Масивните звезди
не стават планетарни мъглявини или бели
джуджета. Огромната им маса компресира и
загрява ядрата им достатъчно за да се
запали въглерода, като по този начин
звездата продължава да гори дори и след
привършването на хелия. Могат да се
появят и множество други ядрени реакции,
които създават тежки елементи и
същевременно снабдяват звездата с
енергия. Астрономите наричат
образуването на тежки елементи
посредством такива процеси на ядрено
горене нуклеосинтез. Нуклеосинтезът
при звездите бе обсъден в детайл от
Маргарет Бърбидж, Джефри Бърбидж и Фред
Хойл, които смятат, че всички
химически елементи във Вселената, по-тежки
от хелия, са образувани именно по този
начин. Идеята им, която е потвърдена от
огромно количество наблюдения, е един от
триумфите на теорията за звездната
еволюция.
Образуване на тежки елементи:
Нуклеосинтез
Тежки елементи се образуват когато две
или повече леки ядра се слеят в едно по-тежко.
Броят на протоните в новото ядро трябва
да е равен на сборния брой на протоните от
първоначалните ядра (при някои реакции
обаче, като протон-протонния цикъл,
протон може да се превърне в неутрон или
позитрон). Освен това и броят на
неутроните в новото трябва да съвпада с
броя на неутроните от първоначалните
ядра. Да предположим например, че 12С
и 16О
се слеят. Въглеродът има 6 протона и 6
неутрона, а кислородът има 8 протона и 8
неутрона. Сливането им образува ядро с 6 + 8
= 14 протона и 6 + 8 = 14 неутрона (това е атом с
14 протона и общо 28 частици в ядрото).
Справка в таблицата с елементите показва,
че такъв атом е силицият, 28Si.
Таблица 1 показва някои от реакциите,
които образуват тежки елементи в
масивните звезди.
таблица 1
Тези
реакции, протичащи в масивните звезди,
осигуряват достъчно енергия за да се
поддържа звездната маса срещу
неумолимата гравитация. С изчерпването
на различните горива - водород, хелий,
въглерод, ядрото на звездата се свива и
загрява. Все по-високата температура
позволява на звездата все по-тежки горива,
като "пепелта" от един процес става
гориво за следващия. Образуват се
кислород, неон, магнезий и накрая силиций,
но тъй като са необходими все по-високи
температури за всеки нов 
горивен
процес всяко гориво е затворено във все
по-малък и по-горещ район около ядрото.
Това води до образуването на слоеста
структура, която е онагледена на фиг.1.
Повърхността на звездата, където
температурата е недостатъчна за ядрени
реакции е съставена предимно от водород,
но под нея лежат серия от обвивки, всяка
от които е съставена от все по-тежък
елемент. Хелият обкръжава въглеродната
обвивка, която пък от своя страна
обкръжава кислородната обвивка и т.н. до
ядрото. Когато звездата започне да слива
силиций в желязо, ядрото й се е свило до
диаметър, по-малък от земния, а
температурата му е 2 милиарда К. На една
масивна звезда (10 М☼) може да са й
необходими по-малко
от 107
години за да формира желязно ядро.
Причините за краткия жизнен цикъл са
следните: (1) звездата гори бързо горивото
си за за да поддържа високата си
светимост и (2) структурата на атомните
ядра е такава, че сливането на елементи,
по-тежки от водорода отдава много по-малка
енергия в сравнение със същото
количество водород, а това значи, че
тежкото гориво трябва да гори по-бързо за
да осигурява същата енергия.
Колапс на ядрото на масивните звезди
Образуването на
желязно ядро бележи края на жизнения
цикъл на масивна звезда. Желязото не може
да гори и да отдава енергия: железният
атом е толкова силно свързан от ядрената
сила, че прибавянето на допълнителни
протони или неутрони го отслабва и го
кара да се разпадне. Ядреното сливане
спира при желязото, а звезда с желязно
ядро е изчерпала горивото си.
Свършването на горивото кара
ядрото да се свие и загрее. Но при
масивните звезди свиването притиска
железните ядра толкова близко, че протича
нова реакция: протоните и електроните
може да се слеят, неутрализирайки заряда
си и ставайки неутрони. По този начин
ядрото се трансформира от желязна сфера в
сфера от неутрони, което е катастрофално
за звездата. По-голямата част от
налягането, което поддържаше звездата бе
породено от електроните, но сега те са
абсорбирани от протоните. Така
налягането на звездното ядро рязко пада.
Вече няма нещо, което да поддържа
звездата и вътрешността й започва да
колапсира. Тъй като материята е толкова
плътна, невъобразимата й гравитацинната
смазва ядрото. За по-малко от секунда
голямото колкото Земята желязно ядро
става топка от неутрони с радиус около 10
km. При положение, че вече нищо не ги
поддържа външните слоеве пропадат
навътре подобно на висока сграда, чийто
първи етаж е внезапно разрушен.
Пропадащите външни слоеве удрят
неутронното ядро, смазвайки го още повече,
докато сблъсъка загрява падащия газ до
милиарди градуси. Налягането издига
външните слоеве далеч от звездата в
титанична експлозия - свръхнова.
Свръхнови
Експлозията на масивна звезда смесва
елементите, синтезирани от ядреното
горене с външните слоеве на звездата и ги
отнася в пространството. Горещата смес се
отдалечава от ядрото със скорост повече
от 10 000 km/s. В зависимост от масата на
звездата 10 и повече слънчеви маси материя
може да бъдат изхвърлени за да се смесят с
обкръжаващата среда. Така междузвездния
газ се обогатява с тежки елементи, които
са необходими за образуването на скалите
на планетите и костите на живите съшества.
Свръхновата е бърза и славна
смърт за звездата. За няколко минути тя
отделя повече енергия отколкото през
цялото си съществуване. За няколко часа
звездата достига светимост до няколко
милиарда пъти по-голяма от слънчевата,
излъчвайки в предсмъртната си агония
повече енергия от всички звезди в
галактиката взети заедно. Фиг. 2 показва
галактика, в която избухва свръхнова:
експлодиращата звезда блести като фар.
Фиг.2
Снимки показващи свръхнова в галактиката
NGC 4725 в края на 1940 г. Линийката показва
свръхновата. Повечето от другите ярки
точки са звезди от нашата галактика.
Втората снимка показва галактиката след
утихването на свръхновата.
Свръхновите излъчват не само видима
светлина: по-голямата част от енергията
им се пренася от избухване на неутрино -
същите малки частици с висока проникваща
способност, които се образуват в Слънцето
при изгарянето на водорода в хелий.
Подобно на слънчевите неутрино тези,
породени от свръхнови отлитат свободно в
пространството. Импулс от такива
неутрино бе засечен през февруари 1987 г.
когато в Големия Магеланов Облак избухна
свръхновата SN 1987A. Може и да сте "видели"
някое от тези неутрино, защото повече от
трилион са преминали през вас, а ако някое
от тях се е сблъскало с електрон в очната
ви ябълка, то би създало малък светлинен
проблясък.
Остатъци от свръхнови
Газ, изхвърлен от свръхновата, пори
междузвездното пространство. Огромният
сияещ облак от зездни отломки - остатък
от свръхнова непрекъснато се разширява.
За една година достига размери от
порядъка на 300 милиарда km (0.03 св. г.). За
един век диаметърът набъбва до няколко св.г,
но разширението се забавя при срещата с
обкръжаващия газ. Фиг. 3 показва снимки на
няколко различни по възраст остатъци от
свръхнова. Забележете колко са
разпокъсани остатъците от голямата снимка
в сравнение със заоблените контури на двата
остатъка от малките снимки.
