25 ближайших звезд mV - визуальная звездная величина; r - расстояние до звезды, пк; L - светимость (мощность излучения) звезды, выражена в единицах светимости Солнца (3,86–1026

Виды звезд В сравнении с другими звездами во Вселенной Солнце является звездой-карликом и относится к категории нормальных звезд, в недрах которых происходит превращение водорода в гелий. Так или иначе, но виды звезд примерно описывают жизненный цикл одной отдельно

"ЖИЗНЕННЫЙ МИР" (Lebenswelt) - одно из центральных понятий поздней феноменологии Гуссерля, сформулированное им в результате преодоления узкого горизонта строго феноменологического метода за счет обращения к проблемам мировых связей сознания. Такое включение "мировой"

Жизненный цикл вируса Каждый вирус проникает в клетку своим, только ему свойственным путем. Проникнув, он должен прежде всего снять верхнюю одежду, чтобы обнажить, хотя бы частично, свою нуклеиновую кислоту и начать ее копирование.Работа вируса хорошо организована.

Как и любые тела в природе, звезды тоже не могут оставаться неизменными. Они рождаются, развиваются и, наконец, «умирают». Эволюция звезд занимает миллиарды лет, а вот по поводу времени их образования ведутся споры. Раньше астрономы считали, что процесс их «рождения» из звездной пыли требует миллионы лет, но не так давно были получены фотографии области неба из состава Большой Туманности Ориона. За несколько лет там возникло небольшое

На снимках 1947 года в этом месте была зафиксирована небольшая группа звездоподобных объектов. К 1954 году некоторые из них уже стали продолговатыми, а еще через пять лет эти объекты распались на отдельные. Так впервые процесс рождения звезд проходил буквально на глазах у астрономов.

Давайте подробно разберем, как проходит строение и эволюция звезд, с чего начинается и чем заканчивается их бесконечная, по людским меркам, жизнь.

Традиционно ученые предполагают, что звезды образуются в результате конденсации облаков газо-пылевой среды. Под действием гравитационных сил из образовавшихся облаков формируется непрозрачный газовый шар, плотный по своей структуре. Его внутреннее давление не может уравновесить сжимающие его гравитационные силы. Постепенно шар сжимается настолько, что температура звездных недр повышается, и давление горячего газа внутри шара уравновешивает внешние силы. После этого сжатие прекращается. Длительность этого процесса зависит от массы звезды и обычно составляет от двух до нескольких сотен миллионов лет.

Строение звезд предполагает очень высокую температуру в их недрах, что способствует беспрерывным термоядерным процессам (водород, который их образует, превращается в гелий). Именно эти процессы являются причиной интенсивного излучения звезд. Время, за которое они расходуют имеющийся запас водорода, определяется их массой. От этого же зависит и длительность излучения.

Когда запасы водорода истощаются, эволюция звезд подходит к этапу образования Это происходит следующим образом. После прекращения выделения энергии гравитационные силы начинают сжимать ядро. При этом звезда значительно увеличивается в размерах. Светимость также возрастает, поскольку процесс продолжается, но только в тонком слое на границе ядра.

Этот процесс сопровождается повышением температуры сжимающегося гелиевого ядра и превращением ядер гелия в ядра углерода.

По прогнозам, наше Солнце может превратиться в красного гиганта через восемь миллиардов лет. Радиус его при этом увеличится в несколько десятков раз, а светимость вырастет в сотни раз по сравнению с нынешними показателями.

Продолжительность жизни звезды, как уже отмечалось, зависит от ее массы. Объекты с массой, которая меньше солнечной, очень экономно «расходуют» запасы своего поэтому могут светить десятки миллиардов лет.

Эволюция звезд заканчивается образованием Это происходит с теми из них, чья масса близка к массе Солнца, т.е. не превышает 1,2 от нее.

Гигантские звезды, как правило, быстро истощают свой запас ядерного горючего. Это сопровождается значительной потерей массы, в частности, за счет сброса внешних оболочек. В результате остается только постепенно остывающая центральная часть, в которой ядерные реакции полностью прекратились. Со временем такие звезды прекращают свое излучение и становятся невидимыми.

Но иногда нормальная эволюция и строение звезд нарушается. Чаще всего это касается массивных объектов, исчерпавших все виды термоядерного горючего. Тогда они могут преобразовываться в нейтронные, или И чем больше ученые узнают об этих объектах, тем больше возникает новых вопросов.

Привет дорогие читатели! Хотелось бы поговорить о прекрасном ночном небе. Почему о ночном? Спросите Вы. Потому, что на нем ярко видны звезды, эти прекрасные светящиеся маленькие точки на черно-синем фоне нашего неба. Но на самом деле они не маленькие, а просто огромные, а из -за большого расстояния кажутся такими крохотными .

Кто-нибудь из Вас представлял себе как рождаются звезды, как проживают свою жизнь, какая она у них вообще? Я предлагаю Вам сейчас прочесть эту статью и по ходу представить эволюцию звезд. Я подготовила парочку видео для наглядного примера 😉

Небо усеяно множеством звезд, среди которых разбросаны огромные облака пыли и газов, водорода в основном. Звезды рождаются именно в таких туманностях, или межзвездных областях.

Звезда живет настолько долго (до десятков миллиардов лет), что астрономам не под силу проследить жизнь от начала и до конца, хотя бы одной из них. Но зато у них есть возможность наблюдать за разными стадиями развития звезд.

Ученные объединили полученные данные, и смогли проследить за этапами жизни типичных звезд: момент рождения звезды в межзвездном облаке, ее молодость, средний возраст, старость и иногда весьма эффектную смерть.

Рождение звезды.

Возникновение звезды начинается с уплотнения вещества внутри туманности. Постепенно, образовавшееся уплотнение, уменьшается в размерах, сжимаясь под воздействием гравитации. Во время этого сжатия, или коллапса , выделяется энергия, которая разогревает пыль и газ и вызывает их свечение.

Возникает так называемая протозвезда . Температура и плотность вещества в ее центре, или ядре максимальные. Когда температура достигает отметки около 10 000 000°С, в газе начинают протекать термоядерные реакции.

Ядра атомов водорода начиняют соединяться и превращаются в ядра атомов гелия. При таком синтезе выделяется огромное количество энергии. Эта энергия, в процессе конвекции, переносится в поверхностный слой, а потом, в виде света и тепла излучается в космос. Таким вот образом, протозвезда превращается в настоящую звезду.

Излучение, которое исходит из ядра, разогревает газовую среду, создавая давление, которое направленное вовне, и таким образом, препятствуя гравитационному коллапсу звезды.

Результатом является, то, что она обретает равновесие, то есть имеет постоянные размеры, постоянную поверхностную температуру и постоянное количество выделяемой энергии.

Астрономы звезду на этой стадии развития называют звездой главной последовательности , таким образом, указывая место, которое она занимает на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла. Эта диаграмма выражает связь между температурой звезды и светимостью.

Протозвезды, имеющие небольшую массу, никогда не разогреваются до температур, которые необходимы для начала термоядерной реакции. Эти звезды, в результате сжатия, превращаются в тусклых красных карликов , или даже еще более тусклых коричневых карликов . Первая звезда коричневый карлик была открыта лишь 1987 году.

Гиганты и карлики.

Диаметр Солнца приблизительно равен 1 400 000 км, а температура его поверхности около 6 000°С, и оно излучает желтоватый свет. Оно на протяжении 5 млрд. лет входит в главную последовательность звезд.

Водородное «топливо» на такой звезде, приблизительно за 10 млрд. лет исчерпается, а в ее ядре останется, главным образом, гелий. Когда больше не остается чему «гореть», интенсивность излучения, направленного от ядра, уже не достаточна для уравновешивания гравитационного коллапса ядра.

Но той энергии, которая при этом выделяется, достаточно для того, чтобы разогреть окружающее вещество. В этой оболочке начинается синтез ядер водорода, выделяется больше энергии.

Звезда начинает ярче светиться, но теперь уже красноватым светом, и одновременно она еще и расширяется, увеличиваясь в размере в десятки раз. Теперь такая звезда называются красным гигантом .

Ядро красного гиганта сжимается, а температура возрастает до 100 000 000°С и более. Здесь происходит реакция синтеза ядер гелия, превращая его в углерод. Благодаря той энергии, которая при этом выделяется, звезда еще светится каких-нибудь 100 млн. лет.

После того как заканчивается гелий и реакции затухают, вся звезда постепенно, под влиянием гравитации, сжимается почти до размеров . Энергии, которая при этом выделяется, достаточно для того, чтобы звезда (теперь уже белый карлик) продолжала еще некоторое время ярко светиться.

Степень сжатия вещества в белом карлике очень высока и, следовательно, у него очень большая плотность – вес одной столовой ложки может достигать тысячи тонн. Таким вот образом проходит эволюция звезд размером с наше Солнце.

Видео показывающее эволюцию нашего Солнца в белого карлика

Жизненный цикл у звезды, масса которой в пять раз превышает массу Солнца, значительно короче, и она несколько иначе эволюционирует. Такая звезда намного ярче, а температура ее поверхности 25 000°С и более, период пребывания в главной последовательности звезд всего лишь около 100 млн. лет.

Когда такая звезда входит в стадию красного гиганта , температура в ее ядре превышает 600 000 000°С. В нем происходят реакции синтеза ядер углерода, который превращается в более тяжелые элементы, включая железо.

Звезда, под действием выделяемой энергии, расширяется до размеров, которые в сотни раз превышают ее первоначальные размеры. Звезду на этой стадии называют сверхгигантом .

В ядре внезапно прекращается процесс производства энергии, и оно в течение считаных секунд сжимается. При всем этом выделяется огромное количество энергии и образуется катастрофическая ударная волна.

Эта энергия проходит через всю звезду и выбрасывает значительную ее часть силой взрыва в космическое пространство, вызывая явление, которое известно как вспышка сверхновой звезды .

Для лучшего представления всего написанного, рассмотрим на схеме цикл эволюции звезд

В феврале 1987 года подобная вспышка наблюдалась в соседней галактике – Большом Магеллановом облаке. Эта сверхновая звезда в течение короткого времени светилась ярче целого триллиона Солнц.

Ядро сверхгиганта сжимается и образует небесное тело диаметром всего лишь 10-20 км, а плотность его настолько велика, что чайная ложка его вещества может весить 100 млн. тонн!!! Такое небесное тело состоит из нейтронов и называется нейтронной звездой .

Нейтронная звезда, которая только что образовалась, отличается большой скоростью вращения и очень сильным магнетизмом.

В результате создается мощное электромагнитное поле, которое испускает радиоволны и другие виды излучения. Они распространяются из магнитных полюсов звезды в форме лучей.

Эти лучи, из-за вращения звезды вокруг своей оси, как бы сканируют космическое пространство. Когда они проносятся мимо наших радиотелескопов, мы их воспринимаем как короткие вспышки, или импульсы (англ. Pulse). Поэтому такие звезды называются пульсарами .

Обнаружены пульсары были благодаря именно радиоволнам, которые они излучают. Сейчас стало известно, что многие из них излучают световые и рентгеновские импульсы.

Первый световой пульсар обнаружили в Крабовидной туманности. Его импульсы повторяются с периодичностью 30 раз в секунду.

Импульсы других пульсаров повторяются гораздо чаще: ПИР (пульсирующий источник радиоизлучения) 1937+21 вспыхивает 642 раза в секунду. Представить даже сложно такое!

Звезды, которые имеют наибольшую массу, превышающую в десятки раз массу Солнца, тоже вспыхивают, как сверхновые. Но из-за огромной массы, их коллапс имеет гораздо более катастрофический характер.

Разрушительное сжатие не прекращается даже на стадии образования нейтронной звезды, создавая область, в которой обычное вещество прекращает свое существование.

Остается только лишь одна гравитация, которая настолько сильная, что ничто, даже свет, не может избежать ее воздействия. Эта область называется черной дырой . Да уж, эволюция больших звезд страшная и очень опасная.

В этом видеоролике речь пойдет о том, как сверхновая превращается в пульсар и в черную дыру

Я не знаю как Вы, дорогие читатели, но лично я очень люблю и интересуюсь космосом и всем, что с ним связанно, это так загадочно и прекрасно, аж дух захватывает! Эволюция звезд нам много поведала о будущем нашей и всей .

Звезда -- небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. Звезды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. Образующиеся из газово-пылевой среды (водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами кельвинов, а на их поверхности -- тысячами кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Звезды - это огромные объекты, шаровидной формы, состоящие из гелия и водорода, а также других газов. Энергия звезды содержится в ее ядре, где ежесекундно гелий взаимодействует с водородом. Как все органическое в нашей вселенной, звезды возникают, развиваются, изменяются и исчезают - этот процесс занимает миллиарды лет и называется процессом «Эволюции звезд».

1. Эволюция звезд

Эволюция звезд -- последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. Звезда начинает свою жизнь как холодное разряжённое облако межзвёздного газа (разряженная газовая среда, заполняющая всё пространство между звёздами), сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации (универсальное фундаментальное взаимодействие между всеми материальными телами) переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной -- в ней доминируют реакции водородного цикла. В таком состоянии он пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга -- Расселла (рис. 1) (показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды, 1910 год), пока не закончатся запасы топлива в его ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на его периферии. В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается -- звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий -- в углерод, углерод -- в кислород, кислород -- в кремний, и наконец -- кремний в железо).

2. Термоядерный синтез в недрах звезд

К 1939 году было установлено, что источником звёздной энергии является термоядерный синтез, происходящий в недрах звёзд. Большинство звёзд излучаются потому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу. Это превращение может идти двумя основными путями, называемыми протон-протонным, или p-p-циклом, и углеродно-азотным, или CN-циклом. В маломассивных звёздах энерговыделение в основном обеспечивается первым циклом, в тяжёлых -- вторым. Запас ядерного топлива в звезде ограничен и постоянно тратится на излучение. Процесс термоядерного синтеза, выделяющий энергию и изменяющий состав вещества звезды, в сочетании с гравитацией, стремящейся сжать звезду и тоже высвобождающей энергию, а также с излучением с поверхности, уносящим выделяемую энергию, являются основными движущими силами звёздной эволюции. Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см?. Молекулярное облако имеет плотность около миллиона молекул на см?. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000--10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике. Пока облако свободно вращается вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нем могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызывают гравитационный коллапс облака. Один из сценариев, приводящих к этому -- столкновение двух облаков. Другим событием, вызывающим коллапс, может быть прохождением облака через плотный рукав спиральной галактики. Также критическим фактором может стать взрыв близлежащей сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате столкновения. В общем, любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут инициировать процесс образования звезды. Из-за возникших неоднородностей давление молекулярного газа больше не может препятствовать дальнейшему сжатию, и газ начинает под действием сил гравитационного притяжения собираться вокруг центра будущей звезды. Половина высвобождающейся гравитационной энергии уходит на нагрев облака, а половина -- на световое излучение. В облаках же давление и плотность нарастают к центру, и коллапс центральной части происходит быстрее, нежели периферии. По мере сжатия длина свободного пробега фотонов уменьшается, и облако становится всё менее прозрачным для собственного излучения. Это приводит к более быстрому росту температуры и ещё более быстрому росту давления. В итоге градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро, массой порядка 1 % от массы облака. Этот момент невидим. Дальнейшая эволюция протозвезды - это аккреция продолжающего падать на «поверхность» ядра вещества, которое за счет этого растет в размерах. Масса свободно перемещающегося в облаке вещества исчерпывается, и звезда становится видимой в оптическом диапазоне. Этот момент считается концом протозвёздной фазы и началом фазы молодой звезды. Процесс формирования звёзд можно описать единым образом, но последующие стадии развития звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце звёздной эволюции свою роль может сыграть химический состав.

3. Середина жизненного цикла звезды

Среди звёзд встречается широкое многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе -- от 0,0767 до более чем 200 солнечных масс. Светимость и цвет звезды зависит от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется массой. Все новые звёзды «занимают своё место» на главной последовательности согласно своему химическому составу и массе. Речь идёт не о физическом перемещении звезды -- только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. Фактически, перемещение звезды по диаграмме отвечает лишь изменению параметров звезды. Маленькие, холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности сотни миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты уйдут с главной последовательности уже через несколько миллионов лет после формирования. Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность. По прошествии определенного времени -- от миллиона до десятков миллиардов лет, в зависимости от начальной массы -- звезда истощает водородные ресурсы ядра. В больших и горячих звёздах это происходит гораздо быстрее, чем в маленьких и более холодных. Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций. Без давления, возникавшего в ходе этих реакций и уравновешивавшего собственное гравитационное притяжение звезды, звезда снова начинает сжатие, как уже было раньше, в процессе ее формирования. Температура и давление снова повышаются, но, в отличие от стадии протозвезды, до более высокого уровня. Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия. Возобновившееся на новом уровне термоядерное горение вещества становится причиной чудовищного расширения звезды. Звезда «разрыхляется», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Таким образом, звезда становится красным гигантом, а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами. То, что происходит в дальнейшем, вновь зависит от массы звезды.

4. Поздние годы и гибель звезд

Старые звёзды с малой массой

На сегодняшний день достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода. Поскольку возраст вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в таких звёздах, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах. Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных зонах, что вызывает их нестабильность и сильные звёздные ветры. В этом случае образования планетарной туманности не происходит, а звезда лишь испаряется, становясь даже меньше, чем коричневый карлик. Звезды с массой менее 0,5 солнечной не в состоянии преобразовывать гелий даже после того, как в ядре прекратятся реакции с участием водорода -- их масса слишком мала для того, чтобы обеспечить новую фазу гравитационного сжатия до той степени, которая инициирует «возгорание» гелия. К таким звёздам относятся красные карлики, такие как Проксима Центавра, срок пребывания которых на главной последовательности составляет от десятков миллиардов до десятков триллионов лет. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.

Звёзды среднего размера

При достижении звездой средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта в ее ядре заканчивается водород и начинаются реакции синтеза углерода из гелия. Этот процесс идет при более высоких температурах и поэтому поток энергии от ядра увеличивается, что приводит к тому, что внешние слои звезды начинают расширяться. Начавшийся синтез углерода знаменует новый этап в жизни звезды и продолжается некоторое время. Для звезды по размеру схожей с Солнцем, этот процесс может занять около миллиарда лет. Изменения в величине испускаемой энергии заставляют звезду пройти через периоды нестабильности, включающие в себя перемены в размере, температуре поверхности и выпуске энергии. Выпуск энергии смещается в сторону низкочастотного излучения. Все это сопровождается нарастающей потерей массы вследствие сильных звёздных ветров и интенсивных пульсаций. Звёзды, находящиеся в этой фазе, получили название звёзд позднего типа, OH-IR звёзд или Мира-подобных звёзд, в зависимости от их точных характеристик. Выбрасываемый газ относительно богат тяжёлыми элементами, производимыми в недрах звезды, такими как кислород и углерод. Газ образует расширяющуюся оболочку и охлаждается по мере удаления от звезды, делая возможным образование частиц пыли и молекул. При сильном инфракрасном излучении центральной звезды в таких оболочках формируются идеальные условия для активизации мазеров. Реакции сжигания гелия очень чувствительны к температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности. Возникают сильнейшие пульсации, которые, в конечном итоге, сообщают внешним слоям достаточное ускорение, чтобы быть сброшенными и превратиться в планетарную туманность. В центре туманности остаётся оголенное ядро звезды, в котором прекращаются термоядерные реакции, и оно, остывая, превращается в гелиевый белый карлик, как правило, имеющий массу до 0,5-0,6 солнечных и диаметр порядка диаметра Земли.

Белые карлики

Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает серьезную 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. У звезд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может остановить дальнейшее сжатие ядра, и электроны начинают «вдавливаться» в атомные ядра, что приводит к превращению протонов в нейтроны, между которыми не существует сил электростатического отталкивания. Такая нейтронизация вещества приводит к тому, что размер звезды, которая, фактически, представляет теперь одно огромное атомное ядро, измеряется несколькими километрами, а плотность в 100 млн. раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой.

Сверхмассивные звёзды

После того, как звезда с массой большей, чем пять солнечных, входит в стадию красного сверхгиганта, ее ядро под действием сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия увеличиваются температура и плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются все более тяжёлые элементы: гелий, углерод, кислород, кремний и железо, что временно сдерживает коллапс ядра. В конечном итоге, по мере образования всё более тяжёлых элементов периодической системы, из кремния синтезируется железо-56. На этом этапе дальнейший термоядерный синтез становится невозможен, поскольку ядро железа-56 обладает максимальным дефектом массы и образование более тяжёлых ядер с выделением энергии невозможно. Поэтому когда железное ядро звезды достигает определённого размера, то давление в нём уже не в состоянии противостоять тяжести наружных слоев звезды, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его вещества. То, что происходит в дальнейшем, пока неясно до конца, но, в любом случае, происходящие процессы в считанные секунды приводят к взрыву сверхновой звезды невероятной силы. Сопутствующий этому всплеск нейтрино провоцирует ударную волну. Сильные струи нейтрино и вращающееся магнитное поле выталкивают большую часть накопленного звездой материала -- так называемые рассадочные элементы, включая железо и более лёгкие элементы. Разлетающаяся материя бомбардируется вырываемыми из ядра нейтронами, захватывая их и тем самым создавая набор элементов тяжелее железа, включая радиоактивные, вплоть до урана (а возможно, даже до калифорния). Таким образом, взрывы сверхновых объясняют наличие в межзвёздном веществе элементов тяжелее железа, что, однако, не является единственно возможным способом их образования, к примеру, это демонстрируют технециевые звёзды. Взрывная волна и струи нейтрино уносят вещество прочь от умирающей звезды в межзвёздное пространство. В последующем, остывая и перемещаясь по космосу, этот материал сверхновой может столкнуться с другим космическим «мусором», и возможно, участвовать в образовании новых звёзд, планет или спутников. Процессы, протекающие при образовании сверхновой, до сих пор изучаются, и пока в этом вопросе нет ясности. Также под вопросом остается момент, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Тем не менее, рассматриваются два варианта: нейтронные звезды и чёрные дыры.

Нейтронные звёзды

Известно, что в некоторых сверхновых сильная гравитация в недрах сверхгиганта заставляет электроны поглотиться атомным ядром, где они, сливаясь с протонами, образуют нейтроны. Этот процесс называется нейтронизацией. Электромагнитные силы, разделяющие близлежащие ядра, исчезают. Ядро звезды теперь представляет собой плотный шар из атомных ядер и отдельных нейтронов. Такие звёзды, известные, как нейтронные звёзды, чрезвычайно малы -- не более размера крупного города, и имеют невообразимо высокую плотность. Период их обращения становится чрезвычайно мал, по мере уменьшения размера звезды (благодаря сохранению момента импульса). Некоторые совершают 600 оборотов в секунду. У некоторых из них угол между вектором излучения и осью вращения может быть таким, что Земля попадает в конус, образуемый этим излучением; в этом случае можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звёзды получили название «пульсары», и стали первыми открытыми нейтронными звёздами.

Чёрные дыры

Далеко не все сверхновые становятся нейтронными звёздами. Если звезда обладает достаточно большой массой, то коллапс звезды продолжится, и сами нейтроны начнут обрушиваться внутрь, пока её радиус не станет меньше Шварцшильдовского. После этого звезда становится чёрной дырой. Существование чёрных дыр было предсказано общей теорией относительности. Согласно этой теории, материя и информация не может покидать чёрную дыру ни при каких условиях. Тем не менее, квантовая механика, вероятно, делает возможными исключения из этого правила. Остаётся ряд открытых вопросов. Главный среди них: «А есть ли чёрные дыры вообще?». Ведь чтобы сказать точно, что данный объект -- это чёрная дыра, необходимо наблюдать его горизонт событий. Это невозможно сугубо по определению горизонта, но с помощью радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой можно определить метрику вблизи объекта, а также зафиксировать быструю, миллисекундную переменность. Эти свойства, наблюдаемые у одного объекта, должны окончательно доказать существование чёрных дыр.