Устойчивость звезды зависит от равновесия между гравитационным притяжением и горючим давлением, оказываемым слиянием ее газов. Когда человек становится меньше или больше, результат-дестабилизация и потеря равновесия.
Когда топливные ресурсы заканчиваются, некоторые звезды начинают потреблять водород из других звезд вокруг них, чтобы поддерживать свою собственную стабильность. Это позволяет им выживать дольше, чем в противном случае.
Когда срок жизни звезды приближается к концу, происходит потеря массы, столь же причудливая, сколь и драматичная.
Во-первых, количество выброшенной пыли достаточно, чтобы покрыть весь размах умирающей звезды. Это то, что заставляет нас видеть, как он тускнеет прямо перед тем, как взорваться.
Именно поэтому, когда мы смотрим в космическое пространство, мы видим туманность — пылевое и газовое облако, которое обычно существует между звездами. Туманность обычно невидима, если не освещена яркими облаками или светом, который излучают звезды.Чтобы определить, становится ли звезда темнее всего непосредственно перед тем, как она распадается, эту звезду нужно было бы изучить до и после ее гибели, а это еще не было сделано.
Ядро и внешний слой
Когда ядро расширяется, синтез водорода во внешних слоях уменьшается, что приводит к общему снижению энергии. Таким образом, сама звезда начинает сжиматься, хотя температура ее поверхности продолжает расти.
В результате увеличивается скорость синтеза оставшегося водорода. Водородное топливо сжигается, чтобы сохранить ядро нетронутым.
Как только этот запас израсходован, ядро прогибается под действием силы тяжести, но оставляет некоторое слияние, все еще происходящее во внешних слоях.
По мере того как гелиевое ядро продолжает нагреваться и расплавляться, звезда может разбухнуть и превратиться в "красного гиганта". На этой стадии гелий сгорает вместе с водородом.
Взрывы, которые происходят, могут продолжаться в течение многих лет, прежде чем ядро полностью разрушится. Звезда разрушится в точке, где не останется топлива.
Это явление можно сравнить с надуванием воздушного шара гелием. Чем больше надувается баллон, тем больше увеличивается давление на его поверхность.
Растяжение поверхности шара аналогично тому, что происходит на поверхности звезды. Его атомы раздвигаются теплом, генерируемым в ядре
.Звезды, которые значительно велики, потребляют свой запас водорода довольно быстро и все еще могут сплавлять как углерод, так и гелий, хотя это более тяжелые элементы. Чем больше звезда, тем быстрее расходуется ее запас топлива.
Когда силы конвекции приносят углерод на поверхность, это то, что образует красную звезду. Это нестабильная стадия процесса, и из-за этого звезды, включая наше собственное солнце, будут постоянно расширяться и сжиматься.
Поскольку эта модель повторяется снова и снова, она порождает космические сверхветры. Эти ветры несут и распространяют часть массы этой звезды по всей Солнечной системе.
Явление сверхновой
Звезда со временем начинает сжиматься из-за ограниченного запаса водородного топлива в ее ядре. Он начинает взрываться в своей собственной массе.
Сжатие ядра может быть настолько плотным, что электроны вталкиваются внутрь протонов, превращая все ядро в массивный нейтронный шар.
Когда звезда коллапсирует, высвобожденная энергия воспламеняет газы во внешних секциях, и в этот момент ее внешние слои взрываются и создают явление сверхновой.
Сверхновая является одним из самых энерговыделяющих взрывов в известной вселенной и достаточно мощна, чтобы затмить всю галактику силой своего блеска.
Каждый год в галактиках, отличных от нашей, наблюдается от 25 до 50 сверхновых. Большинство из них невозможно увидеть без телескопа.
Иногда создается еще большее космическое воздействие, во много раз большее, чем сверхновая. Это называется гиперновой.
Нейронные звезды и черные дыры
В зависимости от объема массы, оставшейся после коллапса, уцелевшая часть ядра может образовать либо черную дыру, либо нейтронную звезду, окруженную расширяющейся массой горячих га.
Нейтронная звезда очень мала — около 10 км в диаметре, размером с большой город. Но они также имеют тенденцию быть очень плотными из-за всех потрясений, которые приводят к их созданию.
Нейтронные звезды, как правило, имеют очень короткую продолжительность жизни. По мере того как они обрабатывают углерод, они, как сообщается, способны испускать блеск миллиона солнц. Это также делает их видимыми из других галактик.
Как формируется черная дыра? Когда звезда распадается, коллапс ядра может быть настолько сильным, что разрушает существующую массу и оставляет после себя область, не имеющую ни материи, ни пространства.
Эта область будет обладать такой мощной силой притяжения, что она будет постоянно всасывать все вокруг себя, включая сам свет.
Первичные черные дыры-самые маленькие, и их размер варьируется от размера атома до размера горы. Звездные черные дыры наблюдаются чаще всего (в том числе и в нашем Млечном Пути) и могут быть даже в 20 раз больше Солнца. Сверхмассивные черные дыры являются самыми большими и могут быть до 1 миллиона раз больше Солнца.
Смерть звезды может произойти за несколько сотен секунд. Процессы и стадии зависят от плотности звезды.
По мере того как звезда приближается к своему концу, многие элементы, которые мы видим в периодической таблице, также высвобождаются. Образование нейтронной звезды или черной дыры также зависит от того, сколько массы остается после распада звезды.