Жизнь звезды: от рождения до смерти
Звезда живёт, сжигая водород в гелий в ядерных реакциях синтеза. Пока горит водород — это главная последовательность. Когда водород иссякает, ядро сжимается, оболочка раздувается — звезда становится красным гигантом. Дальнейший путь определяет масса.
Судьба звёзд с малой массой (как Солнце)
Звёзды до ~8 солнечных масс не достигают температур для синтеза тяжёлых элементов. Красный гигант сбрасывает внешние слои, образуя красивую планетарную туманность. Голое ядро — горячий белый карлик размером с Землю, который миллиарды лет остывает. Это финал Солнца примерно через 5 млрд лет.
Сверхновая: взрыв гиганта
Массивная звезда последовательно синтезирует гелий, углерод, кислород, кремний… пока в ядре не накапливается железо. Железо не выделяет энергию при синтезе — реакции останавливаются. Ядро коллапсирует за 0,1–1 секунды, внешние слои отскакивают от него и разлетаются со скоростью до 30 000 км/с.
Пиковая светимость сверхновой — 10⁴³ Дж за секунды — сравнима с суммарным излучением галактики. Взрыв синтезирует элементы тяжелее железа (золото, уран) и разбрасывает их в пространство — именно из этого вещества состоим мы.
Что остаётся после сверхновой
- Туманность — расширяющаяся оболочка из обогащённого газа (пример — Крабовидная туманность)
- Нейтронная звезда — если масса ядра менее ~3 M☉
- Чёрная дыра — если масса ядра больше ~3 M☉
Сверхновые и наблюдения
В нашей Галактике сверхновые видны невооружённым глазом примерно раз в несколько столетий. Последняя — SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке — вспыхнула 23 февраля 1987 года. В других галактиках их регистрируют ежегодно. Они важны как «стандартные свечи» для измерения расстояний во Вселенной.
