Судьба звезды определяется прежде всего её начальной массой и тем, сколько массы она теряет. «Смерть» означает прекращение устойчивого термоядерного источника в ядре, но не исчезновение вещества: внешние слои уходят в космос, а компактный остаток может существовать намного дольше прежней звезды.
Звёзды, похожие на Солнце
Когда водород в ядре заканчивается, горение продолжается в оболочке, а звезда расширяется до красного гиганта. Нагрев ядра запускает превращение гелия в углерод и кислород. Массы Солнца не хватит, чтобы пройти все последующие стадии.
Внешние слои постепенно сбрасываются и подсвечиваются горячим остатком, образуя планетарную туманность. Название историческое: к планетам она отношения не имеет. В центре остаётся белый карлик — объект примерно земного размера с массой, сравнимой с солнечной. Термоядерные реакции в нём прекратились; он медленно остывает.
Массивные звёзды и коллапс ядра
Массивная звезда последовательно синтезирует более тяжёлые элементы, пока не образуется ядро железной группы. Дальнейший синтез уже не поддерживает давление. Ядро коллапсирует, внешние слои переживают удар и взрыв сверхновой.
Если остаток удерживается давлением вырожденных нейтронов, образуется нейтронная звезда. При большей массе коллапс продолжается до чёрной дыры. Точные границы зависят от вращения, потери массы, состава и двойного взаимодействия, поэтому школьное правило по одной исходной массе — лишь ориентир.
Не каждая сверхновая — смерть массивной одиночной звезды
Сверхновые типа Ia связаны с белым карликом в двойной системе, который набирает вещество или сливается с другим белым карликом. Их спектры и механизм отличаются от коллапса ядра массивной звезды. Это важное исключение к фразе «сверхновая — финал гиганта».
Выброшенные элементы обогащают газ, из которого позже возникают новые звёзды и планеты. NASA подробно показывает разные ветви в материале Star Lifecycle. Смерть одной звезды становится частью химической истории следующего поколения, но не создаёт планеты немедленно и автоматически.
