Prezentacija o evoluciji zvijezda u fizici. Tema prezentacije: Rođenje i evolucija zvijezda. Što je veća masa zvijezde, vodonik brže izgara, a teži elementi mogu nastati u toku termonuklearne fuzije u njenoj unutrašnjosti. U kasnom stadu

Slajd 9

• mlada zvijezda došla je do glavne sekvence MR dijagrama
• započeo je proces sagorijevanja vodonika - glavnog zvjezdanog nuklearnog goriva
• praktički nema kompresije i zalihe energije se više ne mijenjaju
• spora promjena hemijskog sastava u njegovim centralnim regijama zbog konverzije vodonika u helijum

Zvezda prelazi u stacionarno stanje

Slajd 10

Grafikon evolucije tipične zvijezde

Slajd 11

kada vodonik potpuno izgori, zvijezda napušta glavni niz u području divova, ili kod velikih masa - supergiganata

Divovi i supergiganti

Slajd 12

• zvezdana masa< 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК
• elektroni se socijaliziraju, formirajući degenerirani elektronski plin
• gravitaciona kontrakcija prestaje
• gustina postaje i do nekoliko tona po cm3
• još uvijek čuva T = 10 ^ 4 K
• postepeno se hladi i polako skuplja (milioni godina)
• konačno se ohladi i pretvori u CRNE patuljke

Kada svo nuklearno gorivo izgori, počinje proces gravitacijske kompresije.

Slajd 13

• Bijeli patuljak u oblaku međuzvjezdane prašine
• Dva mlada crna patuljka u sazvežđu Bika

Slajd 14

• masa zvijezde > 1,4 solarne mase:
• sile gravitacione kompresije su veoma velike
• gustina materije dostiže milion tona po cm3
• oslobađa se ogromna energija - 10 ^ 45 J
• temperatura - 10 ^ 11 K
• eksplozija supernove
• većina zvijezde se baca u svemir brzinom od 1000-5000 km/s
• fluksovi neutrina hlade jezgro zvezde -

Neutronska zvijezda

Univerzum je 98% zvijezda. Oni su takođe glavni element galaksije. “Zvijezde su ogromne kugle od helijuma i vodonika i drugih plinova. Gravitacija ih vuče prema unutra, a pritisak vrućeg plina ih gura prema van, stvarajući ravnotežu. Energija zvijezde sadržana je u njenom jezgru, gdje svaki drugi helijum stupa u interakciju s vodonikom."

Životni put zvijezda je zaokružen ciklus - rađanje, rast, period relativno mirne aktivnosti, agonije, smrti, i nalikuje životnom putu pojedinačnog organizma. Astronomi nisu u stanju da prate život jedne zvezde od početka do kraja. Čak i najkraćevečne zvezde postoje milionima godina - duže od života ne samo jedne osobe, već čitavog čovečanstva. Međutim, naučnici mogu posmatrati mnoge zvezde u različitim fazama njihovog razvoja – novorođene i umiruće. Koristeći brojne portrete zvijezda, pokušavaju rekonstruirati evolucijski put svake zvijezde i napisati njenu biografiju.

Regioni formiranja zvijezda. Džinovski molekularni oblaci sa masama većim od 105 solarnih masa (poznatiji su u galaksiji) Maglina Orao 6.000 svetlosnih godina udaljeno mlado otvoreno zvezdano jato u sazvežđu Zmije tamne oblasti u maglini su protozvezde

Gravitacijska kompresija Kompresija je posljedica gravitacijske nestabilnosti, Newtonova ideja. Jeans je kasnije odredio minimalnu veličinu oblaka u kojoj može početi spontana kompresija. Dolazi do dovoljno efikasnog hlađenja medija: oslobođena gravitaciona energija odlazi u infracrveno zračenje, koje odlazi u svemir.

Protostar Kako se gustina oblaka povećava, on postaje neproziran za zračenje. Temperatura unutrašnjih područja počinje rasti. Temperatura u unutrašnjosti protozvijezde dostiže prag reakcija termonuklearne fuzije. Kompresija prestaje na neko vrijeme.

Mlada zvijezda je stigla do glavne sekvence G-R dijagrama, započeo je proces izgaranja vodika - glavno zvjezdano nuklearno gorivo praktički nije komprimirano, a energetske rezerve se više ne mijenjaju; spora promjena hemijskog sastava u svojim centralnim oblastima izazvanim pretvaranjem vodonika u helijum Zvezda prelazi u stacionarno stanje

Zvezdana masa

1.4 Sunčeve mase: sile gravitacije su veoma velike gustine materije dostiže milion tona po cm3 oslobađa se ogromna energija - 10 ^ 45 J temperatura - 10 ^ 11 K eksplozija supernove najveći deo zvezde je bačen u svemir "naslov =" (! LANG: masa zvijezda> 1,4 solarne mase: sile gravitacijske kompresije su vrlo velike gustina materije dostiže milion tona po cm3 oslobađa se ogromna energija - 10 ^ 45 J temperatura - 10 ^ 11 K eksplozija supernove najveći dio zvijezde je bačen u svemir" class="link_thumb"> 14 !} masa zvijezde> 1,4 solarne mase: sile gravitacijske kompresije su vrlo velika gustina materije dostiže milion tona po cm3 oslobađa se ogromna energija - 10 ^ 45 J temperatura - 10 ^ 11 K eksplozija supernove najveći dio zvijezde se baca u svemir brzinom od km/s neutrina fluksa hlade jezgro zvijezde - neutronske zvijezde 1,4 solarne mase: sile gravitacijske kompresije su vrlo velika gustina materije dostiže milion tona po cm3 oslobađa se ogromna energija - 10 ^ 45 J temperatura - 10 ^ 11 K eksplozija supernove najveći dio zvijezde je bačen u svemir "> 1,4 solarna mase: sile gravitacione kompresije je veoma velika gustina materije dostiže milion tona po cm3 oslobađa se ogromna energija - 10 ^ 45 J temperatura - 10 ^ 11 K eksplozija supernove najveći deo zvezde se baca u svemir brzinom od 1000-5000 km /s tokovi neutrina hlade jezgro zvijezde - Neutronska zvijezda "> 1,4 solarne mase: sile gravitacijske kompresije su vrlo visoke. Gustoća materije dostiže milion tona po cm3, oslobađa se ogromna energija - 10 ^ 45 J temperatura - 10 ^ 11 K eksplozija supernove, većina zvijezde je bačena u svemir" title = "(! LANG: masa zvijezde> 1,4 solarne mase: sile gravitacijske kompresije su vrlo velika gustina materije dostiže milion tona po cm3 oslobađa se ogromna energija - 10 ^ 45 J stopa temperatura - 10 ^ 11 K eksplozija supernove najveći dio zvijezde je izbačen u svemir"> title="masa zvijezde> 1,4 solarne mase: sile gravitacijske kompresije su vrlo velika gustina materije dostiže milion tona po cm3 oslobađa se ogromna energija - 10 ^ 45 J temperatura - 10 ^ 11 K eksplozija supernove najveći dio zvijezde je bačen u svemir"> !}

2,5 solarne mase gravitacijski kolaps gravitacijski kolaps zvijezda se pretvara u crnu rupu zvijezda se pretvara u crnu rupu "title =" (! LANG: masa zvijezde> 2,5 solarne mase gravitacijski kolaps gravitacijski kolaps zvijezda se pretvara u crnu rupu zvijezda se pretvara u crnu rupu" class="link_thumb"> 19 !} masa zvijezde> 2,5 solarne mase gravitacijski kolaps gravitacijski kolaps zvijezda se pretvara u crnu rupu zvijezda se pretvara u crnu rupu 2,5 solarne mase gravitacijski kolaps zvijezda se pretvara u crnu rupu zvijezda se pretvara u crnu rupu "> 2,5 solarne mase gravitacijski kolaps gravitacijski kolaps zvijezda se pretvara u crnu rupu zvijezda se pretvara u crnu rupu"> 2,5 solarne mase gravitacijski kolaps gravitacijski kolaps zvijezda pretvara se u crnu rupu zvijezda se pretvara u crnu rupu "title =" (! LANG: masa zvijezde> 2,5 solarne mase gravitacijski kolaps gravitacijski kolaps zvijezda se pretvara u crnu rupu zvijezda se pretvara u crnu rupu"> title="masa zvijezde> 2,5 solarne mase gravitacijski kolaps gravitacijski kolaps zvijezda se pretvara u crnu rupu zvijezda se pretvara u crnu rupu"> !}

• Prezentacija

• Tema: Rođenje i evolucija zvijezda

• Rodkina L.R.

• Vanredni profesor Katedre za elektroniku ISBS

• VSUES, 2009

• Rođenje zvijezda

• Zvezdani život

• Bijeli patuljci i neutronske rupe

• Crne rupe

• Smrt zvijezda

Ciljevi i ciljevi

• Upoznati djelovanje sila gravitacije u svemiru koje dovode do stvaranja zvijezda.

• Razmotrite proces evolucije zvijezda.

• Dajte pojam prostorne brzine zvijezda.

• Opišite fizičku prirodu zvijezda.

Rođenje zvezde

Rođenje zvezde

Rođenje zvezde

Zvezdani život

Zvezdani život

• Životni vek zvezde zavisi uglavnom od njene mase. Prema teorijskim proračunima, masa zvijezde može varirati od 0,08 prije 100 solarne mase.

• Što je veća masa zvijezde, vodonik brže izgara, a teži elementi mogu nastati u toku termonuklearne fuzije u njenoj unutrašnjosti. U kasnijoj fazi evolucije, kada helijum počne da gori u središnjem dijelu zvijezde, on napušta Glavni niz, postajući, ovisno o svojoj masi, plavi ili crveni div.

Zvezdani život

Zvezdani život

Smrt zvezde

Bibliografija:

• Shklovsky I.S.Stars: njihovo rođenje, život i smrt. - M.: Nauka, Glavno izdanje fizičke i matematičke literature, 1984.-- 384 str.

• Vladimir Surdin Kako se rađaju zvijezde - Rubrika "Planetarijum", Oko svijeta, br.2 (2809), februar 2008.

Kontrolna pitanja

• Odakle dolaze zvijezde?

• Kako nastaju?

• Pošto je životni vijek zvijezda ograničen, one bi se trebale i pojaviti u konačnom vremenu. Kako možemo naučiti nešto o ovom procesu?

• Zar ne vidite zvezde koje se formiraju na nebu?

• Zar nismo svjedoci njihovog rođenja?

Korištene knjige

• Postanak i evolucija galaksija i zvijezda Region formiranja zvijezda - Orion maglina (M42), Alnitak Alnilam

  
  

  Model formiranja zvijezda Poluprečnik vidljivog dijela Univerzuma - Metagalaksije ne može premašiti udaljenost koju radijacija pređe u vremenu koje je jednako starosti Univerzuma - 13,7 ± 2 milijarde godina prema savremenim konceptima. Shodno tome, galaksije rođene skoro 0,5 milijardi godina nakon Velikog praska stare su preko 13 milijardi godina. Najstarije zvijezde sa starošću od preko 10 milijardi godina dio su globularnih zvjezdanih jata (populacije tipa 2 sa niskim sadržajem elemenata teže su od He). Najvjerovatnije su nastale u isto vrijeme kada i galaksije. Kuglasto zvjezdano jato M80 u sazviježđu Škorpion na 8280 kom.
  

  
  

  Starost svemira i galaksija a) Starost naše galaksije je 13,7 milijardi godina (preciznost 1%). b) Univerzum se sastoji od - 4% atoma vidljive materije; - 23% zauzima tamna materija; - preostalih 73% je misteriozna "antigravitacija" (tamna energija) koja potiče svemir da se širi. Galaksije su počele da se formiraju 100 miliona godina nakon Velikog praska iu narednih 3-5 milijardi godina formirale su se i grupisale u jata. Shodno tome, starost najstarijih eliptičnih galaksija je oko 14 milijardi godina. Prve zvijezde se pojavljuju milion godina nakon Velikog praska, stoga bi trebalo da postoje zvijezde stare oko 14 milijardi godina. Dana 30. juna 2001. godine, NASA-in astronomski aparat MAP (Microwave Anisotropy Probe) mase 840 kg i cijene od 145 miliona dolara lansiran je sa Cape Canaverala, a 1. oktobra 2001. dostigao je tačku libracije L2 (gravitacijska ravnoteža između Sunce, Zemlja pored Meseca), koji se nalazi 1,5 miliona kilometara od Zemlje. Svrha letjelice je da sastavi trodimenzionalnu sliku eksplozije i sagleda vrijeme kada se zvijezde i galaksije još nisu pojavile. WMAP: 1-utezi za preciznu stabilizaciju, 2-navigacijski senzor, 3-prijemna elektronika, 4-talasna, 5-omnidirekciona antena, 6- ogledalo 1,4*1,6 m, 7-sekundni reflektor, 8- hlađenje, 9- platforma za montiranje, 10-elektronika, 11-ekran od sunčeve svjetlosti. Uz pomoć NASA-ine letjelice WMAP, koja prikuplja informacije o pozadini mikrovalnog zračenja, do 2006. godine ustanovljeno je:
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  Kratka istorija razvoja Univerzuma VremeTemperaturaStanje Univerzuma sek Više od K Inflatorno širenje sek Više od K Pojava kvarkova i elektrona sek10 12 K Formiranje protona i neutrona sek - 3 min K Formiranje jezgara deuterijuma, helijuma40 hiljada godina 4000 K Formiranje atoma 15 miliona godina 300 K Nastavak širenja oblaka gasa 1 milijarda godina prve zvezde i galaksije 3 milijarde godina 10 K Formiranje teških jezgara tokom eksplozija zvezda milijarde godina 3 K Izgled planeta i inteligentnog života godine 10 -2 K Završetak procesa rođenja zvijezde godine K Ispadanje energije svih zvijezda godine -20 K Isparavanje crnih rupa i rađanje elementarnih čestica godine K Završetak isparavanja svih crnih rupa
  

  
  

  Formiranje zvijezda Zvijezde se uvijek formiraju u grupama (klasteri) kao rezultat gravitacijske nestabilnosti u hladnim (T = 10K) i gustim molekularnim oblacima s masom od najmanje 2000 M. GMO sa masom većom od 10 5 M (više od Poznato je 6000) sadrže do 90% ukupnog molekularnog gasa Galaksije... Akumulacija hladnog gasa i prašine - globula B68 (Barnardov katalog), fragment GMO. Masa globule može dostići i do 100 M. Kompresiju olakšavaju udarni talasi tokom širenja ostataka supernove, talasi spiralne gustine i zvezdani vetar iz vrućih OB zvezda. Temperatura materije u prijelazu iz molekularnih oblaka kroz fragmentaciju oblaka (pojava globusa) do zvijezda raste za milionski faktor, a gustina - za faktor. Faza razvoja zvijezde, koju karakterizira kompresija i koja još nema termonuklearne izvore energije, naziva se protozvijezda (grčki protos "prvi").
  

  
  

  Evolucija zvijezda solarnog tipa U protozvijezdi koja se formira, jezgro uvlači svu ili gotovo svu materiju, skuplja se, a kada temperatura u njoj pređe 10 miliona K, počinje proces sagorijevanja vodonika (termonuklearna reakcija). Za zvijezde sa M, prošlo je 60 miliona godina od samog početka. Glavni niz je najduža faza u životu; zvijezde solarnog tipa su stare 9-10 milijardi godina. U pravilu, vodonik ostaje u sloju pored jezgra, proton-protonske reakcije se nastavljaju, pritisak u omotaču se značajno povećava, a vanjski slojevi zvijezde dramatično se povećavaju u veličini - zvijezda se pomiče udesno - u područje crvenih divova, povećavajući se za oko 50 puta. Na kraju svog života, nakon stadijuma crvenog diva, zvijezda se smanjuje i pretvara u bijelog patuljka, odbacuje omotač (do 30% svoje mase) u obliku planetarne magline. Bijeli patuljak nastavlja slabo svijetliti jako dugo, sve dok se njegova toplina u potpunosti ne potroši i pretvori se u mrtvog crnog patuljka. Nakon što zvijezda potroši vodonik koji se nalazi u središnjem dijelu, helijumsko jezgro će se početi skupljati, temperatura će mu porasti toliko da će početi reakcije sa velikim oslobađanjem energije (na temperaturi K helijum počinje da gori - to je desetina sagorevanja H u vremenu).
  

  
  

  Evolucija masivnih zvijezda Sada su poznata dva glavna faktora koji dovode do gubitka stabilnosti i kolapsa: = na temperaturama od 5-10 milijardi K počinje fotodisocijacija jezgri željeza - "razbijanje" jezgri željeza na 13 alfa čestica uz apsorpciju fotona : 56 Fe +? > 13 4 He + 4n, = na višim temperaturama - disocijacija helijuma 4 He> 2n + 2p i neutronizacija materije (hvatanje elektrona protonima sa stvaranjem neutrona). Izbacivanje zvjezdane ljuske objašnjava se interakcijom neutrina sa materijom. Dezintegracija jezgara zahtijeva značajan utrošak energije, tvar gubi elastičnost, jezgro se skuplja, temperatura raste, ali ne tako brzo da obustavi kompresiju. Većinu energije koja se oslobađa tokom kompresije odnesu neutrini. Kao rezultat neutronizacije materije i disocijacije jezgara, dolazi do svojevrsne eksplozije zvijezde prema unutra - implozije. Materija u središnjem dijelu zvijezde pada prema centru brzinom slobodnog pada, uvlačeći sukcesivno sve više i više slojeva zvijezde dalje od centra. Započeti kolaps može se zaustaviti elastičnošću supstance koja je dostigla nuklearnu gustoću i sastoji se uglavnom od degenerisanih neutrona (neutronska tečnost). Ovo formira neutronsku zvijezdu. Omotač zvijezde poprima ogroman zamah i baca se u međuzvjezdani prostor brzinom do km/s. Kolapsom jezgara najmasivnijih zvijezda s masom većom od 30 solarnih masa, implozija jezgra, po svemu sudeći, dovodi do stvaranja crne rupe. U zvijezdama s masom većom od 10M, termonuklearne reakcije se odvijaju u nedegeneriranim uvjetima do formiranja najstabilnijih elemenata željeznog vrha (sl.). Masa evoluirajućeg jezgra slabo zavisi od ukupne mase zvijezde i iznosi 2-2,5 M. 13 4 He + 4n, = na višim temperaturama - disocijacija helijuma 4 He> 2n + 2p i neutronizacija materije (hvatanje elektrona protonima sa stvaranjem neutrona). Izbacivanje zvjezdane ljuske objašnjava se interakcijom neutrina sa materijom. Dezintegracija jezgara zahtijeva značajan utrošak energije, tvar gubi elastičnost, jezgro se skuplja, temperatura raste, ali ne tako brzo da obustavi kompresiju. Većinu energije koja se oslobađa tokom kompresije odnesu neutrini. Kao rezultat neutronizacije materije i disocijacije jezgara, dolazi do svojevrsne eksplozije zvijezde prema unutra - implozije. Materija u središnjem dijelu zvijezde pada prema centru brzinom slobodnog pada, uvlačeći sukcesivno sve više i više slojeva zvijezde dalje od centra. Započeti kolaps može se zaustaviti elastičnošću supstance koja je dostigla nuklearnu gustoću i sastoji se uglavnom od degenerisanih neutrona (neutronska tečnost). Ovo formira neutronsku zvijezdu. Omotač zvijezde poprima ogroman zamah i baca se u međuzvjezdani prostor brzinom do 10.000 km/s. Kolapsom jezgara najmasivnijih zvijezda s masom većom od 30 solarnih masa, implozija jezgra, po svemu sudeći, dovodi do stvaranja crne rupe. U zvijezdama s masom većom od 10M, termonuklearne reakcije se odvijaju u nedegeneriranim uvjetima sve do formiranja najstabilnijih elemenata željeznog vrha (sl.). Masa evoluirajućeg jezgra slabo zavisi od ukupne mase zvezde i iznosi 2–2,5 M.
  Posljednja faza zvjezdane evolucije, Rakova maglina, plinoviti je ostatak supernove u kolapsu jezgra čija je eksplozija uočena 1054. godine. U centru je neutronska zvijezda koja emituje čestice koje čine da plin svijetli (plavo). Vanjski filamenti se uglavnom sastoje od vodonika i helijuma iz uništene masivne zvijezde. NGC 6543, maglina Mačje oko, unutrašnji region, pseudo boja (crvena Hα; plavi neutralni kiseonik, 630 nm; zeleni jonizovani azot, nm). Planetarne magline nastaju prilikom izbacivanja vanjskih slojeva (školjki) crvenih divova i supergiganata s masom od 2,58 solarnih masa u završnoj fazi njihove evolucije. Slika: Akrecijski disk vruće plazme koji kruži oko crne rupe
  

  
  

  Na zvjezdanom nebu, zajedno sa zvijezdama, postoje oblaci koji se sastoje od čestica plina i prašine (vodonik). Neki od njih su toliko gusti da se počinju skupljati pod utjecajem sila gravitacije. Kako se skuplja, plin se zagrijava i počinje emitovati infracrvene zrake. U ovoj fazi zvezda se zove PROTOSTAR.Kada temperatura u unutrašnjosti protozvezde dostigne 10 miliona stepeni, počinje termonuklearna reakcija pretvaranja vodonika u helijum, a protozvezda se pretvara u običnu zvezdu koja emituje svetlost. Zvijezde srednje veličine poput Sunca imaju prosječno 10 milijardi godina svjetlosti. Vjeruje se da je Sunce još uvijek na njemu, jer je u sredini svog životnog ciklusa.
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  Sav vodonik u toku termonuklearne reakcije pretvara se u helijum, formira se sloj helija. Ako je temperatura u helijumskom sloju manja od 100 miliona Kelvina, ne dolazi do dalje termonuklearne reakcije transformacije jezgara helijuma u jezgra azota i ugljika, termonuklearna reakcija se ne dešava u centru zvezde, već samo u sloj vodonika pored sloja helijuma, dok temperatura unutar zvijezde postepeno raste... Kada temperatura dostigne 100 miliona Kelvina, u helijumskom jezgru počinje termonuklearna reakcija, dok se jezgra helijuma pretvaraju u jezgra ugljika, dušika i kisika. Svjetlost i veličina zvijezde se povećavaju, obična zvijezda postaje crveni div ili supergigant. Okolišni omotač zvijezda, čija masa nije veća od 1,2 puta mase Sunca, postepeno se širi i na kraju se odvaja od jezgra, a zvijezda se pretvara u bijelog patuljka, koji se postepeno hladi i blijedi. Ako je masa zvijezde otprilike dvostruko veća od mase Sunca, tada takve zvijezde na kraju svog života postaju nestabilne i eksplodiraju, postaju supernove, a zatim se pretvaraju u neutronske zvijezde ili crnu rupu.
  

  
  

  
  

  
  

  Na kraju svog života, crveni div se pretvara u bijelog patuljka. Bijeli patuljak je supergusto jezgro crvenog diva, koje se sastoji od helijuma, dušika, kisika, ugljika i željeza. Bijeli patuljak je visoko komprimiran. Njegov radijus je oko 5000 km, odnosno po veličini je približno jednak našoj Zemlji. Štoviše, njegova gustoća je oko 4 × 10 6 g / cm 3, odnosno takva tvar teži četiri miliona više od vode na Zemlji. Temperatura na njegovoj površini je 10000K. Bijeli patuljak se vrlo sporo hladi i postoji do kraja svijeta.
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  Supernova je zvijezda u trenutku završetka svoje evolucije u toku gravitacionog kolapsa. Formiranje supernove okončava postojanje zvijezda s masom iznad 8-10 solarnih masa. Na mjestu džinovske eksplozije supernove ostaje neutronska zvijezda ili crna rupa, a oko ovih objekata se neko vrijeme uočavaju ostaci školjki eksplodirane zvijezde. Eksplozija supernove u našoj galaksiji je prilično rijedak fenomen. U proseku, to se dešava jednom ili dvaput u sto godina, tako da je veoma teško uhvatiti trenutak kada zvezda emituje energiju u svemir i u toj sekundi bukti kao milijarde zvezda.
  

  
  

  
  

  Ekstremne sile koje nastaju prilikom formiranja neutronske zvijezde sabijaju atome na takav način da se elektroni utisnuti u jezgra kombinuju s protonima i formiraju neutrone. Tako se rađa zvijezda, gotovo u potpunosti sastavljena od neutrona. Supergusta nuklearna tečnost, kada bi se donela na Zemlju, eksplodirala bi poput nuklearne bombe, ali u neutronskoj zvezdi je stabilna zbog ogromnog gravitacionog pritiska. Međutim, u vanjskim slojevima neutronske zvijezde (kao i svih zvijezda), tlak i temperatura padaju, formirajući čvrstu koru debljine oko kilometar. Vjeruje se da se prvenstveno sastoji od željeznih jezgara.
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  Crne rupe Prema našim sadašnjim idejama o evoluciji zvijezda, kada zvijezda čija masa prelazi oko 30 solarnih masa propadne u eksploziji supernove, njena vanjska ljuska se rasprši, a njeni unutrašnji slojevi brzo kolabiraju prema centru i formiraju crnu rupu u mjesto zvijezde koja je potrošila svoje rezerve goriva. Praktično je nemoguće otkriti crnu rupu ovakvog porijekla izolovanu u međuzvjezdanom prostoru, jer se nalazi u razrijeđenom vakuumu i ni na koji način se ne manifestira u smislu gravitacijskih interakcija. Međutim, ako je takva rupa bila dio binarnog zvjezdanog sistema (dvije vruće zvijezde koje kruže oko svog centra mase), crna rupa će i dalje vršiti gravitacijski efekat na svoju uparenu zvijezdu. Evolucija zvijezda U binarnom sistemu sa crnom rupom , materija je "živa "Zvijezde će neizbježno" strujati "u pravcu crne rupe. Kada se približi fatalnoj granici, supstanca usisana u lijevak crne rupe neizbježno će se zgusnuti i zagrijati zbog pojačanih sudara između čestica koje rupa apsorbira sve dok se ne zagrije na energije valnog zračenja u rendgenskom području. Astronomi mogu izmjeriti periodičnost promjena u intenzitetu rendgenskih zraka ove vrste i izračunati, upoređujući to s drugim dostupnim podacima, približnu masu objekta koji "vuče" materiju na sebe. Ako masa nekog objekta premašuje Chandrasekhar granicu (1,4 solarne mase), ovaj objekt ne može biti bijeli patuljak, u kojem je naša zvijezda predodređena da degenerira. U većini identifikovanih slučajeva posmatranja takvih binarnih rendgenskih zvijezda, neutronska zvijezda je masivan objekt. Međutim, već je pobrojano više od deset slučajeva gdje je jedino razumno objašnjenje prisustvo crne rupe u binarnom zvjezdanom sistemu.
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  U toku termonuklearnih reakcija koje se odvijaju u unutrašnjosti zvijezde gotovo tokom cijelog njenog života, vodonik se pretvara u helijum. Nakon što se značajan dio vodonika pretvori u helijum, temperatura u njegovom središtu raste. Kako temperatura poraste na oko 200 miliona K, helijum postaje nuklearno gorivo, koje se zatim pretvara u kiseonik i neon. Temperatura u centru zvijezde postepeno raste do 300 miliona K. Ali čak i na tako visokim temperaturama, kisik i neon su prilično stabilni i ne ulaze u nuklearne reakcije. Međutim, nakon nekog vremena temperatura se udvostruči, sada je već jednaka 600 miliona K. I tada neon postaje nuklearno gorivo, koje se u toku reakcija pretvara u magnezijum i silicijum. Stvaranje magnezija je praćeno oslobađanjem slobodnih neutrona. Slobodni neutroni, reagujući sa ovim metalima, stvaraju atome težih metala - do uranijuma - najtežeg od prirodnih elemenata.
  

  
  

  Ali sada je sav neon u jezgri potrošen. Jezgro se počinje skupljati, a opet skupljanje je praćeno povećanjem temperature. Sljedeća faza dolazi kada se svaka dva atoma kisika spoje da nastanu atom silicija i atom helija. Atomi silicija, spajajući se u parove, formiraju atome nikla, koji se ubrzo pretvaraju u atome željeza. U nuklearne reakcije, praćene pojavom novih kemijskih elemenata, ne ulaze samo neutroni, već i protoni i atomi helija. Pojavljuju se elementi kao što su sumpor, aluminijum, kalcijum, argon, fosfor, hlor, kalijum. Na temperaturama od 2-5 milijardi K rađaju se titanijum, vanadijum, hrom, gvožđe, kobalt, cink itd. Ali od svih ovih elemenata, gvožđe je najzastupljenije.
  

  
  

  Svojom unutrašnjom strukturom zvijezda sada podsjeća na luk, čiji je svaki sloj ispunjen uglavnom jednim elementom. Sa formiranjem gvožđa, zvezda je uoči dramatične eksplozije. Nuklearne reakcije koje se odvijaju u željeznoj jezgri zvijezde dovode do transformacije protona u neutrone. U tom slučaju se emituju tokovi neutrina koji sa sobom nose u svemir značajnu količinu energije zvijezde. Ako je temperatura u jezgru zvijezde visoka, onda ovi gubici energije mogu imati ozbiljne posljedice, jer dovode do smanjenja pritiska zračenja potrebnog za održavanje stabilnosti zvijezde. I kao posljedica toga, gravitacijske sile ponovo dolaze u igru, dizajnirane da isporuče potrebnu energiju zvijezdi. Sile gravitacije sve brže sabijaju zvijezdu, nadopunjujući energiju koju nosi neutrino.
  

  
  

  Kao i prije, kontrakciju zvijezde prati porast temperature, koja na kraju dostiže 4-5 milijardi K. Sada se događaji razvijaju nešto drugačije. Jezgro, koje se sastoji od elemenata grupe gvožđa, prolazi kroz ozbiljne promene: elementi ove grupe više ne ulaze u reakcije sa stvaranjem težih elemenata, već se raspadaju transformacijom u helijum, emitujući kolosalan tok neutrona. Većina ovih neutrona je zarobljena materijalom vanjskih slojeva zvijezde i učestvuje u stvaranju teških elemenata. U ovoj fazi, zvijezda dostiže kritično stanje. Kada su stvoreni teški hemijski elementi, energija se oslobađala kao rezultat fuzije lakih jezgara. Stoga je zvijezda izdvojila ogromne količine toga tokom stotina miliona godina. Sada se krajnji proizvodi nuklearnih reakcija ponovo raspadaju, formirajući helijum: zvijezda je prisiljena nadopuniti prethodno izgubljenu energiju
  

  
  

  Betelgeuze (sa arapskog za "Kuća Blizanaca"), crveni superdžin u sazvežđu Orion, sprema se za eksploziju. Jedna od najvećih zvijezda poznatih astronomima. Kada bi se postavio umjesto Sunca, tada bi na minimalnoj veličini ispunio orbitu Marsa, a pri maksimalnoj veličini dostigao bi orbitu Jupitera. Zapremina Betelgeuze je skoro 160 miliona puta veća od zapremine Sunca. I jedan je od najsjajnijih - njegov sjaj je puta veći od sunčevog. Njegova starost je samo, po kosmičkim standardima, oko 10 miliona godina, a ovaj usijani džinovski svemirski "Černobil" je već na ivici eksplozije. Crveni džin je već počeo da se muči i smanjuje. Tokom perioda posmatranja od 1993. do 2009. godine, prečnik zvijezde se smanjio za 15%, a sada se jednostavno smanjuje pred našim očima. NASA-ini astronomi obećavaju da će monstruozna eksplozija povećati sjaj zvijezde hiljadama puta. Ali zbog udaljenosti svjetlosnih godina od nas, katastrofa ni na koji način neće utjecati na našu planetu. A rezultat eksplozije će biti formiranje supernove.
  

  
  

  Kako će ovaj najrjeđi događaj izgledati sa Zemlje? Odjednom će na nebu buknuti veoma sjajna zvezda.. Takav svemirski šou trajaće oko šest nedelja, što znači više od mesec i po dana "belih noći" u pojedinim delovima planete, drugi ljudi će uživati ​​dve ili tri dodatna sata dnevnog svetla i divan prizor zvezde koja eksplodira noću. Za dvije do tri sedmice nakon eksplozije, zvijezda će početi da blijedi, a za nekoliko godina konačno će se pretvoriti u Rakova maglicu za zemaljskog posmatrača. Pa, talasi naelektrisanih čestica nakon eksplozije će stići do Zemlje za nekoliko vekova, a stanovnici Zemlje će dobiti malu (4-5 redova veličine manje smrtonosne) dozu jonizujućeg zračenja. Ali nema razloga za brigu u svakom slučaju - kako kažu naučnici, nema prijetnje za Zemlju i njene stanovnike, ali je takav događaj sam po sebi jedinstven - posljednji dokaz eksplozije supernove na Zemlji datira iz 1054. godine.