ярдів кельвінів. Наприклад, в зірки з масою m = 2m в?ј формується чисто гелієвої ядро, де температура досягає 1,7 млрд. кельвінів. У ядрі такої зірки можливі термоядерні реакції аж до утворення кремнію.
На діаграмі спектр-світність після вигоряння водню в ядрі зірка зміщується вправо вгору, перетворюючись у червоного гіганта або надгіганта. Якщо маса зірки більше ніж 5m в?ј , то як тільки через стиснення температура в ядрі перевищить, в ньому починає вигоряти гелій. Тоді відразу ж зовнішні шари зірки перебудовуються, конвекція в оболонці пригнічується, і розміри зірки істотно зменшуються. На діаграмі спектр-світність зірка на Протягом декількох сотень тисяч років пересувається майже горизонтально вліво до головної послідовності. Однак після того як запаси гелію в ядрі вичерпуються, починається подальше стиснення ядра, яке супроводжується повторним утворенням в зірки протяжної конвективної оболонки. Зірка знову пересувається вправо в зону червоних надгігантів. Такий процес повторюється кілька разів. Описуючи на діаграмі спектр-світність петлі, зірка в моменти перебудови оболонки стає нестійкою. В її оболонці виникають і підтримуються пульсації, тобто зірка стає пульсуючою змінною. p> Як знаємо, кінцевим підсумком еволюції зірки з масою m <1,2 m в?ј буде білий карлик. Якщо ж маса зірки m> 1,2 m в?ј , то після досягнення в її надрах щільності 10 9 кг/м 3 стиск не припиняється. Сила ваги тут настільки велика, що навіть тиск виродженого електронного газу не в змозі йому протидіяти. Тому при стисненні ядра зірки розпадаються ядра важких елементів на простіші і проходять реакції В«НейтронізацііВ» речовини:
В
Протони, з яких складаються атомні ядра, які утворилися на попередній стадії еволюції зірки, нарешті перетворюються на нейтрони. Якщо, маса ядра менше 3m в?ј , то його стиск зупиниться при щільності близько 10 17 кг/м 3 . Завдяки дії принципу заборони Паулі при згаданих щільностях в нейтронном газі також діятиме специфічна сила відштовхування, яка не дає можливості речовині стискатися далі. Ядро такої зірки стане нейтронної зіркою.
Ядро стискується до розмірів нейтронної зірки дуже швидко, оскільки немає сил, які могли б перешкодити цьому. У свою чергу, при зіткненні речовини оболонки, яка падає вниз, з поверхнею ядра утворюється потужна ударна хвиля, яка поширюється вгору, зриваючи цю оболонку. Все це створює ефект спалаху наднової зірки.
За умов, створених у надрах масивних зірок на пізніх етапах їх еволюції, важливу роль у підтримці рівноваги зірки грають нейтрино. Як згадувалося (7, ст. 56), з надр Сонця нейтрино виносять 5% енергії, які там синтезується. З підвищенням температури в надрах зірки роль потоків нейтрино в винесенні енергії і в охолодженні постійно зростає. Зокрема, при температурах, вище 300 млн. кельвінів, значна кількість нейтрино і антинейтрино утворюється внаслідок розсіювання гамма-квантів на електронах (за схемою) , надалі - при вільних переходах електронів е - у полі атомних ядер:.
Виносячи велика кількість енергії з надр зірки (при температурі понад 1 млрд. кельвінів це становить близько 50% всієї енергії, яка вивільняється за рахунок гравітаційного стиснення і термоядерних реакцій), нейтрино тим самим істотно охолоджують ядро ​​і виступають причиною все більшого стиснення в прискореному темпі. За підрахунками, без таких втрат енергії вуглець в ядрі зірки з масою 15,6 m в?ј згорав б протягом 250 тис. років. Винесення ж енергії нейтрино парами скорочує тривалість еволюції зірки на цьому етапі до 20 тис. років. Наступні термоядерні реакції, якби не було нейтронних потоків, тривали б близько 600 тис. років. Перенесення ж енергії з надр зірки нейтрино потоками призводить до того, що кінцеві фази еволюції зірок мають риси вибуху - колапсу, оскільки ядро стискається катастрофічно. Правильність цієї схеми підтвердили спостереження наднової з Великого Магелланової Хмари, коли відповідно проведених обчислень для таких явищ зафіксували короткочасний імпульс нейтринного випромінювання.
Складніше говорити про кінцевих етапах розвитку зірки, маса якої більше 3m в?ј , оскільки маса нейтронної зірки не може перевищувати вказане значення. Висловлюють припущення, що такі зірки після переходу в стадію стиснення продовжують його, перетворюючись, нарешті, в чорні діри. Однак є підстави стверджувати, що більшість масивних зірок (з масою меншою, ніж 10m в?ј ) позбавляється від надлишку своєї маси на тих етапах еволюції, коли після вигоряння (слід пам'ятати, що термін цей умовний) водню, потім гелію і інших елементів у надрах зірки, вона на короткий час стає надгігантом. Такі надгіганти, з поверхні яких інтенсивно В«стікаєВ» речовина (з темпом його втрати до 10 -5 m в?ј /рік), справді існую...
