлива), однако светиться, остывая, она продолжает еще
достаточно долго. Такие звезды и получили название белых карликов,
и среди видимых звезд в ночном небе их немало. По сути, белый карлик
удерживается от полного коллапса равновесием двух сил — гравитационного
притяжения и своего рода давления электронов изнутри. В астрофизике
последнее принято называть давлением вырожденного электронного газа. (Более массивные звезды продолжают сжиматься, пока не взрываются вспышкой сверхновой — см. Эволюция звезд.)
В начале 1930-х годов молодой индийский физик-теоретик Субрахманьян
Чандрасекар (Subrahmanyan Chandrasekhar), работая над теорией белых
карликов, сформулировал важное следствие из запрета Паули, а именно:
при превышении массой звезды определенного предела, равняющегося
примерно 1,4 массы Солнца, гравитационные силы оказываются сильнее сил
давления вырожденного газа, и коллапс продолжается. Именно эта масса M = 1,4Mс и получила название «предел Чандрасекара».
Рентгеновская обсерватория имени Чандрасекара на околоземной орбите.
Чандрасекар очень много сделал для разработки теории черных дыр и
других явлений на завершающей стадии эволюции звезд, для исследования
которых в 1999 году и была выведена на орбиту эта обсерватория
