Пять возрастов Вселенной

Когда температура ядра массивной звезды превысит миллиард градусов, звезда окажется перед новым вызовом в ее непрерывной борьбе с гравитационным сжатием. При таких высоких температурах образуются непомерные количества нейтрино. В силу того что появляющиеся нейтрино не могут взаимодействовать со звездой, они испускают энергию в пространство, но не создают дополнительного давления, которое могло бы удержать звезду от коллапса. В итоге, из-за этих потерь нейтрино, не вся энергия, которая образуется в результате реакций ядерного синтеза, идет на удержание звезды от гравитационного коллапса. Таким образом, потери нейтрино ускоряют конец массивных звезд.

Когда температура центра массивной звезды достаточно высока, чтобы инициировать ядерное горение углерода, сжатие и нагревание ядра ненадолго прекращаются. Углерод загорается, когда объединяются два его ядра, что приводит к образованию возбужденного ядра магния. Это ядро магния может распасться несколькими различными способами, в результате чего получаются неон, кислород, натрий и магний. Широкий диапазон продуктов, образующихся в результате ядерного синтеза, типичен для сложных поздних стадий ядерного горения.

Одна из причин того, почему большую часть своей жизни звезды проводят, сжигая водород, состоит в том, что превращение водорода в гелий является самой экзотермической ядерной реакцией. Преобразование водорода в гелий сопровождается гораздо большим высвобождением энергии на грамм материала, чем, скажем, превращение углерода в магний. Уменьшение количества энергии, образующейся при последующих циклах преобразования легких элементов в более тяжелые, вкупе с необходимостью гораздо более высоких температур и энергии, гарантирует, что поздние фазы ядерного горения не будут продолжаться долго. В случае со звездой, масса которой в пятнадцать раз превышает массу Солнца, горение углерода продолжается всего несколько тысяч лет. После того как будет израсходован весь углерод в центре звезды, ядро должно сжаться и снова нагреться.

По завершении фазы горения углерода структура эволюционирующей массивной звезды несколько напоминает луковицу. Ряд отдельных слоев изображает области с различным химическим составом: от неон-кислород-магниевого ядра звезды до поверхностных слоев, содержащих необработанный кислород. Внизу каждого слоя фронт горения воспламеняет ядерный пепел, образовавшийся в результате реакций термоядерного синтеза, проходящих в ближайшем из верхних слоев (см. диаграмму на рис. 12).

Рис. 12. На этой диаграмме приводится схематическое строение звезды большой массы на поздней стадии ее эволюции — всего за несколько минут до вспышки сверхновой. Каждый «луковичный слой» представляет слой продуктов ядерного горения вокруг центрального инертного железного ядра. Здесь показана только центральная область звезды; остальная ее часть состоит из толстой оболочки, образованной несгоревшим водородом

В центре эволюционирующей массивной звезды в ходе сложной цепочки ядерных реакций кислород и неон быстро превращаются в кремний, серу и еще более крупные ядра. Эти ядерные реакции продолжают создавать более тяжелые элементы до тех пор, пока не образуется значительный запас железа. Однако, как только в ядре звезды станет преобладать железо, появится новая проблема. Преобразование железа в еще более тяжелые элементы (например, серебро или золото) не только не сопровождается высвобождением энергии, но и требует ее поглощения. Звезда, ядро которой стало железным, уже не может получать энергию из реакций ядерного синтеза. Умирающее железное ядро, имеющее плотность около десяти миллиардов граммов на кубический сантиметр и температуру свыше миллиарда градусов, уже не способно сопротивляться действию сил гравитации и начинает сжиматься.