Как мы видели, устойчивость звезды определяется соотношением между силами гравитации, стремящимися сжать звезду, и силами давления, расширяющими её изнутри. Мы также знаем, что на последних стадиях звёздной эволюции, когда истощаются запасы ядерного горючего, это соотношение обеспечивается за счёт эффекта вырождения, которое может привести звезду к стадии белого карлика и позволит ей провести остаток жизни в таком состоянии. Став белым карликом, звезда постепенно остывает и заканчивает свою жизнь, превратившись в холодный, безжизненный, невидимый звёздный шлак.

Если масса звезды превосходит предел Чандрасекара, эффект вырождения уже не в состоянии обеспечить необходимое соотношение давлений. Перед звездой остаётся только один путь для сохранения равновесия - поддерживать высокую температуру. Но для этого требуется внутренний источник энергии. В процессе обычной эволюции звезда постепенно использует для этого ядерное горючее. Однако как может звезда добыть энергию на последних стадиях звёздной эволюции, когда ядерное топливо, регулярно поставляющее энергию, на исходе? Конечно она ещё не энергетический «банкрот», она большой, массивный объект, значительная часть массы которого находится на большом расстоянии от центра, и у неё в запасе ещё есть гравитационная энергия. Она подобна камню, лежащему на вершине высокой горы, и благодаря своему местоположению обладающему потенциальной энергией. Энергия заключённая во внешних слоях звезды, как бы находится в огромной кладовой, из которой в нужный момент её можно извлечь.

Итак, чтобы поддерживать давление, звезда теперь начинает сжиматься, пополняя таким образом запас своей внутренней энергии. Как долго продолжается это сжатие? Фред Хойл и его коллеги тщательно исследовали подобную ситуацию и пришли к выводу, что в действительности происходит катастрофическое сжатие, за которым следует катастрофический взрыв. Толчком взрыву, избавляющему звезду от избытка массы, является значение плотности, создаваемое при сжатии. Избавившись от избыточной массы, звезда тут же возвращается на путь обычного угасания.

Наибольший интерес для учёных представляет процесс, в ходе которого шаг за шагом осуществляется постепенное выгорание ядерного топлива. Для расчёта этого процесса используется информация, полученная из лабораторных опытов; огромную роль при этом играют современные быстродействующие вычислительные машины. Хойл и Фаулер смоделировали с помощью ЭВМ процесс энерговыделения в звезде и проследили её ход. В качестве примера они взяли звезду, масса которой втрое превосходит солнечную, то есть звезду, находящуюся далеко за пределом Чандрасекара. Звезда с такой массой должна иметь светимость, в 60 раз превышающую светимость Солнца, и время жизни около 600 млн. лет.

Мы уже знаем, что в ходе обычных термоядерных реакций, протекающих в недрах звезды почти в течение всей её жизни, водород превращается в гелий. После того как значительная часть вещества звезды превратится в гелий, температура в её центре возрастает. При увеличении температуры примерно до 200 млн. К ядерным горючим становится гелий, который затем превращается в кислород и неон. Таким образом, гелиевое ядро начинает порождать более тяжёлое ядро, состоящее из двух этих химических элементов. Теперь звезда становится многослойной энергопроводящей системой. В тонкой оболочке, по одну сторону от которой находится водород, а по другую гелий, происходит превращение водорода в гелий; эта реакция идёт с выделением энергии. Поэтому, пока такая реакция осуществляется, температура ядра звезды неуклонно растёт. Сжатие звезды ведёт к уплотнению её ядра и росту температуры в центре до 200-300 млн. К. Но даже при столь высоких температурах кислород и неон вполне устойчивы и не вступают в ядерные реакции. Однако через некоторое время ядро становится ещё плотнее, температура удваивается, теперь она уже равняется 600 млн. К. И тогда ядерным топливом становится неон, который в ходе реакций превращается а магний и кремний. Образование магния сопровождается выходом свободных нейтронов. Когда звезда родилась из праматерии, она уже содержала некоторые металлы группы железа. Свободные нейтроны, вступая в реакцию с этими металлами, создают атомы более тяжёлых металлов - вплоть до урана - самого тяжёлого из природных элементов.

Интересные статьи:

Коперник и его гелиоцентрическая система
Николай Коперник родился 19 февраля 1473 г. в Торуни, торговом городе на Висле. Отец будущего астронома, тоже Николай был богатым купцом, мать, Барабара, урождённая Ваченроде, - дочерью главы городского суда. Николай был в семье четвёртым ...

Проектирование ракетного двигателя первой ступени двухступенчатой баллистической ракеты
Аннотация В данном курсовом проекте разработана двигательная установка одноступенчатой баллистической ракеты дальнего действия с основными параметрами: - Дальность полета = 5500 км; - Масса ступени = 34291 кг; - Масса ГЧ = 1900 кг; - ...

Возникновение и развитие звезд
Происхождение звезд В общих чертах эволюцию протозвезды можно разделить на три этапа, или фазы. Первый этап - обособление фрагмента облака и его уплотнение - мы уже рассмотрели. Вслед за ним наступает этап быстрого сжатия. В его начале р ...