Díky masové ztráty, pak hvězdy s počáteční hmotností nejméně 8 MSun (a možná i více) zřejmě ukončit svůj život jako bílý trpaslík. Ale víme, že hvězdy mohou mít masy až 150 (nebo více) MSun. Mají pro ně připravený jiný druh smrti. Jak uvidíme, tyto hvězdy umírají s třeskem.

Jaderná Fúze Těžkých Prvků

Po hélium v jejím jádře je vyčerpán (viz Vývoj hmotnější Hvězdy), vývoj masivní hvězda má výrazně odlišný průběh od nižší hmotnosti hvězdy. V masivní hvězda, váha vnějších vrstev je dostačující síla uhlíkové jádro smlouvy, až se stane horký dost, aby pojistka uhlíku na kyslík, neon, hořčík. Tento cyklus kontrakce, zahřívání a zapálení jiného jaderného paliva se opakuje ještě několikrát. Po vyčerpání každého z možných jaderných paliv se jádro znovu Stahuje, dokud nedosáhne nové teploty dostatečně vysoké, aby fúzovalo stále těžší jádra. Produkty fúze uhlíku mohou být dále přeměněny na křemík, síru, vápník a argon. A tyto prvky se při zahřátí na ještě vyšší teplotu mohou kombinovat a vyrábět železo. Masivní hvězdy procházejí těmito fázemi velmi, velmi rychle. Ve opravdu masivních hvězdách mohou některé fáze fúze ke konci trvat jen měsíce nebo dokonce dny! To je daleko od milionů let, které tráví ve fázi hlavní sekvence.

v této fázi svého vývoje se masivní hvězda podobá cibuli se železným jádrem. Jak se dostáváme dále od středu, najdeme skořápky klesající teploty, ve kterých jaderné reakce zahrnují jádra postupně nižší hmotnosti-křemík a síru—kyslík, neon, uhlík, helium a nakonec vodík (Obrázek 1).

existuje však limit, jak dlouho může tento proces vytváření prvků fúzí pokračovat. Fúze křemíku do železa se ukáže jako poslední krok v sekvenci výroby nevýrazných prvků. Až do tohoto okamžiku každá fúzní reakce produkovala energii, protože jádro každého fúzního produktu bylo o něco stabilnější než jádra, která jej tvořila. Jak se diskutovalo na slunci: Jaderná elektrárna, lehká jádra se vzdávají části své vazebné energie v procesu fúze do pevněji vázaných, těžší jádra. Právě tato uvolněná energie udržuje vnější tlak v jádru tak, aby se hvězda nezhroutila. Ale ze všech známých jader je železo nejtěsněji vázané, a tedy nejstabilnější.

možná Si myslíte, že situace jako je tato: všechny menší jádra chtějí „růst“ jako ze železa, a oni jsou ochotni zaplatit (vyrábět energii), aby se přesunout směrem k cíli. Ale železo je zralé jádro s dobrou sebeúctou, dokonale spokojené je železo; vyžaduje platbu (musí absorbovat energii), aby změnila svou stabilní jadernou strukturu. To je přesný opak toho, co se stalo v každé jaderné reakce tak daleko: místo poskytování energie do rovnováhy vnitřní gravitace, jaderné reakce, při nichž železa by odstranit některé energie z jádra hvězdy.

nelze vyrábět energii, hvězda nyní čelí katastrofě.

když se jaderné reakce zastaví, jádro Masivní hvězdy je podporováno degenerovanými elektrony, stejně jako bílý trpaslík. Pro hvězdy, které začínají svůj vývoj s hmotností nejméně 10 MSun, je toto jádro pravděpodobně vyrobeno hlavně ze železa. (Pro hvězdy s počáteční hmotností v rozmezí 8 až 10 MSun, jádro je pravděpodobně vyroben z kyslíku, neonu a hořčíku, protože hvězdy nikdy dostane horký dost tvořit prvky, jako jsou těžké jako železo. Přesné složení jádra hvězdy v této hmotnostní rozsah je velmi obtížné určit, protože komplexní fyzikální vlastnosti v jádrech, zvláště při velmi vysokých hustotách a teplotách podílí.) V naší diskusi se zaměříme na masivnější Železná jádra.

zatímco v bílém trpasličím jádru hvězdy nevzniká žádná energie, ve skořápkách, které jádro obklopují, stále dochází k fúzi. Když skořápky dokončí své fúzní reakce a přestanou produkovat energii, popel Poslední reakce spadne na jádro bílého trpaslíka a zvýší jeho hmotnost. Jak ukazuje smrt hvězd s nízkou hmotností, vyšší hmotnost znamená menší jádro. Jádro se může smrsknout, protože i zdegenerovaný plyn je stále většinou prázdný prostor. Elektrony a atomová jádra jsou koneckonců extrémně malá. Elektrony a jádra ve hvězdném jádru mohou být přeplněné ve srovnání se vzduchem ve vašem pokoji, ale mezi nimi je stále spousta prostoru.

elektrony zpočátku odolávají tomu, že jsou přeplněné blíže k sobě, a tak se jádro zmenšuje jen v malém množství. Nakonec však železné jádro dosáhne hmoty tak velké, že ji již nemohou podporovat ani degenerované elektrony. Když hustota dosáhne 4 × 1011 g/cm3 (400 miliard krát hustota vody), některé elektrony jsou vlastně vymačkané do atomového jádra, kde se spojují s protony tvoří neutrony a neutrina. Tato transformace není něco, co je známé z každodenního života, ale stává se velmi důležitým, protože se takové masivní hvězdné jádro zhroutí.

některé elektrony jsou nyní pryč, takže jádro již nemůže odolat drtivé hmotnosti nadložních vrstev hvězdy. Jádro se začne rychle zmenšovat. Stále více elektronů je nyní tlačeno do atomových jader, která jsou nakonec tak nasycena neutrony, že se na nich nemohou držet.

v tomto okamžiku jsou neutrony vytlačeny z jader a mohou vyvinout novou sílu. Jak platí pro elektrony, ukazuje se, že neutrony silně odolávají tomu, že jsou na stejném místě a pohybují se stejným způsobem. Síla, která může být vyvíjený jako degenerovaných neutronů je mnohem větší, než je produkován degenerované elektrony, takže pokud jádro je příliš masivní, že může nakonec zastavit kolaps.

to znamená, že hroutící se jádro může dosáhnout stabilního stavu jako rozdrcená koule tvořená převážně neutrony, kterou astronomové nazývají neutronovou hvězdou. Nemáme přesné číslo („Chandrasekhar limit“) pro maximální hmotnost neutronové hvězdy, ale výpočty nám říkají, že horní hmotnostní limit tělo vyrobené z neutronů může být pouze o 3 MSun. Takže pokud by hmotnost jádra byla větší než tato, pak by ani degenerace neutronů nebyla schopna zastavit další kolaps jádra. Umírající hvězda musí skončit jako něco ještě extrémně stlačeného, o kterém se donedávna věřilo, že je to jen jeden možný typ objektu—stav konečného zhutnění známý jako černá díra (což je předmětem naší další kapitoly). Je to proto, že se věřilo, že neexistuje žádná síla, která by mohla zastavit kolaps mimo fázi neutronové hvězdy.

Zhroucení a Explozi

Při pádu z vysoké hmotnosti hvězdy jádra se zastavila degenerovaných neutronů, jádro je zachránil od dalšího ničení, ale ukázalo se, že zbytek hvězdy je doslova roztrhat na kusy. Tady je, jak se to stane.

kolaps, ke kterému dochází, když jsou elektrony absorbovány do jader, je velmi rychlý. Za méně než sekundu se jádro o hmotnosti asi 1 Mslun, které původně mělo přibližně velikost Země, zhroutí na průměr menší než 20 kilometrů. Rychlost, s jakou materiál padá dovnitř, dosahuje jedné čtvrtiny rychlosti světla. Kolaps se zastaví pouze tehdy, když hustota jádra překročí hustotu atomového jádra(což je nejhustší forma hmoty, kterou známe). Typická neutronová hvězda je tak stlačený, že duplikovat jeho hustota, budeme muset zmáčknout všechny lidi na světě do jediné kostky cukru! To by nám dalo jednu kostku cukru (jeden kubický centimetr) neutronové hvězdy.

neutronové degenerované jádro silně odolává dalšímu stlačení a náhle zastaví kolaps. Šok náhlého nárazu iniciuje Rázovou vlnu, která se začne šířit ven. Tento šok však sám o sobě nestačí k vytvoření hvězdné exploze. Energie produkovaná odtékající hmotou je rychle absorbována atomovými jádry v hustých, překrývajících se vrstvách plynu, kde rozkládá jádra na jednotlivé neutrony a protony.

Naše chápání jaderné procesy ukazuje (jak jsme se zmínili výše), že pokaždé, když elektron a proton v jádře hvězdy sloučit, aby se neutron, fúze uvolní neutrino. Tyto strašidelné subatomární částice, zavedené na slunci: jaderná elektrárna, odnášejí část jaderné energie. Je to jejich přítomnost, která zahajuje konečný katastrofální výbuch hvězdy. Celková energie obsažená v neutrinech je obrovská. V počátečních druhý výbuch hvězdy, sílu provádí pomocí neutrin (1046 w) je větší než výkon všech hvězd v miliardách galaxií.

Zatímco neutrina obvykle nereagují s běžnou hmotou (jsme již dříve obvinili je, že jsou vyloženě antisociální), otázkou v blízkosti centra hroutící se hvězdy je tak husté, že neutrina interagují s ním do určité míry. Ukládají část této energie do vrstev hvězdy těsně mimo jádro. Tento obrovský, náhlý vstup energie zvrátí pád těchto vrstev a vyžene je výbušně ven. Většina hmoty hvězdy (kromě té, která šla do neutronové hvězdy v jádru)je pak vyhozena ven do vesmíru. Jak jsme viděli dříve, taková exploze vyžaduje hvězdu nejméně 8 MSun a neutronová hvězda může mít hmotnost nejvýše 3 MSun. V důsledku toho je v každé takové výbušné události vypuštěno do vesmíru nejméně pětinásobek hmotnosti našeho Slunce!

výsledná exploze se nazývá supernova (Obrázek 2). Když k těmto výbuchům dojde blízko, mohou být mezi nejúžasnějšími nebeskými událostmi, jak budeme diskutovat v další části. (Ve skutečnosti existují nejméně dva různé typy výbuchů supernovy: druh, který jsme popisovali, což je zhroucení Masivní hvězdy,se z historických důvodů nazývá supernova typu II. V této kapitole popíšeme, jak se typy liší).

Tabulka 1 shrnuje diskuse tak daleko, že o tom, co se stane, hvězdy a substellar objekty různých počátečních mas na konci jejich života. Jako tolik našeho vědeckého porozumění, tento seznam představuje zprávu o pokroku: je to nejlepší, co můžeme udělat s našimi současnými modely a pozorováními. Hmotnostní limity odpovídající různým výsledkům se mohou při zlepšování modelů poněkud změnit. O podrobnostech toho, co se stane, když hvězdy zemřou, ještě moc nerozumíme.

Tabulka 1: Konečný Osud Hvězdy a Substellar Objekty s Různými Masy
Počáteční Hmotností (Hmotnost Slunce = 1)	Konečný Stav na Konci Jeho Života,
< 0.01	Planeta
0.01 do 0.08	Hnědý trpaslík
0,08 až 0.25	bílý trpaslík vyrobený převážně z helia
0.25 k 8	Bílý trpaslík vyrobeny převážně z uhlíku a kyslíku
8-10	Bílý trpaslík z kyslíku, neonu, a hořčíku
10-40	explozi Supernovy, která zanechává neutronová hvězda.
> 40	explozi Supernovy, co opustí černou díru

Supernova Dává a Supernova Snímá

Po výbuchu supernovy, životnosti masivní hvězda se chýlí ke konci. Ale smrt každé Masivní hvězdy je důležitou událostí v historii její galaxie. Prvky vytvořené fúzí během života hvězdy jsou nyní explozí“ recyklovány “ do vesmíru, což je zpřístupňuje k obohacení plynu a prachu, které tvoří nové hvězdy a planety. Protože tyto těžké prvky katapultoval supernovy jsou rozhodující pro formování planet, a vznik života, je to spravedlivé říci, že bez masové ztráty ze supernov a planetární mlhoviny, ani autoři ani čtenáři této knihy by existovat.

Ale výbuch supernovy má jeden více kreativní příspěvek, jeden jsme zmiňovali v Hvězdy od Puberty do Stáří, když jsme se ptali, kde atomy v své šperky pochází. Výbuch supernovy vytváří záplavu energetických neutronů, které se valí přes expandující materiál. Tyto neutrony mohou být absorbovány železem a jinými jádry, kde se mohou proměnit v protony. Vytvářejí tak prvky, které jsou masivnější než železo, včetně takových pozemských oblíbených jako zlato a stříbro. Toto je jediné místo, kde víme, kde lze vyrobit takové těžší atomy, jako je olovo nebo uran. Až budete příště nosit nějaké zlaté šperky (nebo dát nějaké svému miláčku), mějte na paměti, že tyto zlaté atomy byly kdysi součástí explodující hvězdy!

po výbuchu supernovy, prvky (stejně jako ty hvězdy udělal během více stabilní časy) se vysune do stávajícího zemního plynu mezi hvězdy, a smísí se s ním. Tak, supernovy hrají klíčovou roli v obohacení jejich galaxy s těžší prvky, což umožňuje, mimo jiné, chemických prvků, které tvoří povrchu planet podobných zemi a stavební kameny života, aby se stal častější, jak čas pokračuje (Obrázek 3).

Supernovy jsou také myšlenka být zdrojem mnoha high-energie kosmického záření částice popisované v Kosmickém Záření. Zachycené magnetickým polem galaxie částice z explodovaných hvězd nadále cirkulují kolem obrovské spirály Mléčné dráhy. Vědci spekulují, že high-rychlosti kosmické paprsky bít genetického materiálu Země organismů za miliardy let může přispět ke stabilní mutace—drobné změny v genetickém kódu, které řídí vývoj života na naší planetě. Ve všech ohledech jsme se zmínili, supernovy hrály roli ve vývoji nových generací hvězd, planety, a život.

ale supernovy mají také temnou stránku. Předpokládejme, že forma života má tu smůlu, že se vyvíjí kolem hvězdy, která leží poblíž Masivní hvězdy určené k tomu, aby se stala supernovou. Takové formy života se mohou ocitnout uhasené, když drsné záření a vysokoenergetické částice z výbuchu sousední hvězdy dosáhnou svého světa. Pokud, jak někteří astronomové spekulují, že život může rozvíjet na mnoha planetách kolem dlouho-žil (nižší hmotnost) hvězdy, pak vhodnost že život je vlastní hvězdy a planety nemusí být, že záleží na jeho dlouhodobý vývoj a přežití. Život se možná vytvořil kolem řady příjemně stabilních hvězd, jen aby byl zničen, protože masivní blízká hvězda najednou šla supernova. Stejně jako děti narozené ve válečné zóně se mohou ocitnout nespravedlivé obětí jejich násilné okolí, život příliš blízko k hvězdě, která jde supernova může padnout za oběť, že se narodil na špatném místě ve špatnou dobu.

jaká je bezpečná vzdálenost od výbuchu supernovy? Hodně záleží na násilí konkrétní exploze, o jaký typ supernovy jde (viz vývoj binárních hvězdných systémů) a jakou úroveň destrukce jsme ochotni přijmout. Výpočty ukazují, že supernova méně než 50 světelných let daleko od nás by jistě konec veškerého života na Zemi, a že ani jeden 100 světelných let daleko by to mít drastické důsledky pro úroveň radiace. Jedno malé vyhynutí mořských tvorů asi před 2 miliony let na zemi mohlo být ve skutečnosti způsobeno supernovou ve vzdálenosti asi 120 světelných let.

dobrou zprávou je, že v současné době neexistují žádné Masivní hvězdy, které slibují, že se stanou supernovami do 50 světelných let od Slunce. (Je to částečně proto, že druhy masivních hvězd, které se stanou supernovami, jsou celkově poměrně vzácné.) Masivní hvězda, která je nám nejblíže, Spica (v souhvězdí Panny), je vzdálená asi 260 světelných let, pravděpodobně v bezpečné vzdálenosti, i kdyby měla v blízké budoucnosti explodovat jako supernova.

Glosář

neutronová hvězda: kompaktní objekt s extrémně vysokou hustotou složený téměř výhradně z neutronů

supernova typu II: hvězdné exploze vyrobené v koncovém bodě vývoje hvězd, jejichž hmotnost přesahuje zhruba 10 krát hmotnosti našeho Slunce,