Очень тяжелые звезды с массой более 9 M расширяются во время фазы горения гелия, образуя красный гигант . После того, как в активной зоне закончится топливо, они продолжают сжигать более тяжелые элементы. Сердечник сжимается до тех пор, пока температура и давление не станут достаточными для плавления углерода. Этот процесс продолжается в следующих фазах, на которых топливом является сначала неон, затем кислород и кремний. Незадолго до конца жизни слияние продолжается серией луковичных слоев. Каждый слой сжигает отдельный элемент.
Последняя фаза наступает, когда звезда начинает производить железо. Поскольку железный сердечник связан более плотно, чем другие, более тяжелые сердечники, плавление железа не генерирует никакой энергии, а процесс, в свою очередь, потребляет энергию. По той же причине нельзя получить энергию путем разложения железа. В относительно старых и очень тяжелых звездах в ядре накапливается большое количество инертного железа. Тяжелые элементы в этих звездах могут достигать поверхности, создавая объект, известный как звезда Вольфа-Райе, с плотным звездным ветром. Когда железное ядро достигает массы> 1,4 M , оно больше не может сопротивляться собственной гравитации. Ядро внезапно коллапсирует, электроны соединяются с протонами, образуя нейтроны., нейтрино и гамма-излучение. Ударная волна, вызванная коллапсом, вызовет взрыв звезды, который мы называем взрывом сверхновой . Сверхновые настолько яркие, что на мгновение освещают всю галактику. Если они произошли в нашей Галактике , их можно было бы наблюдать невооруженным глазом. Еще более мощные взрывы Hypernovas .
Большая часть массы звезды рассеивается в результате взрыва сверхновой (создавая туманности, такие как Крабовидная туманность ), и то, что остается, - это нейтронная звезда (которая иногда появляется как пульсар ) или, в случае самых больших звезд (достаточно большие, чтобы оставить звездный баланс тяжелее ~ 4 M ) образуется черная дыра . В нейтронной звезде материя находится в состоянии, известном как вырожденная нейтронная материя, или в ядре может возникать даже более экзотическая форма материи, называемая материей КХД. В случае черной дыры материя находится в состоянии, которое мы в настоящее время не понимаем.
Вещество , выброшенное звездой в виде планетарной туманности или остатков взрыва сверхновой, постоянно расширяется, смешивается с межзвездным веществом и возвращается в круговорот, так что со временем из него могут образоваться некоторые звезды. Выброшенные внешние слои умирающих звезд содержат тяжелые элементы, которые после того, как будут переработаны следующим поколением звезд, позволят образоваться каменистым планетам.
Самые многочисленные звезды во Вселенной - красные карлики - исчезают незаметно - после того, как все топливо сгорело, они постепенно остывают и в конечном итоге полностью гаснут. Звезды с массой не менее 0,4 M надуваются и охлаждаются после истощения запасов водорода в ядре (больше тепла выделяется от звезды, но меньше от одного квадратного метра поверхности, увеличиваясь за счет инфляции - поэтому поверхность остывает, хотя ядро прогрелось и яркость увеличилась). Образуется красный инжир .
Примерно через 5 миллиардов лет, когда Солнце войдет в эту фазу, его радиус увеличится примерно до 1 а.е. (150 миллионов км). Это представляет собой 250-кратное увеличение. Солнце теряет около 30% своего веса во время фазы гиганта.
Красные гиганты до 2,25 M продолжают горение водорода в слое, окружающем ядро. В конце концов, температура и давление в ядре увеличиваются настолько, что начинается синтез гелия. С тех пор диаметр звезды постепенно уменьшался, а температура поверхности повышалась. В более крупных, изначально более массивных звездах ядро переключается непосредственно с горения водорода на горение гелия.
После того, как гелий израсходован в активной зоне, термоядерный синтез продолжается в слое углерода и кислорода вокруг горячей активной зоны. Затем звезда продолжает свою эволюцию аналогично исходной фазе красного гиганта, но с более высокой температурой поверхности.
По мере того как ядро звезды постепенно сжимается, интенсивность излучения от его поверхности увеличивается, создавая такое давление излучения на внешние слои газов, что оно буквально выбрасывает их и создает планетарную туманность .
Если ядро после выброса из внешней атмосферы имеет массу менее 1,4 M , то оно сжимается в относительно небольшой объект размером с Землю - белый карлик.. Он уже не достаточно тяжелый для дальнейшего сжатия материала. Он настолько горячий, что будет остывать более 13 миллиардов лет, а это значит, что самые старые такие коллапсирующие звезды далеки от холода.
Они могут иметь массу от 0,1 до 1,4 Солнца. Таким образом, один см 3 весит около 1 тонны (то есть в миллион раз больше плотности воды). Постепенно, но очень медленно белый карлик превращается в черного карлика .
Хочу организовать "мозговой штурм" по моей статье (Швеценизм - новое социальное мышление! ) - но никто ничего не написал :(((
Также Вам могут быть интересны статьи: