Спектр звезды также может дать информацию о содержащихся в ней химических элементах, поскольку различные элементы (например, водород, гелий, углерод, кальций) поглощают свет на разных длинах волн.
Что такое звезда
Здравствуйте, уважаемые читатели блога KtoNaNovenkogo.ru. Звездное небо — одно из самых красивых зрелищ. Вы можете смотреть на него часами.
Мы видим звезды как маленькие яркие точки на ночном небе. Некоторые из них кажутся нам более яркими, другие — менее яркими. На небе звезды расположены близко друг к другу.
Но насколько они действительно далеки друг от друга? А что такое звезда? Именно об этом и пойдет речь в данной статье.
Что такое звезда
Звезда — это большой шар газа, удерживаемый вместе в пространстве гравитацией и внутренним давлением.
Каждая звезда отличается от других, потому что внутри нее происходят или происходили термоядерные процессы. Каждое из этих небесных тел представляет собой светящуюся массу материи.
Свет, излучаемый этими объектами, делает их видимыми для человеческого глаза, даже если они находятся на большом расстоянии.
Виды звезд
Звезды классифицируются в зависимости от температуры их поверхности. К ним относятся:
- Красными. Температура поверхности у таких звезд находится в пределах 5-7 тысяч кельвинов.
- Желтыми. Их поверхность нагрета в пределах 5 000-7 500 К.
- Белыми. Температура поверхности — 7 500-30 000 К.
- Голубыми. Поверхность таких звезд раскалена до температуры 80 000 Кельвинов.
Такая классификация довольно примитивна, поскольку астрономы также говорят о бело-голубых и оранжевых звездах.
Интересно, что цвет звезды определяется температурой ее поверхности. Однако температура внутри звезды гораздо выше.
Масса звезд колеблется от 0,07 солнечных масс (красные звезды) до 50 солнечных масс (голубые гиганты).
Звездная величина
Звездная яркость или светимость определяет яркость объекта, его светимость, с точки зрения наблюдателя на Земле. Это концепция, описывающая поток энергии на единицу площади.
Чем меньше величина, тем ярче объект. Самые яркие звезды имеют звездную величину 1.
Раньше считалось, что самые слабые звезды имеют величину шесть. Однако это лишь предел видимости для невооруженного глаза. В телескопы можно наблюдать звезды 19-й величины.
Звездные величины могут иметь и отрицательные значения. В полнолуние, например, Солнц е-26,7, а Лун а-12,74. Звезды Большой Медведицы имеют магнитуду 2.
Сколько звезд во Вселенной?
Самая яркая звезда на нашем небе — Сириус. Лучшее время для наблюдения за ним — зима, когда его можно увидеть во всей красе и яркости.
В 2004 году ученые из Австралии попытались определить приблизительное количество звезд. Чтобы рассчитать это, они выбрали случайный квадрат на небе и измерили его яркость. Полученный результат делился на среднюю яркость звезды и определялось количество звезд в квадрате. Это намного больше, чем общее количество песчинок на нашей планете.
Рождение и жизнь звезды
Звезды рождаются, живут и умирают, как живые существа. Время их жизни настолько велико (до десяти миллиардов лет), что астрономы даже не могут проследить жизнь одной звезды от начала до конца. С другой стороны, ученые могут наблюдать звезды на разных стадиях развития.
Звезды образуются из облаков газа и пыли. Они сжимаются, потому что частицы притягиваются друг к другу. Во время этого процесса температура и плотность материи значительно увеличиваются. На данном этапе это уже не облако, но еще и не звезда. Постепенно она достигает температуры в несколько миллионов градусов, и в этот момент начинается термоядерная реакция. Протозвезда становится звездой и излучает энергию в течение многих миллиардов лет.
Газопылевое облако, которое впоследствии становится звездой
Звезда светит до тех пор, пока ее внешние слои не начнут остывать. Постепенно запасы водорода заканчиваются, и термоядерные реакции внутри звезды угасают. Внешняя поверхность звезды начинает светиться красным светом и превращается в красного гиганта. Красный гигант будет продолжать терять яркость, пока не погаснет. В зависимости от своего размера красные гиганты либо превращаются в красный карлик, либо взрываются и становятся белым карликом, который либо гаснет, становится нейтронной звездой, либо сжимается в черную дыру.
Когда жизнь звезд подходит к концу, термоядерные реакции гаснут. В результате звезда становится белым карликом под действием гравитационных сил, которые ее сжимают.
Какие бывают звезды?
Звезды различаются по температуре, возрасту, массе, размеру, плотности, светимости и химическому составу.
В зависимости от температуры различают красные, желтые, белые и голубые звезды. Красные — самые холодные, температура их поверхности менее 3000°C. Желтые звезды — к ним относится и наше Солнце — имеют температуру около 6 000°C, белые звезды «нагреваются» до 10 000-20 000°C, а голубые звезды — самые горячие — нагреваются до температуры более 30 000°C (иногда до 100 000°C). Но это температура поверхности звезд. Внутреннее пространство этих светил еще горячее — до 20 миллионов°C.
Белый карлик — это звезда с большой массой (примерно равной массе Солнца) и малым радиусом, близким к радиусу Земли. Однако плотность белого карлика огромна: 1 см3 вещества имеет массу 29 тонн.
Белые карлики называются гигантами (самые большие) и карликами (самые маленькие) в зависимости от их размера. Диаметр так называемых белых карликов может быть более чем в 100 раз меньше диаметра Солнца, а масса этих звезд примерно такая же, как масса Солнца. В количественном выражении эти карлики составляют от 3 до 10 % звездного «населения» нашей галактики.
Чем крупнее звезды, тем реже они встречаются в космосе. Гиганты встречаются особенно редко. Самые крупные из них — красные гиганты. Бетельгейзе, красная звезда в созвездии Ориона, например, имеет диаметр, более чем в 300 раз превышающий диаметр Солнца. Но красная звезда Антарес в Скорпионе имеет диаметр в 450 раз больше нашего Солнца и даже больше, чем орбита Марса.
Одна из крупнейших звезд, известных сегодня, — красный сверхгигант Мю Цефея. В пределах этой звезды орбиты планет нашей Солнечной системы могут простираться до Юпитера. Му Цефея, также известная как Звезда Гершеля, — красный сверхгигант в созвездии Цефея.
Около половины звезд — простые (как Солнце), остальные образуют двойные (как Сириус), тройные и более сложные системы. Чем больше звезд в системе, тем реже она встречается. Известны звездные системы с семью членами, но более сложные системы еще предстоит открыть.
Электрослабые звезды
В то время как кварковая звезда может быть последней стадией жизни звезды перед тем, как она умрет и превратится в черную дыру, физики недавно предложили еще одну теоретическую звезду, которая может существовать между кварковой звездой и черной дырой. Так называемая электрослабая звезда может поддерживать равновесие благодаря сложному взаимодействию между слабыми ядерными силами и электромагнитными силами, известными как электромагнитные силы.
В электрически слабой звезде давление и энергия звездной массы вытолкнули бы ядро из странной материи кварковой звезды. По мере увеличения энергии электромагнитные и слабые ядерные силы смешиваются, так что между ними больше не будет никакой разницы. На этом энергетическом уровне кварки в ядре распадаются на лептоны, такие как электроны и нейтрино. Большая часть посторонней материи будет преобразована в нейтрино, а высвободившаяся энергия создаст достаточную силу, чтобы предотвратить коллапс звезды.
Ученые заинтересованы в обнаружении электрически заряженной звезды, поскольку свойства ее ядра были бы идентичны свойствам молодой Вселенной через одну миллиардную долю секунды после Большого взрыва. В тот момент в истории нашей Вселенной еще не было разницы между слабыми ядерными силами и электромагнитными силами. Формулирование теорий в то время оказалось довольно сложным, поэтому поиск электрически слабой звезды очень помог бы космологическим исследованиям.
Электрически слабая звезда также должна быть одним из самых плотных объектов во Вселенной. Ядро электрослабой звезды было бы размером с яблоко, но массой с две Земли. Теоретически, такая звезда будет плотнее любой другой звезды, наблюдавшейся до сих пор.
Объект Торна — Житковой
В 1977 году Кип Торн и Анна Житкова опубликовали статью о новом типе звезд, названном объектом Торна-Житковой (TWO): OTJ — это гибридная звезда, образовавшаяся в результате столкновения красного сверхгиганта с небольшой плотной нейтронной звездой. Поскольку красный сверхгигант — невероятно большая звезда, нейтронной звезде потребуются лишь сотни лет, чтобы войти во внутреннюю атмосферу красного сверхгиганта. Когда он входит в звезду, центр орбиты (центр тяжести) двух звезд смещается к центру сверхгиганта. В конце концов, две звезды сливаются и образуют большую сверхновую, а затем и черную дыру.
При наблюдении OGW сначала выглядит как типичный красный сверхгигант. Однако OGW будет обладать рядом необычных свойств для красного сверхгиганта. Не только его химический состав будет другим, но и нейтронная звезда, сверлящая его, будет испускать радиоизлучение из своих недр. Найти OGW трудно, поскольку он мало чем отличается от обычного красного сверхгиганта. Кроме того, вероятность их образования в центре Млечного Пути, где звезды расположены более плотно, выше, чем во внешней части галактики.
Однако это не остановило астрономов от поиска консольной звезды, и в 2014 году было обнаружено, что сверхгигант HV 2112 может быть возможным OTJ. Ученые обнаружили, что HV 2112 имеет необычно высокую металличность для красного сверхгиганта. Химический состав HV 2112 соответствует составу, предложенному Торном и Житковой в 1970-х годах, поэтому астрономы считают эту звезду сильным кандидатом на первое наблюдаемое OTJ. Необходимы дальнейшие исследования, но было бы приятно думать, что человечество открыло первую звезду-каннибала.
Все привыкли к многочисленным темным свойствам и парадоксам, связанным с черными дырами. Чтобы как-то решить проблемы, связанные с математикой черных дыр, теоретики выдвинули гипотезу, что это целый объект, похожий на звезду. В 2003 году ученые объяснили, что черные дыры на самом деле не являются сингулярностями, как принято считать, а представляют собой экзотический тип звезды, называемый магнитосферным непрерывным коллапсирующим объектом (MVCO, MECO). Модель MECO — это попытка решить теоретическую проблему: Кажется, что материя коллапсирующей черной дыры движется быстрее скорости света.
MVCO формируется как обычная черная дыра. Гравитация нейтрализует материю, и она начинает разрушаться. Но в MVCO излучение, возникающее при столкновении частиц, создает внутреннее давление, подобное давлению, возникающему при термоядерном синтезе в ядре звезды. В результате MVCO остается абсолютно стабильным. Она никогда не образует горизонт событий и никогда не коллапсирует полностью. Черные дыры в конце концов схлопываются и испаряются, но коллапс MVCO длится бесконечно долго. Поэтому она находится в состоянии постоянного коллапса.
Теории MVCO решают многие проблемы черных дыр, включая информационную проблему. Поскольку MVCO никогда не коллапсирует, не существует также проблемы аннигиляции информации, как в случае с черной дырой. Какими бы грандиозными ни были теории MVCO, в физическом сообществе к ним относятся скептически. Считается, что квазары представляют собой черные дыры, окруженные светящимся аккреционным диском. Астрономы надеются найти квазар с точными магнитными свойствами MVCO. Пока ни одна из них не найдена, но, возможно, новые телескопы для исследования черных дыр прольют свет на эту теорию. На данный момент MBCO все еще являются интересным решением проблем черных дыр, но они далеки от того, чтобы быть ведущим кандидатом.
Процесс рождения
Звезды, как и все остальное во Вселенной, проходят фазы зарождения, жизни и смерти. На это уходят миллиарды лет, но Вселенная содержит объекты, находящиеся на разных стадиях развития. Это дало астрономам представление о том, как эволюционируют звезды.
Теория появления протозвезд
Пока что наиболее вероятная теория заключается в том, что звезды образовались из облака космической пыли и газов (в основном водорода), которое имеет огромную массу из-за своих размеров. Его диаметр может достигать 300 световых лет. В результате гравитационного сжатия газопылевого облака сначала формируется так называемая протозвезда. Причины, по которым процесс может начаться:
- столкновение двух подобных облаков;
- прохождение облака вблизи рукава спиральной галактики, где находятся плотные скопления светил;
- ударная волна, вызванная появлением сверхновой звезды в близлежащем пространстве;
- при столкновении галактик возможно множественное звездообразование.
Температура в центре протозвезды неуклонно растет и в какой-то момент достигает порогового значения, при котором протоны молекул водорода могут преодолеть силы отталкивания, войти в РТС и превратиться в гелий. В результате образуется ядро гелия и поток элементарных частиц.
В то же время высвобождается значительное количество тепловой энергии, нагревая ядро протозвезды до очень высоких температур. Избыточная энергия выбрасывается на его поверхность и наружу. Таким образом, в пространстве создается новая яркость. В этот момент давление внутри звезды начинает расти, так что гравитационные силы не могут сжать светило до сверхплотного состояния. Его внутреннее давление постоянно обновляется, обеспечивая энергетический баланс и стабильное состояние звезды.
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
Она графически иллюстрирует состояние звездных объектов на разных этапах их жизненного цикла. На диаграмме четко видны группы, сформированные в соответствии с физическими свойствами звезд на разных этапах их эволюции. Согласно этой схеме, фаза активного сжигания водорода относится к основной фазе жизненного цикла. Солнце также находится в этой фазе. С момента его образования прошло около 5 миллиардов лет. Примерно столько осталось жить Солнцу.
Распределение звезд на диаграмме Герцшпрунга-Рассела неоднородно: около 90 % ярких звезд сосредоточено на одной из диагоналей, так называемой главной последовательности. Вот светила, находящиеся на стадии сжигания водорода.
Завершение жизненного цикла
Рано или поздно жизнь каждого звездного объекта подходит к концу. То, как это происходит, также зависит от массы светила. Крупные светила живут меньше: хотя у них большой запас водорода, они вынуждены потреблять его очень интенсивно, чтобы избежать гравитационного коллапса. Срок жизни таких звезд составляет «всего» несколько десятков миллионов лет.
Небольшие звезды могут существовать сотни миллиардов лет. Солнце находится примерно в середине этого градиента. Яркие тела с массой не более чем в восемь раз превышающей массу Солнца сначала становятся красными гигантами. Когда запасы водорода исчерпаны, гравитационные силы внутри звезды становятся больше, и звезда начинает сжиматься и уменьшаться. Этот процесс имеет два последствия:
- в РТС вступает водород из самых нижних слоев ядра;
- увеличение ядерной температуры приводит к началу вторичной РТС, в которую вступает гелий, преобразовываясь в углерод.
При этом высвобождается столько энергии, что кажется, что звезда раздувается изнутри. Когда Солнце достигнет этой стадии, его диаметр будет больше, чем орбита Венеры. Однако суммарное количество энергии не увеличивается. Когда излучающая поверхность становится намного больше, яркость в красной части видимого спектра уменьшается. Это делает его красным гигантом.
Последним этапом эволюции гелиоидных объектов является белый карлик. Это происходит, когда ядро охлаждается до температуры, при которой ПТС уже невозможна, а свободные электроны, не участвующие в реакции (вырожденный электронный газ), начинают сопротивляться силам сжатия. В результате звезда стабилизируется как белый карлик, выбрасывая остаточное тепло в космос до полного охлаждения.
Сверхновые и пульсары
После сгорания гелия в ядре звезды остается достаточно энергии для запуска новых РТС. В результате образуются углерод, кремний, магний и другие вещества, даже железо. Поэтому, когда в ядре начинается новая реакция, предыдущая реакция продолжается в оболочке. Считается, что все химические вещества во Вселенной были созданы таким образом, а именно из внутренностей умирающих гигантских светящихся тел.
Железо не может быть топливом РТС без поступления энергии извне и накапливается в ядре. Его протоны реагируют с электронами вырожденного газа, образуя нейтроны. Этот процесс происходит практически мгновенно. Все свободные электроны исчезают, а поскольку уравновесить силы гравитационного сжатия больше нечем, звезда разрушается под действием силы тяжести.
Энергия столкновения внешней оболочки и нейтронного ядра настолько высока, что звезда ударяется с огромной силой и взрывается с очень большой скоростью во всех направлениях. Звезда буквально взрывается и превращается в сверхновую. С Земли это выглядит как яркая вспышка.
Когда масса звезды составляет около 10-30 солнечных масс, она стабилизируется вырожденными нейтронами после разрушения оболочки. Это создает быстро вращающиеся объекты диаметром около 15 км, которые излучают электромагнитные импульсы на частоте своего вращения. Они называются пульсарами. Но когда масса пульсара превышает 30 солнечных масс, ничто не может спасти его от коллапса. Она сжимается в черную дыру — область с такой массой и гравитацией, что даже легкие частицы не могут покинуть ее.
Альтаир
Расстояние от Земли: 16,73 световых лет. Видимая величина: +0,76. Текущая стадия эволюции: звезда типа А главной последовательности.
Альтаир — самая яркая звезда в созвездии Орла и одна из самых близких к Земле звезд, видимых невооруженным глазом. Звезда имеет массу примерно в 1,8 раза больше массы Солнца и в 11 раз ярче (светимость).
Вместе с Вегой и Денебом Альтаир образует созвездие Летнего треугольника — воображаемый треугольник, соединяющий звезды из трех разных созвездий: Орел, Лира и Лебедь.
Интерферометрические исследования показали, что звезда имеет сплюснутые полюса из-за высокой скорости вращения.
Бета Центавра
Расстояние от Земли: 390 световых лет. Видимая величина: +0,61.
Бета Центавра, также известная как Хадар, является одиннадцатой по яркости звездой на ночном небе. Бета Центавра — это, по сути, тройная звездная система, состоящая из звезд Бета Центавра Aa, Ab и B. И Aa, и Ab по меньшей мере в десять раз массивнее Солнца.
Бета Центавра, имеющая суммарную оптическую величину +0,61, является второй по яркости звездой в созвездии Центавра после нашей соседки Альфы Центавра.
Кроме того, Бета Центавра демонстрирует быстрые изменения яркости и поэтому классифицируется как переменная Бета Цефея. Однако эти изменения яркости незначительны и не видны невооруженным глазом.
Бетельгейзе
Расстояние от Земли: 727 световых лет. Видимая величина: +0.50. Текущее состояние развития: красный сверхгигант.
Бетельгейзе, также известная как Альфа Ориона, является второй по яркости звездой в созвездии Ориона. Это полупериодическая переменная звезда с величиной от 0,3 до +1,8 и самая большая из известных звезд первой величины.
Изменения яркости Бетельгейзе были впервые описаны сэром Джоном Гершелем в период с 1836 по 1840 год. В это время Гершель наблюдал резкие изменения в размерах звезды, когда она стала во много раз больше обычно более яркой звезды Ригель.
По данным Американской ассоциации наблюдателей переменных величин, наименьшая наблюдаемая величина Бетельгейзе в период с 1927 по 1941 год составляла 1,2.
По существующим оценкам, Бетельгейзе может иметь массу, в 10-20 раз превышающую массу Солнца. Это одна из самых массивных звезд, которую можно наблюдать невооруженным глазом.
Классификация звезд: объединение свойств
В начале 1900-х годов два астронома, Энни Джамп Кэннон и Сесилия Пейн, классифицировали спектры звезд в зависимости от их температуры. Кэннон действительно составил классификацию, а Пейн позже объяснил, что спектральный класс звезды на самом деле определяется ее температурой.
В 1912 году датский астроном Эйнар Херцпрунг и американский астроном Генри Норрис Рассел независимо друг от друга построили график зависимости между яркостью и температурой для тысяч звезд и обнаружили удивительную взаимосвязь: большинство звезд лежат вдоль ровной диагональной кривой, называемой главной последовательностью, с горячими, яркими звездами в левом верхнем углу и холодными, тусклыми звездами в правом нижнем углу. За пределами главной последовательности находятся холодные, яркие звезды в правом верхнем углу и горячие, тусклые звезды в левом нижнем углу.
Радиус звезд увеличивается по мере того, как вы спускаетесь от левой диагонали к правому верхнему углу:
-
- Сириус B = 0,01 солнечного радиуса
- Солнце = 1 солнечный радиус
- Спика = 10 солнечных радиусов
- Ригель = 100 солнечных радиусов
- Бетельгейзе = 1000 солнечных радиусов
Звезды вдоль главного ряда меняются от самых высоких (около 30 солнечных масс) в левом верхнем углу до самых низких (около 0,1 солнечной массы) в правом нижнем углу. Наше Солнце — средняя звезда.
Белые карлики не классифицируются, поскольку их звездный спектр отличается от спектра большинства других звезд.
Жизнь звезды
Как упоминалось ранее, звезды представляют собой большие шары из газа. Новые звезды образуются из больших, холодных (10 градусов Кельвина) облаков пыли и газа (в основном водорода), которые находятся между существующими звездами в галактике.
Обычно в облаке возникает гравитационное возмущение какого-либо рода, например, прохождение близкой звезды или ударная волна от взрыва сверхновой. В результате возмущения в облаке образуются сгустки.
Сгустки падают внутрь и под действием силы тяжести втягивают газ внутрь. Сгусток сжимается и нагревается. Сгусток начинает вращаться и сплющивается в диск. Диск вращается все быстрее и быстрее, втягивая внутрь все больше газа и пыли и сильнее нагреваясь. Примерно через миллион лет в центре диска образуется небольшое горячее ядро (1500 градусов по Кельвину), называемое протозвездой. По мере того как газ и пыль падают все дальше в диск, они отдают энергию протозвезде, которая становится все горячее и горячее.
Когда температура протозвезды достигает примерно 7 миллионов кельвинов, водород начинает плавиться, превращаясь в гелий и выделяя энергию.
Материал продолжает падать в молодую звезду в течение миллионов лет, поскольку коллапс под действием гравитации больше, чем внешнее давление, создаваемое ядерным синтезом. Поэтому внутренняя температура протозвезды увеличивается.
Когда в протозвезду попадает достаточная масса (0,1 солнечной массы или больше) и температура становится достаточно горячей для непрерывного термоядерного синтеза, происходит огромный выброс газа в виде струи, называемой дипольным потоком. Если массы недостаточно, звезда не может сформироваться и становится коричневым карликом.
Дипольный поток отбрасывает газ и пыль от молодой звезды. Некоторые из этих газов и пыли могут впоследствии накапливаться и образовывать планеты.
Теперь молодая звезда стабильна, так как внешнее давление водородного синтеза уравновешивает внутреннее гравитационное притяжение. Звезда входит в главную последовательность; место звезды в главной последовательности зависит от ее массы.
Теперь, когда звезда стабильна, она состоит из тех же частей, что и наше Солнце:
-
- ядро — где происходят реакции ядерного синтеза
- излучательная зона — где фотоны отводят энергию от ядра
- конвективная зона — где конвекционные потоки несут энергию к поверхности
Однако внутренняя часть может отличаться в зависимости от расположения слоев. Солнцеподобные звезды и менее массивные, чем Солнце, имеют слои в порядке, описанном выше. Звезды, которые во много раз массивнее Солнца, имеют глубокие конвективные слои в своем ядре и излучающие внешние слои. Напротив, звезды, находящиеся между Солнцем и самыми массивными звездами, могут иметь только один излучающий слой.
Жизнь на главной последовательности
Звезды главной последовательности сгорают, превращая водород в гелий. У больших звезд температура ядра выше, чем у меньших. Поэтому они быстрее сжигают водород в активной зоне, в то время как реакторы меньшего размера сжигают его медленнее. Время, которое звезды проводят в главной последовательности, зависит от того, насколько быстро расходуется водород. Именно поэтому крупные звезды имеют более короткий срок жизни (Солнце горит около 10 миллиардов лет). Что произойдет, когда водород в ядре исчезнет, зависит от массы звезды.
Протопланетная туманность в виде тухлого яйца
Звезда умрет через несколько миллиардов лет после начала жизни. Однако способ смерти звезды зависит от ее типа.
Звезды, подобные Солнцу Когда в ядре заканчивается водородное топливо, оно сжимается под действием гравитации. Однако в верхних слоях происходит некоторое слияние водорода. Когда сердечник сжимается, он нагревается. В результате верхние слои нагреваются и расширяются. Когда внешние слои расширяются, радиус звезды увеличивается, и она становится красным гигантом.
Радиус красного гигантского солнца будет находиться прямо над орбитой Земли. В какой-то момент после этого ядро нагреется настолько, что Солнце расплавится в углерод. Когда гелиевое топливо заканчивается, ядро расширяется и охлаждается. Верхние слои расширяются и выбрасывают материал, который собирается вокруг умирающей звезды, образуя планетарную туманность. В конечном итоге ядро эволюционирует в белый карлик и, наконец, в черный карлик. Весь этот процесс займет несколько миллиардов лет.
Когда водород в ядре израсходован, эти звезды превращают гелий в углерод, как это делает Солнце. Однако, когда гелий заканчивается, остается достаточно массы, чтобы сжечь углерод в более тяжелые элементы, такие как кислород, неон, кремний, магний, сера и железо.
Как только ядро превращается в железо, его уже нельзя сжечь. Звезда разрушается под действием собственной гравитации, а железное ядро нагревается. Ядро становится настолько плотным, что протоны и электроны сливаются в нейтроны. Менее чем за секунду железное ядро размером с Землю сжимается до нейтронного ядра с радиусом около 10 километров. Внешние слои звезды падают внутрь на нейтронное ядро и разрушают его дальше.
Ядро нагревается до миллиардов градусов и взрывается (сверхновая), выбрасывая в космос большое количество энергии и материала. Ударная волна от сверхновой может вызвать образование звезд в других межзвездных облаках. Остатки ядра могут образовать нейтронную звезду или черную дыру, в зависимости от массы исходной звезды.
