Почему солнце не взрываются

Почему светит Солнце?

В древности люди не знали, почему светит Солнце. Но уже тогда они заметили, что оно появляется рано утром и исчезает вечером, а на смену ему приходят яркие звезды. Его считали дневным божеством, символом света, добра и власти.

Солнце — одна из звёзд нашей Галактики (Млечный Путь) и единственная звезда Солнечной системы. Вокруг Солнца обращаются планеты, кометы, астероиды, метеороиды и другие космические тела.

Сейчас наука шагнула далеко вперед и Солнце уже не столь загадочно для нас. Это не какой-нибудь особенный и неповторимый объект, а звезда. Такая же, как тысячи других, которые мы видим в ночном небе. Но другие звезды очень далеки от нас, поэтому с Земли они кажутся крохотными огоньками. Солнце к нам гораздо ближе, и его сияние видно намного лучше.

Кратка характеристика Солнца

Как и все остальные звезды, Солнце представляет собой огромный горячий шар. Предполагается, что оно образовалось из остатков других звезд около 4,5 миллиардов лет назад. Газ и пыль, освободившиеся из них, стали сжиматься в облако, температура и давление в котором постоянно повышались.

«Разогревшись» примерно до десяти миллионов градусов, облако превратилось в звезду, ставшую гигантским генератором энергии.

• По спектральной классификации Солнце относится к типу G2V (жёлтый карлик).
• Средняя плотность Солнца составляет 1,4 г/см³ (в 1,4 раза больше, чем у воды).
• Эффективная температура поверхности Солнца — 5780 кельвин .

Солнце светит почти белым светом, но прямой свет Солнца у поверхности нашей планеты приобретает некоторый жёлтый оттенок из-за действия атмосферы Земли (при ясном небе, вместе с голубым рассеянным светом от неба, солнечный свет вновь даёт белое освещение).

Зeмля oтдaлeнa oт Coлнцa нa 150 млн. км. Cкopocть cвeтa – З00000 км/c, пoэтoму лучу тpeбуeтcя 8 минут и 20 ceкунд. Ho вaжнo тaкжe пoнимaть, чтo ушли миллиoны лeт, пpeждe чeм фoтoны cвeтa пepeшли c coлнeчнoгo ядpa нa пoвepxнocть.

Структура и состав Солнца

Наше Солнце в основном состоит из двух элементов: водорода (74,9%) и гелия (23,8%). Помимо них там присутствует в маленьких количествах: кислород (1%), углерод (0.3%), неон (0.2%) и железо (0.2%). Внутри Солнце делится на слои:

• ядро,
• радиационная и конвекционная зоны,
• фотосфера,
• атмосфера.

Строение Солнца схематично.Ядро Солнца обладает наибольшей плотностью и занимает примерно 25% от общего солнечного объема.

Именно в солнечном ядре посредством ядерного синтеза, трансформирующего водород в гелий, формируется тепловая энергия. По сути, ядро – это такой себе солнечный мотор, благодаря ему, наше светило выделяет тепло и обогревает всех нас.

Что заставляет Солнце излучать свет?

Древние мыслители думали, что поверхность солнца постоянно горит, и поэтому излучает свет и тепло. Однако это не так. Во-первых, причина излучения тепла и света находится намного глубже поверхности звезды, а именно в ядре . Ну и во-вторых, процессы происходящие в недрах звезд вовсе не похожи на горение.

Солнце содержит огромное количество атомов водорода.

Суть термоядерной реакции

Как правило, нейтральный атом водорода содержит положительно заряженный протон и отрицательно заряженный электрон, который вращается вокруг него. Когда этот атом встречается с другим атомом водорода, их соответствующие внешние электроны магнитно отталкивают друг друга, что предотвращает встречу одного из протонов друг с другом.

Но ядро Солнца сильно разогрето и находится под таким давлением, что атомы перемещаются с большой кинетической энергией, которая позволяет им преодолевать силу, связывающую их структуру, и электроны начинают отделяться от своих протонов.

Это означает, что протоны, обычно находящиеся внутри ядра атома водорода, могут касаться друг друга и объединяются в ядра других элементов.

То есть с научной точки зрения, — это реакция, при которой более легкие атомные ядра — обычно изотопы водорода (дейтерий и тритий) сливаются в более тяжелые ядра — гелия .

Данный процесс, происходящий в недрах звезд, называется термоядерный синтез.

Это процесс перехода материи в энергию, причем из минимального количества материи высвобождается невероятное количество энергии — каждую секунду Солнце излучает 3,9 × 10 в степени 26 Вт мощности.

Чтобы произошла термоядерная реакция необходима невероятно высокая температура — несколько миллионов градусов.

Как можно было догадаться солнце не вечно , оно со временем «спалит само себя». Ученые считают, что в нем еще хватит материи приблизительно на 4-6 миллиардов лет, т.е. где-то на столько же, сколько оно уже просуществовало.

Почему Солнце не взрывается?

Звезда живет за счет притяжения — вот почему они большие, огромные. Чтобы сжать звезду, нужна огромная сила притяжения, для того чтобы выделить невероятное количество энергии, достаточного для термоядерного синтеза. Вот в чем секрет звезд, вот почему они светятся.

Синтез в ядре звезды Солнца, каждую секунду генерирует мощность, которой хватило бы на миллиард ядерных бомб. Звезда — это гигантская водородная “бомба”.

Почему тогда ей просто не разлететься на куски?

Дело в том, что силы тяжести сжимают внешние слои звезды. Сила тяжести и синтез ведут грандиозную войну, притяжение которых хочет смять звезду и энергия синтеза, которая стремится разнести звезду изнутри, этот конфликт и это равновесие создают звезду.

Этот процесс происходит всю жизнь звезды. В результате создается свет и каждый луч совершает невероятное путешествие, проходя 1080 миллионов километров в час. За одну секунду, луч света может семь раз обогнуть землю, ни что во вселенной не движется так быстро.

История изучения светимости Солнца

Одним из первых, кто попытался подойти к объяснению природы Солнца с научной точки зрения был древнегреческий астроном и математик Анаксагор, согласно словам которого Солнце – раскаленный металлический шар. За это философ был заключен в тюрьме.

Прежде, чем в 17-м веке началось инструментальное изучение Солнца, было еще немало предположений о природе солнечного света, вплоть до находящихся на поверхности постоянно горящих лесов.

С 17-го века ученым открывается такое явление как солнечные пятна, появляется возможность вычислить период вращения Солнца. Становится ясно, что наша звезда является неким физическим телом со сложной структурой.

В 19-м веке возникает спектроскопия, при помощи которой удается разложить солнечный луч на составные цвета. Таким образом, благодаря линиям поглощения, Фраунгоферу удается обнаружить новый химический элемент, входящий в состав звезды, — гелий.

В середине 19 века ученые уже пытались описать свечение Солнца более сложными научными гипотезами.

В 1848 году Роберт Майер выдвинул метеоритную гипотезу, согласно которой Солнце нагревается благодаря бомбардировке метеоритами.

Несколько позже, в 1853-м году, возникла более правдоподобная идея так называемого «механизма Кельвина — Гельмгольца», согласно которой Солнце нагревалось по причине гравитационного сжатия. Однако, в таком случае возраст светила был бы значительно меньше, нежели на самом деле, что противоречило некоторым геологическим исследованиям.

Уравнение Энштейна

Вооружившись знаменитым уравнением Эншнейна, которое предсказывало, что любая масса должно иметь эквивалентное количество энергии, британские астрономы 1920-х годов предположили, что Солнце фактически превращало свою массу в энергию. Однако вместо печи, которая превращает древесину и уголь в золу и почерневший углерод (излучая свет и тепло), центр Солнца больше похож на гигантскую атомную электростанцию.

Только в XX веке было найдено правильное решение этой проблемы, благодаря которой стала понятна природа светимости Солнца.

Сколько будет гореть Солнце?

Эффективность реакции термоядерного синтеза является основной причиной того, что Солнце постоянно излучает тепло, — энергия, выделяемая путем превращения всего одного килограмма водорода в гелий эквивалентна той, которая выделяется при сжигании 20 000 тонн угля. Поскольку Солнце достаточно массивно и относительно молодо, считают, что оно использовало только около половины своего топлива — водорода.

Koгдa Coлнцe изpacxoдуeт вecь вoдopoдный зaпac (1З0 млн. лeт), тo пepeйдeт к гeлию. После этого его светимость будет и дальше увеличиваться, пока Солнце не станет на 121 % ярче и горячее, чем сейчас. и оно перейдет в фазу красного гиганта.

Ученые считают, что через 4–5 млрд лет Солнце расширится и поглотит или очень сильно разогреет Землю.

Пocлe кpacнoгo гигaнтa oнo pуxнeт и ocтaвит cжaтую мaccу в шapикe зeмнoгo paзмepa. Этo cтaдия бeлoгo кapликa. В конце концов, ядро Солнца преобразует весь свой водород в гелий, и звезда умрет. Этого не произойдет еще примерно 5 миллиардов лет. Солнце не может исчезнуть просто так или погаснуть в один миг. Светимость нашей звезды увеличивается на 1 % каждые 110 млн лет за счет сжигания водорода.

Видео

Источник

Почему звёзды не взрываются подобно гигантским водородным бомбам?

Согласно современным представлениям звезда образуется в результате гравитационного сжатия газового облака. С одной стороны, давление газа внутри облака стремится увеличить его размеры. С другой стороны, гравитационные силы притяжения между молекулами газа стремятся сжать облако. И если силы гравитации преобладают над силами давления, то облако начинает сжиматься. По мере сжатия облако нагревается всё сильнее и сильнее и, в конце концов, начинает светиться. Дальнейшая судьба облака зависит от его массы.

Если масса облака меньше, чем одна десятая массы Солнца, то такое облако сожмётся в газовую планету наподобие Юпитера и постепенно охладится. Если же его масса превышает 0,1 массы Солнца, то при сжатии температура в центре облака достигнет десятков миллионов градусов, начнутся термоядерные реакции превращения водорода в гелий, и сжатое газовое облако превратится в звезду.

Но если на звёздах идут реакции термоядерного синтеза, то почему звёзды не взрываются подобно гигантским водородным бомбам?

К счастью, есть две причины, мешающие звезде взорваться.

Первая причина.

Когда в 1920 году Артур Эддингтон предположил, что в звёздах водород превращается в гелий, ему никто не поверил [171,с.133], так как вычисления показывали, что недра звёзд не достаточно горячи для реакций термоядерного синтеза. Ядрам водорода – протонам, находящимся внутри звёзд, просто не хватит кинетической энергии для того, чтобы преодолеть электрические силы отталкивания, действующие между ними.

В качестве примера оценим среднюю температуру внутри Солнца исходя из того, что средняя скорость V теплового движения атомов водорода должна быть меньше второй космической скорости:

(1.2)

Здесь М » 2×10 30 кг – масса Солнца, R » 7×10 8 м – его радиус, G » 6,7×10 -11 кг -1 м 3 с -2 – гравитационная постоянная. Получаем V

Напомним, что ядерные силы гораздо сильнее электромагнитных, но действуют они на очень малых расстояниях. Для того чтобы два протона соединились друг с другом под действием ядерных сил, они должны сблизиться практически вплотную, на расстоянии х » 10 -12 см. Нетрудно оценить, какая температура необходима для этого (вычисления проще сделать в системе единиц СГСЭ). Тепловая энергия протона равна kT (k » 1,4×10 -16 эрг/К – постоянная Больцмана). При сближении протонов их тепловая энергия переходит в потенциальную кулоновскую энергию, равную (е » 4,8×10 -10 ед. СГСЭ – заряд электрона):

kT + kT = (1.3)

Проделав вычисления, получаем температуру несколько сотен миллионов градусов.

Проделав примерно такие же вычисления, оппоненты Эддингтона и пришли к выводу о невозможности термоядерных реакций внутри Солнца. Но в дальнейшем, после создания квантовой механики, выяснилось, что оппоненты Эддингтона всё же были не правы, потому что протоны (как и любые другие субатомные частицы) – это не классические объекты, а квантовые. Они обладают неопределённостью в движении. Благодаря неопределённости в движении протон, не имея достаточной энергии для преодоления энергетического барьера электромагнитных сил, «просачивается» через этот барьер (перетекание частицы через потенциальный барьер подробно обсуждается в [193]). То есть существует небольшая вероятность того, что термоядерные реакции могут идти при относительно низких температурах. В 1939 году Х. Бете экспериментально доказал возможность таких реакций, за что впоследствии получил Нобелевскую премию.

Итак, первая причина, почему звёзды не взрываются, – температура в их недрах достаточна только для медленно протекающих термоядерных реакций, но не достаточна для взрыва.

А что мешает температуре в центре звезды повыситься, и звезде – взорваться? Этому мешает другая причина.

Вторая причина.

В качестве примера опять рассмотрим Солнце. Зная его массу и радиус, нетрудно рассчитать среднюю плотность солнечного вещества. Она порядка плотности воды. Это означает, что атомы водорода (Солнце, как и любая другая звезда, состоит в основном из водорода) внутри Солнца «упакованы» достаточно плотно. Расстояния между ними меньше, чем 10 -10 м, то есть меньше размера атома водорода. При комнатной температуре водород такой плотности представлял бы собой сильно сжатую жидкость. Но температура внутри Солнца миллионы градусов. При такой высокой температуре атомы полностью ионизированы. То есть вещество внутри Солнца состоит не из атомов водорода, а из ядер водорода – протонов, размеры которых существенно меньше, порядка 10 -14 м.

И получается, что вещество внутри Солнца состоит из частиц, средние расстояния между которыми много больше их характерных размеров: отношение среднего расстояния между протонами к размеру протона порядка 10 3 ¸ 10 4 . То есть Солнце, как и большинство звёзд, несмотря на свою высокую плотность, – это не твёрдое и даже не жидкое тело, а раскалённый газовый шар!

Причём газ внутри Солнца практически идеальный. По крайней мере, он «более идеальный», чем обычный воздух (среднее расстояние между молекулами комнатного воздуха превышает размер молекулы примерно в 100 раз). А идеальный газ обладает очень важной особенностью – его давление Р пропорционально его температуре Т:

Здесь n – концентрация газа (количество частиц газа в единице объёма).

Предположим, температура внутри Солнца несколько повысилась. К чему это приведёт? Казалось бы, это должно привести к ускорению термоядерных реакций и дальнейшему повышению температуры. Однако этого не произойдёт. Повышение температуры внутри Солнца приведёт к увеличению давления и к расширению Солнца. В результате газ совершит работу против гравитационных сил, и его температура понизится.

А что произойдёт, если к веществу Солнца добавить какой-нибудь катализатор, ускоряющий термоядерные реакции? (Такими катализаторами являются, например, ядра азота и углерода [152,с.131]). В этом случае скорость термоядерных реакций возрастёт, температура возрастёт, давление повысится, Солнце расширится, и его температура упадёт. В результате, Солнце будет выделять практически ту же самую энергию, но при чуть более низкой температуре в своих недрах.

Получается, что Солнце, как и любая другая звезда, находящаяся на главной последовательности, представляет собой достаточно устойчивую стационарную систему, которую не так-то просто вывести из равновесия.

Теорема вириала

Наиболее важным и часто используемым уравнением в астрофизике является теорема вириала. Её смысл очень простой. Рассмотрим Землю, которая движется вокруг Солнца практически по окружности. Её кинетическая энергия К равна:

К = (1.5)

Здесь V – скорость, а m – масса Земли.

Гравитационная потенциальная энергия U притяжения Земли к Солнцу отрицательна и равна:

(1.6)

Здесь М – масса Солнца, r – расстояние от Земли до Солнца. Если бы Земля обладала кинетической энергией равной модулю U, то в этом случае она преодолела бы гравитационное притяжение Солнца и улетела бы от него. Но Земля не улетает от Солнца. Следовательно, K 4 R 2 (1.12)

Если бы звезда имела радиус, равный солнечному, то её светимость превышала бы солнечную только в (9000/6000) 4 = 1,5 4 » 5 раз. Но её светимость, как видно из графика (рис. 1), превышает солнечную в 100 раз. Следовательно, её радиус больше солнечного в » 4,5 раза. Исходя из (1.11) можно сделать вывод, что и масса этой звезды примерно в 4,5 раза больше солнечной. Учитывая, что 4,5 3 » 100, получаем грубое приближение для зависимости светимости звезды от её массы для звёзд главной последовательности [181,с.14]:

Теперь можно приближённо оценить время, необходимое звезде для её «рождения», то есть время, в течение которого протозвезда становится звездой и занимает определённое положение на главной последовательности. Гравитационная энергия звезды примерно равна: U » — (гравитационная энергия однородного шара равна: — , а гравитационная энергия звезды несколько больше, так как её плотность возрастает к центру). По мере того как протозвезда сжимается, её гравитационная энергия переходит, с одной стороны, в её тепловую энергию, а с другой стороны, – теряется в виде излучения. Согласно теореме вириала только половина гравитационной энергии переходит в тепло, и, следовательно, вторая половина теряется в виде излучения. Таким образом, за время сжатия протозвезда должна излучить в окружающее пространство ровно половину своей гравитационной энергии, взятой со знаком минус:

(1.14)

Здесь Е – энергия, теряемая протозвездой в виде излучения за всё время её сжатия, U – её гравитационная энергия после завершения сжатия, R – радиус до которого сжалась протозвезда.

Вначале сжатия сжимающееся газовое облако имеет маленькую плотность, было сильно разрежено и практически прозрачно для излучения. Поэтому оно относительно быстро охлаждается и относительно быстро сжимается. Постепенно внутри него формируется плотное компактное ядро, которое уже непрозрачно для излучения. Оно остывает медленнее, и процесс сжатия замедляется. Большую часть энергии протозвезда должна начать излучать тогда, когда её размеры порядка размеров будущей звезды. В это время центральная часть протозвезды особенно плотная и непрозрачная для излучения. Поэтому процесс охлаждения внутренних слоёв протозвезды идёт достаточно медленно, и, следовательно, дальнейшее сжатие происходит также медленно. Светимость протозвезды в это время порядка светимости будущей звезды. Поэтому время Dt образования звезды можно грубо оценить так:

Dt » (1.15)

Здесь L – светимость звезды, когда она оказалась на главной последовательности. В результате получаем:

Dt » (1.16)

Для Солнца М_* »2×10 30 кг, R_* »7×10 8 м, L_* »4×10 26 Вт, и получаем, что газопылевому облаку, из которого образовалось Солнце, потребовалось около 20 миллионов лет, чтобы стать звездой.

M 3 (1.13), получаем:

(1.17)

Или выражая время Dt образования звезды через массу и светимость Солнца:

Dt » 20 млн. лет » 20 млн. лет (1.18)

В 70-х годах двадцатого века были выполнены сложные расчёты для времени образования звёзд с использованием ЭВМ, учитывающие влияние различных факторов. Результаты таких расчётов, взятые из книги Р. Тейлера «Строение и эволюция звёзд» [152,с.191], приведены в таблице 2. Согласно данным таблицы время образования Солнца составляет не 20, а 50 миллионов лет.

Таблица 2. Время, которое требуется протозвезде, чтобы стать звездой и вступить в стадию главной последовательности.

Дальнейшая судьба звезды

Фаза горения водорода – это наиболее продолжительная фаза в эволюции звезды. Наибольшее количество энергии, вырабатываемое звездой, вырабатывается именно в это время, потому что при превращении водорода в гелий примерно 0,7% массы переходит в энергию, а при превращении гелия в более тяжёлые элементы, вплоть до железа, только 0,14% [152,с.123]. Железо и близкие к нему металлы по периодической таблице Менделеева – это конечный продукт термоядерных реакций в недрах звёзд, так как образование более тяжёлых элементов энергетически не выгодно.

Время, в течение которого весь водород выгорает в звезде, можно грубо оценить так:

Здесь c = 3×10 8 м/с – скорость света, Mc 2 – полная энергия звезды, а L – её светимость. Учитывая (1.13), получаем:

(1.20)

То есть чем больше масса звезды, тем быстрее она «сходит» с главной последовательности. Поэтому очень быстро «покидают» главную последовательность голубые гиганты, и довольно долго пребывают на ней жёлтые карлики (вроде нашего Солнца). Что касается красных карликов, то время их нахождения на главной последовательности превышает возраст Вселенной.

Время прохождения звезды по главной последовательности в приближённом уравнении (1.18) сильно завышено. У звёзд небольшой (солнечной) массы только около 10% водорода, находящегося в центральной области, превращается в гелий. У звёзд-гигантов значительная часть массы теряется за счёт интенсивного звёздного ветра, дующего с поверхности звезды. Данные о времени нахождения звёзд на главной последовательности, взятые из книги Р. Тейлера «Строение и эволюция звёзд» [152,с.179], приведены в таблице 3.

Таблица 3. Время жизни звезды – время, в течение которого она находится на главной последовательности.

Дальнейшая судьба звезды зависит от её массы. У небольших звёзд водород выгорает только в центральной области. В результате, в центре звезды образуется компактное гелиевое ядро, которое постепенно сжимается. Вокруг него находится небольшой слой, в котором продолжается горение водорода, из-за чего масса гелиевого ядра постепенно возрастает, и оно сжимается с выделением энергии. Водородная оболочка становится всё более лёгкой и постепенно расширяется. При этом звезда смещается вправо от главной последовательности. А водородная оболочка звезды, расширяясь, становится всё более прозрачной для излучения, и поэтому звезда начинает быстрее излучать тепло в окружающее пространство. Скорость горения водорода резко возрастает, как бы «подстраиваясь» под скорость охлаждения звезды (см. параграф 1.2). Светимость звезды также резко возрастает, и она быстро перемещается в область красных гигантов (рис. 2).

Рис. 2. Схема перемещения звезды солнечной массы по диаграмме Герцшпрунга – Рессела в процессе её эволюции. Звезда последовательно проходит точки ABCDEFGHIJ. Больше всего времени звезда находится в точке А [71,с.146].

Исходя из закона Стефана – Больцмана (1.12), нетрудно оценить, во сколько раз радиус красного гиганта (точка D) больше солнечного (точка А) – примерно в сто и более раз. Если бы звезду солнечной массы в стадии красного гиганта поместить на место Солнца, то она заполнила бы собой всё пространство внутри земной орбиты. А существуют красные гиганты, размеры которых в десятки раз превышают радиус орбиты Земли!

Находясь в стадии красного гиганта, звезда, за счёт очень сильного звёздного ветра, может потерять значительную часть своей массы. А масса гелиевого ядра при этом всё время возрастает. В какой-то момент силы гравитации станут насколько велики, что гелиевое ядро начнёт очень быстро сжиматься вплоть до размеров небольшой планеты, а выделившаяся при этом сжатии тепловая энергия будет столь велика, что выбросит сравнительно лёгкую водородную оболочку в окружающее пространство. Эта раздувающаяся оболочка превратится в планетарную туманность, которая со временем рассеется в межзвёздном пространстве, а внутреннее компактное и очень горячее ядро превратится в белый карлик.

Внутри белого карлика плотность вещества столь высока, что электронный газ становится вырожденным. Вырожденный газ сильно отличается от идеального и больше напоминает жидкость. Его давление очень сильно зависит от плотности и почти не зависит от температуры. Именно давление вырожденного электронного газа противостоит силам гравитационного сжатия.

В 1934 году индийский астрофизик С. Чандрасекар рассчитал верхний предел для массы белого карлика, при котором вырожденный электронный газ может остановить гравитационное сжатие – этот предел равен 1,4 массы Солнца. При большей массе электроны будут вдавлены в атомные ядра, и белый карлик превратится в нейтронную звезду – объект солнечной массы с радиусом порядка 10 км!

Эволюция более массивной звезды (порядка 10 солнечных масс) в общих чертах будет происходить аналогично. Важное отличие состоит в том, что температура в центре массивной звезды достаточно высока для того, чтобы начались термоядерные реакции горения гелия и более тяжёлых химических элементов. Сначала загорится гелиевое ядро, из гелия будет синтезироваться углерод, из которого впоследствии образуется углеродное ядро. Это ядро также со временем загорится, и в нём образуется ядро из кислорода и неона, которые впоследствии также загорятся.

В результате, звезда будет похожа на луковицу, в различных слоях которой будут идти реакции термоядерного синтеза разнообразных химических элементов. А в центре звезды, в конце концов, образуется массивное железное ядро – конечный продукт всех термоядерных реакций. Масса этого ядра будет постепенно возрастать и когда станет достаточно велика (порядка двух солнечных масс), произойдёт катастрофическое сжатие ядра до размеров порядка 10 километров. И образуется нейтронная звезда. Выделившаяся при этом гравитационная энергия будет столь велика, что с огромной скоростью выбросит наружные слои в окружающее пространство. Произойдёт так называемый взрыв сверхновой звезды.

Эволюционное движение звезды на диаграмме Герцшпрунга – Рессела схематично изображено на рис. 3. А различные стадии термоядерных реакций приведены в таблице 4 [71,с.141].

Рис. 3. Приближённая схема перемещения массивной звезды (порядка десяти солнечных масс) по диаграмме Герцшпрунга – Рессела. Каждый зигзаг, который делает звезда, соответствует возгоранию новых, более тяжёлых элементов в её центре. Предполагается, что в конце своей эволюции такая звезда взрывается в виде сверхновой [71,с.152].

Таблица 4. Различные стадии термоядерных реакций, происходящих в недрах массивных звёзд.

Источник