Наднових зірок
Близько семи тисяч років тому у віддаленому куточку космічного простору раптово вибухнула зірка, скинувши з себе зовнішні шари речовини. Порівняно велика і масивна зірка раптом зіткнулася з серйозною енергетичною проблемою - її фізична цілісність опинилася під загрозою. Коли була пройдена межа стійкості, вибухнув захоплюючий, надзвичайно потужний, один із самих катастрофічних у всьому Всесвіті вибухів, що породив наднову зірку.
Шість тисяч років мчав з космічних просторах світло від цієї зірки з сузір'я Тельця і досяг нарешті Землі. Це сталося в 1054р. У Європі наука була тоді занурена в сон, і в арабів вона переживала період застою, але в іншій частині Землі спостерігачі помітили об'єкт, велично блискає на небі перед сходом Сонця.
Четвертого липня 1054р. китайські астрономи, вдивляючись у небо, побачили що світиться небесний об'єкт, який був набагато яскравіше Венери. Його спостерігали в Пекіні та Кайфине і назвали "зіркою-гостею". Це був найяскравіший після Сонця об'єкт на небі. Протягом 23 днів, аж до 27 липня 1054р .., його було видно навіть удень. Поступово об'єкт ставав слабшим, але все ж залишався видимим для неозброєного ока ще 627 днів і нарешті зник 17 квітня 1056г. Це була найяскравіша з усіх зареєстрованих наднових - вона сяяла як 500 млн. Сонць. Якщо б вона знаходила від нас на такій відстані, як найближча до нас зірка альфа Центавра, то навіть самої темної ночі при її світлі ми могли б вільно читати газету - вона світила б значно яскравіше, ніж повний Місяць.
У європейських хроніках тих років немає ніяких згадок про дану подію, але не слід забувати, що то були роки середньовіччя, коли на європейському континенті майже згас світло науки.
Один цікавий момент в історії відкриття цієї зірки. У 1955р. Вільям Міллер і Гельмут Абт з обсерваторій Маунт-Вілсон і Маунт-Паломар знайшли доісторичні піктограми на стіні однієї печери в скелі каньйону Навахо в Арізоні. У каньйоні зображення було викарбовано на камені, а в печері - намальовано шматком гематиту - червоного залізняку. На обох малюнках зображено гурток і півмісяць. Міллер тлумачить ці фігури як зображення місячного серпа і зірки; на його думку, вони, можливо, відображають поява наднової в 1054р. Для такого висновку є дві причини: по-перше, в 1054р., Коли спалахнула наднова, фаза Місяця і її розташування відносно наднової були саме такими, як показано на малюнку.
По-друге, за знайденими в тих місцях глиняних черепках встановлено, що близько тисячі років тому в цій місцевості жили індіанці. Таким чином, малюнки, мабуть, є художнім зображенням наднової, зробленим стародавніми індіанцями.
Після фотографування та ретельного дослідження ділянки неба, де знаходилася наднова, було виявлено, що залишки наднової утворюють складну хаотичну розширюється газову оболонку, що укладають кілька зірок. Весь цей комплекс з газу і зірок був названий Крабоподібної туманністю. Джерелом речовини туманності є одна з
центральних зірок, та сама, яка вибухнула сім тисяч років тому. Це нейтронна зірка. Вона має температуру 6-7 млн. К і надзвичайно малий
діаметр. За фотографіями і спектрограми можна визначити фізичні характеристики зірки.
У результаті дослідження з'ясувалося, що в Крабоподібної туманності розрізняються два типи випромінюючих областей. По-перше, це волокниста сітка, що складається з газу, нагрітого до декількох десятків тисяч градусів і іонізованого під дією інтенсивного ультрафіолетового випромінювання центральної зірки; газ містить у собі водень, гелій, кисень, неон, сірку. І по-друге, більша світиться аморфна область, на тлі якої ми бачимо газові волокна.
За фотографіями, зробленими з дванадцять років тому, виявлено, що деякі з волокон туманності рухаються від її центру назовні. Знаючи кутові розміри, а також приблизно відстань і швидкість розширення, вчені визначили, що близько дев'яти століть тому на місці туманності був точкове джерело. Таким чином вдалося встановити прямий зв'язок між Крабоподібна туманність і тим вибухом наднової, який майже тисячу років тому спостерігали китайські і японські астрономи.
Питання про причини вибухів наднових як і раніше залишається предметом дискусій і є приводом для висунення суперечливих гіпотез.
Зірка з масою, що перевершує сонячну приблизно на 20%, може з часом стати нестійкою. Це показав у своєму блискучому теоретичному дослідженні, зробленому в кінці 30-х років нашого століття, астроном Чандрасекар. Він встановив, що подібні зірки на схилі життя часом піддаються катастрофічних змін, в результаті чого досягається певний рівноважний стан, що дозволяє зірку гідно завершити свій життєвий шлях. Багато астрономів займалися вивченням останніх стадій зоряної еволюції і дослідженням залежності еволюції зірки від її маси. Всі вони прийшли до одного висновку: якщо маса зірки перевищує межу Чандрасекара, її чекають неймовірні зміни.
Як ми бачили, стійкість зірки визначається співвідношенням між силами гравітації, які прагнуть стиснути зірку, і силами тиску, що розширюють її зсередини. Ми також знаємо, що на останніх стадіях зоряної еволюції, коли виснажуються запаси ядерного пального, це забезпечується співвідношення за рахунок ефекту виродження, яке може привести зірку до стадії білого карлика і дозволить їй провести залишок життя в такому стані. Ставши білим карликом, зірка поступово охолоджується і закінчує своє життя, перетворившись на холодний, позбавлений життя, невидимий зоряний шлак.
Якщо маса зірки перевершує межу Чандрасекара, ефект виродження вже не в змозі забезпечити необхідне співвідношення тисків. Перед зіркою залишається тільки один шлях для збереження рівноваги - підтримувати високу температуру. Але для цього потрібне внутрішнє джерело енергії. У процесі звичайної еволюції зірка поступово використовує для цього ядерне пальне. Однак як може зірка добути енергію на останніх стадіях зоряної еволюції, коли ядерне паливо, регулярно постачає енергію, під кінець? Звичайно вона ще не енергетичний «банкрут», вона великий, масивний об'єкт, значна частина маси якого знаходиться на великій відстані від центру, і в неї в запасі ще є гравітаційна енергія. Вона подібна до каменя, який лежить на вершині високої гори, і завдяки своєму місцю розташування володіє потенційною енергією. Енергія укладена в зовнішніх шарах зірки, як би знаходиться у величезній комори, з якої в потрібний момент її можна витягнути.
Отже, щоб підтримувати тиск, зірка тепер починає стискатися, поповнюючи таким чином запас своєї внутрішньої енергії. Як довго триває це стиснення? Фред Хойл і його колеги ретельно досліджували подібну ситуацію і прийшли до висновку, що насправді відбувається катастрофічне стиснення, за яким слідує катастрофічний вибух. Поштовхом вибуху, що визволює зірку від надлишку маси, є значення
щільності, що створюється при стисненні. Позбувшись надлишкової маси, зірка відразу повертається на шлях звичайного згасання.
Найбільший інтерес для учених представляє процес, в ході якого крок за кроком здійснюється поступове вигоряння ядерного палива. Для розрахунку цього процесу використовується інформація, отримана з лабораторних дослідів; величезну роль при цьому грають сучасні швидкодіючі обчислювальні машини. Хойл і Фаулер змоделювали за допомогою ЕОМ процес енерговиділення в зірку і простежили її хід. Як приклад вони взяли зірку, маса якої втричі перевершує сонячну, тобто зірку, що знаходиться далеко за межею Чандрасекара. Зірка з такою масою повинна мати світність, в 60 разів перевищує світність Сонця, і час життя близько 600 млн. років.
Ми вже знаємо, що в ході звичайних термоядерних реакцій, що протікають у надрах зірки майже протягом всього її життя, водень перетворюється на гелій. Після того, як значна частина речовини зірки перетвориться на гелій, температура в її центрі зростає. При збільшенні температури приблизно до 200 млн. До ядерним пальним стає гелій, який потім перетворюється на кисень і неон. Таким чином, гелієвої ядро починає породжувати більш важке ядро, яке складається з двох цих хімічних елементів. Тепер зірка стає багатошарової енергопроводящей системою. У тонкій оболонці, з одного боку від якої знаходиться водень, а по інший гелій, відбувається перетворення водню в гелій; ця реакція йде з виділенням енергії. Тому, поки така реакція здійснюється, температура ядра зірки неухильно зростає. Стиснення зірки веде до ущільнення її ядра та зростання температури в центрі до 200-300 млн. К. Але навіть при таких високих температурах кисень і неон цілком стійкі і не вступають в ядерні реакції. Однак через деякий час ядро стає ще щільніше, температура подвоюється, тепер вона вже дорівнює 600 млн. К. І тоді ядерним паливом стає неон, який в ході реакцій перетворюється а магній і кремній. Освіта магнію супроводжується виходом вільних нейтронів. Коли зірка народилася з праматері, вона вже містила деякі метали групи заліза. Вільні нейтрони, вступаючи в реакцію з цими металами, створюють атоми більш важких металів - аж до урану - найважчого з природних елементів.
Але ось витрачений весь неон в ядрі. Ядро починає стискатися, і знову стиснення супроводжується підвищенням температури. Настає наступний етап, коли кожні два атоми кисню, з'єднуючись, породжують атом кремнію і атом гелію. Атоми кремнію, з'єднуючись попарно, утворюють атоми нікелю, які незабаром перетворюються в атоми заліза. У ядерні реакції, що супроводжуються виникненням нових хімічних елементів, вступають не тільки нейтрони, але також протони і атоми гелію. З'являються такі елементи, як сірка, алюміній, кальцій, аргон, фосфор, хлор, калій. Температура ядра піднімається до півтора мільярдів градусів. Як і раніше продовжується освіту більш важких елементів з використанням вільних нейтронів, але на цій стадії з-за великої температури відбуваються деякі нові явища.
Хойл вважає, що при температурах близько мільярда градусів виникає потужне гамма-випромінювання, здатне руйнувати ядра атомів. Нейтрони і протони відриваються від ядер, але цей процес зворотний: частки знову з'єднуються, створюючи стійкі комбінації. Коли температура перевищить 1,5 млрд. До, більш ймовірними стають процеси розпаду ядер. Цікавим і несподіваним виявився такий результат: при подальшому збільшенні температури і посилення процесів руйнування і з'єднання ядра в підсумку приєднують все більше і більше часток і, як наслідок цього, виникають більш важкі хімічні елементи. Так, при температурах 2-5 млрд. До народжуються титан, ванадій, хром, залізо, кобальт, цинк, та ін Але з усіх цих елементів найбільш представлено залізо. Як і раніше, при перетворенні легких елементів у важкі виробляється енергія, що утримує зірку від колапсу. Своєю внутрішньою будовою зірка тепер нагадує цибулину, кожен шар якої заповнений переважно яким-небудь одним елементом.
Як відзначає Хойл, з утворенням групи заліза зірка виявляється напередодні драматичного вибуху. Ядерні реакції, що протікають в залізному ядрі зірки, призводять до перетворення протонів на нейтрони. При цьому випускаються потоки нейтрино, несучи з собою в космічний простір значна кількість енергії зірки. Якщо температура в ядрі зірки велика, то ці енергетичні втрати можуть мати серйозні наслідки, оскільки вони призводять до зниження тиску випромінювання, необхідного для підтримки стійкості зірки. І як наслідок цього, в дію вступають знову гравітаційні сили, покликані принести зірку необхідну енергію. Сили гравітації все швидше стискають зірку, заповнюючи енергію, віднесені нейтрино. Як і раніше стиск зірки супроводжується зростанням температури, яка врешті-решт досягає 4-5 млрд. К. Тепер події розвиваються трохи інакше. Ядро, що складається з елементів групи заліза, зазнає серйозних змін: елементи цієї групи вже не вступають у реакції з утворенням більш важких елементів, а починають знову перетворюватися на гелій, випускаючи при цьому колосальний потік нейтронів. Більша частина цих нейтронів захоплюється речовиною зовнішніх шарів зірки і бере участь у створенні важких елементів.
На цьому етапі, як зазначає Хойл, зірка досягає критичного стану. Коли створювалися важкі хімічні елементи, енергія звільнялась в результаті злиття легких ядер. Тим самим величезні її кількості зірка виділяла протягом сотень мільйонів років. Тепер же кінцеві продукти ядерних реакцій знову розпадаються, утворюючи гелій: зірка виявляється вимушеною заповнити втрачену раніше енергію. Залишається останнє її надбання - гравітація. Але щоб зірка могла скористатися цим резервом, щільність її ядра повинна збільшуватися вкрай швидко, тобто ядро може різко стиснутися; відбувається «вибух всередину», відриває ядро зірки від її зовнішніх шарів. Він повинен відбутися за лічені секунди. Це і є початок кінця масивної зірки.
Імплозіі, або вибух всередину, усуває тиск, підтримувало зовнішні шари зірки, її оболонку, і з цього моменту оболонка, стискуючись, починає падати на ядро. Падіння супроводжується виділенням колосальної кількості енергії - так ще раз виявляє себе гравітація. Виділення енергії приводить в свою чергу до різкого підвищення температури (приблизно 3 млрд. К), і падаюча оболонка зірки виявляється в незвичних для неї температурних умовах. Для зірки з температурою ядра, що дорівнює 2,5 млрд. До, легкі елементи оболонки служать потенційним ядерним паливом. Але щоб забезпечити свічення під час вибуху, температура повинна піднятися вище цього значення - до 3 млрд. К. Протягом секунди кінетична енергія зірки перетворюється на теплову, і речовина оболонки нагрівається. При такій високій температурі більш легкі елементи - в основному кисень - виявляють вибухову нестійкість і починають взаємодіяти. Підраховано, що за час менше секунди в ході цих ядерних реакцій виділяється енергія, що дорівнює енергії, яку Сонце випромінює за мільярд років!
Раптово звільнилася енергія зриває з зірки її зовнішні шари і викидає їх в космічний простір зі швидкістю, що досягає декількох тисяч кілометрів на секунду. На ці шари доводиться значна частина маси зірки. Газова оболонка віддаляється від зірки утворюючи туманність, яка тягнеться на багато мільйонів мільйонів кілометрів.
Газ за інерцією продовжує віддалятися від зірки до тих пір, поки, можливо через 100 000 років, речовина туманності не стане настільки розрядженим та дифузним, що більше вже не зможе порушуватися короткохвильовим випромінюванням дуже гарячою материнської зірки; тоді ми перестанемо його бачити. Але найголовніше: як у вибухнув, речовині, так і в межзвезном газі присутній магнітне поле. Стиснення газу за фронтом ударної хвилі викликає стиск силових ліній і підвищення напруженості міжзоряного магнітного поля, що в свою чергу призводить до збільшення енергії електронів, і їх прискорення. У результаті залишається сверхгорячая зірка, маса якої зменшилась саме настільки, щоб вона могла гідно згаснути і померти. Ймовірно вона стане нейтронної зіркою, маса якої в 1,2-2 маси Сонця. Якщо ж її маса більше, ніж удвічі перевищує масу Сонця, то вона в кінцевому рахунку може перетворитися на чорну діру.
Наднові - дуже рідкісні об'єкти. Історія засвідчила лише кілька випадків появи наднових. Перша - це, звичайно, Крабоподібна туманність, другий - Сверхновая Тихо Браге, виявлена в 1572г .., і третя - Сверхновая Кеплера, відкрита ним у 1604 р. Нещодавно стало відомо про наднової у сузір'ї Вовка. Астрономи вирахували, що кожна зоряна система, галактика, в середньому раз на сто-триста років народжує наднову. В даний час астрономами відкрито близько 150 найновіших.
Тільки три з них виявилися в нашій Галактиці, хоча існує багато об'єктів, такі, як Петля в Лебедя і Кассіопея А, які, як припускають, можуть виявитися залишками вибухів наднових Чумацького Шляху. Точний час вибуху для Петлі в Лебедя майже неможливо встановити, але вважають, що якщо це справді залишки вибуху наднової, то Петля в Лебедя почала своє розширення близько 60 тисяч років тому. Кассіопея А - наймолодша наднова на небі, так як її розширення почалося приблизно в 1700р.
Чому природа створює такі дивовижні об'єкти? Як вони виникають? Який механізм спалахів, які по своїй яскравості можуть суперничати з сяйвом десятків мільярдів зірок? Який кінцевий продукт зоряного вибуху? Це тільки частина питань, які виникають у астронома, який спостерігає за грандіозний вибух в тому чи іншому куточку неба. Щоб відповісти хоча б на деякі з них, необхідно досліджувати історію життя зірки.
Професор Джон А. Уїллер зауважив: «Одна справа вивчати майже стаціонарну зірку, як, наприклад, Сонце, інша справа - коли ми беремося передбачати химерну динаміку наднової. Мы умеем в подробностях предсказывать и ход ядерных реакций, идущих в недрах Солнца и других звёзд, и выход энергии излучения с поверхности звезды. Проте чи можемо ми з такою ж упевненістю говорити про зірок, які зазнають потужні внутрішні руху? »
Нещодавно вчені зробили спробу застосувати математичну тоерію атомного вибуху для опису гідродинаміки найновіших. Це дозволило ретельно досліджувати гідродинаміку наднових за допомогою теорії, яка свідомо не надто далека від істини. Деякі астрономи розрізняють п'ять типів наднових; два з них головні - це наднові типу 1 і наднові типу 2. Вони відрізняються один від одного світності, характером зміни світності, спектри, а також кількістю та місцем розташування в конкретній галактиці або в різних типах галактик. Характер зміни світності з часом у наднових обох основних типів практично однаковий.
Шість тисяч років мчав з космічних просторах світло від цієї зірки з сузір'я Тельця і досяг нарешті Землі. Це сталося в 1054р. У Європі наука була тоді занурена в сон, і в арабів вона переживала період застою, але в іншій частині Землі спостерігачі помітили об'єкт, велично блискає на небі перед сходом Сонця.
Четвертого липня 1054р. китайські астрономи, вдивляючись у небо, побачили що світиться небесний об'єкт, який був набагато яскравіше Венери. Його спостерігали в Пекіні та Кайфине і назвали "зіркою-гостею". Це був найяскравіший після Сонця об'єкт на небі. Протягом 23 днів, аж до 27 липня 1054р .., його було видно навіть удень. Поступово об'єкт ставав слабшим, але все ж залишався видимим для неозброєного ока ще 627 днів і нарешті зник 17 квітня 1056г. Це була найяскравіша з усіх зареєстрованих наднових - вона сяяла як 500 млн. Сонць. Якщо б вона знаходила від нас на такій відстані, як найближча до нас зірка альфа Центавра, то навіть самої темної ночі при її світлі ми могли б вільно читати газету - вона світила б значно яскравіше, ніж повний Місяць.
Один цікавий момент в історії відкриття цієї зірки. У 1955р. Вільям Міллер і Гельмут Абт з обсерваторій Маунт-Вілсон і Маунт-Паломар знайшли доісторичні піктограми на стіні однієї печери в скелі каньйону Навахо в Арізоні. У каньйоні зображення було викарбовано на камені, а в печері - намальовано шматком гематиту - червоного залізняку. На обох малюнках зображено гурток і півмісяць. Міллер тлумачить ці фігури як зображення місячного серпа і зірки; на його думку, вони, можливо, відображають поява наднової в 1054р. Для такого висновку є дві причини: по-перше, в 1054р., Коли спалахнула наднова, фаза Місяця і її розташування відносно наднової були саме такими, як показано на малюнку.
По-друге, за знайденими в тих місцях глиняних черепках встановлено, що близько тисячі років тому в цій місцевості жили індіанці. Таким чином, малюнки, мабуть, є художнім зображенням наднової, зробленим стародавніми індіанцями.
Після фотографування та ретельного дослідження ділянки неба, де знаходилася наднова, було виявлено, що залишки наднової утворюють складну хаотичну розширюється газову оболонку, що укладають кілька зірок. Весь цей комплекс з газу і зірок був названий Крабоподібної туманністю. Джерелом речовини туманності є одна з
центральних зірок, та сама, яка вибухнула сім тисяч років тому. Це нейтронна зірка. Вона має температуру 6-7 млн. К і надзвичайно малий
діаметр. За фотографіями і спектрограми можна визначити фізичні характеристики зірки.
У результаті дослідження з'ясувалося, що в Крабоподібної туманності розрізняються два типи випромінюючих областей. По-перше, це волокниста сітка, що складається з газу, нагрітого до декількох десятків тисяч градусів і іонізованого під дією інтенсивного ультрафіолетового випромінювання центральної зірки; газ містить у собі водень, гелій, кисень, неон, сірку. І по-друге, більша світиться аморфна область, на тлі якої ми бачимо газові волокна.
За фотографіями, зробленими з дванадцять років тому, виявлено, що деякі з волокон туманності рухаються від її центру назовні. Знаючи кутові розміри, а також приблизно відстань і швидкість розширення, вчені визначили, що близько дев'яти століть тому на місці туманності був точкове джерело. Таким чином вдалося встановити прямий зв'язок між Крабоподібна туманність і тим вибухом наднової, який майже тисячу років тому спостерігали китайські і японські астрономи.
Питання про причини вибухів наднових як і раніше залишається предметом дискусій і є приводом для висунення суперечливих гіпотез.
Зірка з масою, що перевершує сонячну приблизно на 20%, може з часом стати нестійкою. Це показав у своєму блискучому теоретичному дослідженні, зробленому в кінці 30-х років нашого століття, астроном Чандрасекар. Він встановив, що подібні зірки на схилі життя часом піддаються катастрофічних змін, в результаті чого досягається певний рівноважний стан, що дозволяє зірку гідно завершити свій життєвий шлях. Багато астрономів займалися вивченням останніх стадій зоряної еволюції і дослідженням залежності еволюції зірки від її маси. Всі вони прийшли до одного висновку: якщо маса зірки перевищує межу Чандрасекара, її чекають неймовірні зміни.
Як ми бачили, стійкість зірки визначається співвідношенням між силами гравітації, які прагнуть стиснути зірку, і силами тиску, що розширюють її зсередини. Ми також знаємо, що на останніх стадіях зоряної еволюції, коли виснажуються запаси ядерного пального, це забезпечується співвідношення за рахунок ефекту виродження, яке може привести зірку до стадії білого карлика і дозволить їй провести залишок життя в такому стані. Ставши білим карликом, зірка поступово охолоджується і закінчує своє життя, перетворившись на холодний, позбавлений життя, невидимий зоряний шлак.
Якщо маса зірки перевершує межу Чандрасекара, ефект виродження вже не в змозі забезпечити необхідне співвідношення тисків. Перед зіркою залишається тільки один шлях для збереження рівноваги - підтримувати високу температуру. Але для цього потрібне внутрішнє джерело енергії. У процесі звичайної еволюції зірка поступово використовує для цього ядерне пальне. Однак як може зірка добути енергію на останніх стадіях зоряної еволюції, коли ядерне паливо, регулярно постачає енергію, під кінець? Звичайно вона ще не енергетичний «банкрут», вона великий, масивний об'єкт, значна частина маси якого знаходиться на великій відстані від центру, і в неї в запасі ще є гравітаційна енергія. Вона подібна до каменя, який лежить на вершині високої гори, і завдяки своєму місцю розташування володіє потенційною енергією. Енергія укладена в зовнішніх шарах зірки, як би знаходиться у величезній комори, з якої в потрібний момент її можна витягнути.
Отже, щоб підтримувати тиск, зірка тепер починає стискатися, поповнюючи таким чином запас своєї внутрішньої енергії. Як довго триває це стиснення? Фред Хойл і його колеги ретельно досліджували подібну ситуацію і прийшли до висновку, що насправді відбувається катастрофічне стиснення, за яким слідує катастрофічний вибух. Поштовхом вибуху, що визволює зірку від надлишку маси, є значення
щільності, що створюється при стисненні. Позбувшись надлишкової маси, зірка відразу повертається на шлях звичайного згасання.
Найбільший інтерес для учених представляє процес, в ході якого крок за кроком здійснюється поступове вигоряння ядерного палива. Для розрахунку цього процесу використовується інформація, отримана з лабораторних дослідів; величезну роль при цьому грають сучасні швидкодіючі обчислювальні машини. Хойл і Фаулер змоделювали за допомогою ЕОМ процес енерговиділення в зірку і простежили її хід. Як приклад вони взяли зірку, маса якої втричі перевершує сонячну, тобто зірку, що знаходиться далеко за межею Чандрасекара. Зірка з такою масою повинна мати світність, в 60 разів перевищує світність Сонця, і час життя близько 600 млн. років.
Ми вже знаємо, що в ході звичайних термоядерних реакцій, що протікають у надрах зірки майже протягом всього її життя, водень перетворюється на гелій. Після того, як значна частина речовини зірки перетвориться на гелій, температура в її центрі зростає. При збільшенні температури приблизно до 200 млн. До ядерним пальним стає гелій, який потім перетворюється на кисень і неон. Таким чином, гелієвої ядро починає породжувати більш важке ядро, яке складається з двох цих хімічних елементів. Тепер зірка стає багатошарової енергопроводящей системою. У тонкій оболонці, з одного боку від якої знаходиться водень, а по інший гелій, відбувається перетворення водню в гелій; ця реакція йде з виділенням енергії. Тому, поки така реакція здійснюється, температура ядра зірки неухильно зростає. Стиснення зірки веде до ущільнення її ядра та зростання температури в центрі до 200-300 млн. К. Але навіть при таких високих температурах кисень і неон цілком стійкі і не вступають в ядерні реакції. Однак через деякий час ядро стає ще щільніше, температура подвоюється, тепер вона вже дорівнює 600 млн. К. І тоді ядерним паливом стає неон, який в ході реакцій перетворюється а магній і кремній. Освіта магнію супроводжується виходом вільних нейтронів. Коли зірка народилася з праматері, вона вже містила деякі метали групи заліза. Вільні нейтрони, вступаючи в реакцію з цими металами, створюють атоми більш важких металів - аж до урану - найважчого з природних елементів.
Але ось витрачений весь неон в ядрі. Ядро починає стискатися, і знову стиснення супроводжується підвищенням температури. Настає наступний етап, коли кожні два атоми кисню, з'єднуючись, породжують атом кремнію і атом гелію. Атоми кремнію, з'єднуючись попарно, утворюють атоми нікелю, які незабаром перетворюються в атоми заліза. У ядерні реакції, що супроводжуються виникненням нових хімічних елементів, вступають не тільки нейтрони, але також протони і атоми гелію. З'являються такі елементи, як сірка, алюміній, кальцій, аргон, фосфор, хлор, калій. Температура ядра піднімається до півтора мільярдів градусів. Як і раніше продовжується освіту більш важких елементів з використанням вільних нейтронів, але на цій стадії з-за великої температури відбуваються деякі нові явища.
Хойл вважає, що при температурах близько мільярда градусів виникає потужне гамма-випромінювання, здатне руйнувати ядра атомів. Нейтрони і протони відриваються від ядер, але цей процес зворотний: частки знову з'єднуються, створюючи стійкі комбінації. Коли температура перевищить 1,5 млрд. До, більш ймовірними стають процеси розпаду ядер. Цікавим і несподіваним виявився такий результат: при подальшому збільшенні температури і посилення процесів руйнування і з'єднання ядра в підсумку приєднують все більше і більше часток і, як наслідок цього, виникають більш важкі хімічні елементи. Так, при температурах 2-5 млрд. До народжуються титан, ванадій, хром, залізо, кобальт, цинк, та ін Але з усіх цих елементів найбільш представлено залізо. Як і раніше, при перетворенні легких елементів у важкі виробляється енергія, що утримує зірку від колапсу. Своєю внутрішньою будовою зірка тепер нагадує цибулину, кожен шар якої заповнений переважно яким-небудь одним елементом.
Як відзначає Хойл, з утворенням групи заліза зірка виявляється напередодні драматичного вибуху. Ядерні реакції, що протікають в залізному ядрі зірки, призводять до перетворення протонів на нейтрони. При цьому випускаються потоки нейтрино, несучи з собою в космічний простір значна кількість енергії зірки. Якщо температура в ядрі зірки велика, то ці енергетичні втрати можуть мати серйозні наслідки, оскільки вони призводять до зниження тиску випромінювання, необхідного для підтримки стійкості зірки. І як наслідок цього, в дію вступають знову гравітаційні сили, покликані принести зірку необхідну енергію. Сили гравітації все швидше стискають зірку, заповнюючи енергію, віднесені нейтрино. Як і раніше стиск зірки супроводжується зростанням температури, яка врешті-решт досягає 4-5 млрд. К. Тепер події розвиваються трохи інакше. Ядро, що складається з елементів групи заліза, зазнає серйозних змін: елементи цієї групи вже не вступають у реакції з утворенням більш важких елементів, а починають знову перетворюватися на гелій, випускаючи при цьому колосальний потік нейтронів. Більша частина цих нейтронів захоплюється речовиною зовнішніх шарів зірки і бере участь у створенні важких елементів.
На цьому етапі, як зазначає Хойл, зірка досягає критичного стану. Коли створювалися важкі хімічні елементи, енергія звільнялась в результаті злиття легких ядер. Тим самим величезні її кількості зірка виділяла протягом сотень мільйонів років. Тепер же кінцеві продукти ядерних реакцій знову розпадаються, утворюючи гелій: зірка виявляється вимушеною заповнити втрачену раніше енергію. Залишається останнє її надбання - гравітація. Але щоб зірка могла скористатися цим резервом, щільність її ядра повинна збільшуватися вкрай швидко, тобто ядро може різко стиснутися; відбувається «вибух всередину», відриває ядро зірки від її зовнішніх шарів. Він повинен відбутися за лічені секунди. Це і є початок кінця масивної зірки.
Імплозіі, або вибух всередину, усуває тиск, підтримувало зовнішні шари зірки, її оболонку, і з цього моменту оболонка, стискуючись, починає падати на ядро. Падіння супроводжується виділенням колосальної кількості енергії - так ще раз виявляє себе гравітація. Виділення енергії приводить в свою чергу до різкого підвищення температури (приблизно 3 млрд. К), і падаюча оболонка зірки виявляється в незвичних для неї температурних умовах. Для зірки з температурою ядра, що дорівнює 2,5 млрд. До, легкі елементи оболонки служать потенційним ядерним паливом. Але щоб забезпечити свічення під час вибуху, температура повинна піднятися вище цього значення - до 3 млрд. К. Протягом секунди кінетична енергія зірки перетворюється на теплову, і речовина оболонки нагрівається. При такій високій температурі більш легкі елементи - в основному кисень - виявляють вибухову нестійкість і починають взаємодіяти. Підраховано, що за час менше секунди в ході цих ядерних реакцій виділяється енергія, що дорівнює енергії, яку Сонце випромінює за мільярд років!
Раптово звільнилася енергія зриває з зірки її зовнішні шари і викидає їх в космічний простір зі швидкістю, що досягає декількох тисяч кілометрів на секунду. На ці шари доводиться значна частина маси зірки. Газова оболонка віддаляється від зірки утворюючи туманність, яка тягнеться на багато мільйонів мільйонів кілометрів.
Газ за інерцією продовжує віддалятися від зірки до тих пір, поки, можливо через 100 000 років, речовина туманності не стане настільки розрядженим та дифузним, що більше вже не зможе порушуватися короткохвильовим випромінюванням дуже гарячою материнської зірки; тоді ми перестанемо його бачити. Але найголовніше: як у вибухнув, речовині, так і в межзвезном газі присутній магнітне поле. Стиснення газу за фронтом ударної хвилі викликає стиск силових ліній і підвищення напруженості міжзоряного магнітного поля, що в свою чергу призводить до збільшення енергії електронів, і їх прискорення. У результаті залишається сверхгорячая зірка, маса якої зменшилась саме настільки, щоб вона могла гідно згаснути і померти. Ймовірно вона стане нейтронної зіркою, маса якої в 1,2-2 маси Сонця. Якщо ж її маса більше, ніж удвічі перевищує масу Сонця, то вона в кінцевому рахунку може перетворитися на чорну діру.
Наднові - дуже рідкісні об'єкти. Історія засвідчила лише кілька випадків появи наднових. Перша - це, звичайно, Крабоподібна туманність, другий - Сверхновая Тихо Браге, виявлена в 1572г .., і третя - Сверхновая Кеплера, відкрита ним у 1604 р. Нещодавно стало відомо про наднової у сузір'ї Вовка. Астрономи вирахували, що кожна зоряна система, галактика, в середньому раз на сто-триста років народжує наднову. В даний час астрономами відкрито близько 150 найновіших.
Тільки три з них виявилися в нашій Галактиці, хоча існує багато об'єктів, такі, як Петля в Лебедя і Кассіопея А, які, як припускають, можуть виявитися залишками вибухів наднових Чумацького Шляху. Точний час вибуху для Петлі в Лебедя майже неможливо встановити, але вважають, що якщо це справді залишки вибуху наднової, то Петля в Лебедя почала своє розширення близько 60 тисяч років тому. Кассіопея А - наймолодша наднова на небі, так як її розширення почалося приблизно в 1700р.
Чому природа створює такі дивовижні об'єкти? Як вони виникають? Який механізм спалахів, які по своїй яскравості можуть суперничати з сяйвом десятків мільярдів зірок? Який кінцевий продукт зоряного вибуху? Це тільки частина питань, які виникають у астронома, який спостерігає за грандіозний вибух в тому чи іншому куточку неба. Щоб відповісти хоча б на деякі з них, необхідно досліджувати історію життя зірки.
Професор Джон А. Уїллер зауважив: «Одна справа вивчати майже стаціонарну зірку, як, наприклад, Сонце, інша справа - коли ми беремося передбачати химерну динаміку наднової. Мы умеем в подробностях предсказывать и ход ядерных реакций, идущих в недрах Солнца и других звёзд, и выход энергии излучения с поверхности звезды. Проте чи можемо ми з такою ж упевненістю говорити про зірок, які зазнають потужні внутрішні руху? »
Нещодавно вчені зробили спробу застосувати математичну тоерію атомного вибуху для опису гідродинаміки найновіших. Це дозволило ретельно досліджувати гідродинаміку наднових за допомогою теорії, яка свідомо не надто далека від істини. Деякі астрономи розрізняють п'ять типів наднових; два з них головні - це наднові типу 1 і наднові типу 2. Вони відрізняються один від одного світності, характером зміни світності, спектри, а також кількістю та місцем розташування в конкретній галактиці або в різних типах галактик. Характер зміни світності з часом у наднових обох основних типів практично однаковий.