Конец звезд

Темп эволюции звезды все время ускоряется

Кривая энергии связ и, приходящейся на нуклон, показывает, что большая часть тепла выделяется при превращении водорода в гелий; на последующих же стадиях тепла производится все меньше
Разрез через массивную звезду на зрелой стадии эволюции. В центре звезды нуклеосинтез привел к образованию железа, тогда как окружающие концентрические оболочки находятся еще на более ранних стадиях. На показанной стадии эволюции ядерное горючее в центре уже почти исчерпано, и звезда вскоре должна стать нестабильной и взорваться как сверхновая.
и меньше.

В сочетании с повышением температуры и увеличением тепловых потерь с поверхности это приводит к тому, что каждая последующая стадия развивается значительно быстрее предыдущей

В сочетании с повышением температуры и увеличением тепловых потерь с поверхности это приводит к тому, что каждая последующая стадия развивается значительно быстрее предыдущей, и, согласно оценкам, стадия равновесия (е-процесс) занимает, по- видимому, всего несколько минут. Конечная стадия-сжатие ядра, разрушение ядер группы железа-означает обрушение, коллапс, и звезда, сжигавшая ядерное горючее в течение миллионов лет, оказывается «обанкротившейся» в считанные секунды.
Коллапс внутренних областей звезды оставляет внешние части без поддержки, так что они тоже сжимаются и резко нагреваются. Но в них еще содержится много несожженного горючего, и, поскольку ядерные реакции чрезвычайно чувствительны к температуре, события развиваются неудержимо: термоядерное сгорание повышает температуру, а это в свою очередь повышает скорость сгорания. У звезды нет уже времени приспособиться к новой обстановке, и большая часть оставшегося горючего сжигается в какую-то долю секунды. Взорванная внешняя оболочка звезды рассеивается в пространстве.

Этот катастрофический конец эволюции звезды является появления сверхновой

Этот катастрофический конец эволюции звезды является, как полагают, одной из вероятных причин появления сверхновой, которая в течение нескольких недель может светиться так ярко, как целая звездная галактика. Самая известная сверхновая наблюдалась китайскими астрономами в 1054 г., а ее быстро разлетающиеся осколки до сих пор видны. Они образуют Крабовидную туманность . (Термины «туманность», «небула» применяются для обозначения астрономических объектов разного типа.

Этими словами называют расплывчатое («туманное») пятно света, какое и можно было только увидеть в старые телескопы.) В центре туманности находится пульсар, или нейтронная звезда, которую отождествляют с центральным ядром звезды, коллапсировавшим до плотности атомного ядра (не менее 1017 кг/м3 -Перев.) и имеющим размер всего лишь несколько километров в поперечнике.