Prezentare Nașterea stelelor. Tema de prezentare: Nașterea și evoluția stelelor. Cu cât masa unei stele este mai mare, cu atât hidrogenul arde mai repede, iar elementele mai grele se pot forma în timpul fuziunii termonucleare în adâncurile sale. Într-o etapă târzie a evoluţiei, când

Universul este format din 98% stele. Ele sunt, de asemenea, elementul principal al galaxiei. „Stelele sunt bile uriașe de heliu și hidrogen, precum și alte gaze. Gravitația îi trage înăuntru, iar presiunea gazului fierbinte îi împinge afară, creând echilibru. Energia unei stele este conținută în miezul său, unde heliul interacționează cu hidrogenul în fiecare secundă.”

Calea vieții stelelor este un ciclu complet - naștere, creștere, o perioadă de activitate relativ liniștită, agonie, moarte și se aseamănă. calea vieții un organism separat. Astronomii nu sunt capabili să urmărească viața unei stele de la început până la sfârșit. Chiar și cele mai scurte stele există de milioane de ani - mai mult decât viața nu numai a unei persoane, ci a întregii omeniri. Cu toate acestea, oamenii de știință pot observa multe stele în stadii foarte diferite ale dezvoltării lor - tocmai născute și pe moarte. Pe baza a numeroase portrete de stele, ei încearcă să reconstituie calea evolutivă a fiecărei stele și să-i scrie biografia.

Regiunile de formare a stelelor. Nori moleculari giganți cu mase mai mari de 105 mase solare (sunt mai bine cunoscuți în galaxie) Nebuloasa Vultur, la 6000 de ani lumină de noi, un grup de stele deschise tânăr în constelația Serpens, zonele întunecate din nebuloasă sunt protostelele

Compresia gravitațională Compresia este o consecință a instabilității gravitaționale, ideea lui Newton. Blugii au determinat ulterior dimensiunea minimă a norilor în care poate începe compresia spontană. Există o răcire destul de eficientă a mediului: energia gravitațională eliberată merge în radiația infraroșie care merge în spațiul cosmic.

Protostar Pe măsură ce densitatea unui nor crește, acesta devine opac la radiații. Temperatura regiunilor interne începe să crească. Temperatura din intestinele unei protostele atinge pragul termic reactii nucleare sinteză. Compresia se oprește pentru un timp.

Tânăra stea a ajuns pe secvența principală a diagramei H-R, a început procesul de ardere a hidrogenului - principalul combustibil nuclear stelar, practic nu are loc compresia, iar rezervele de energie nu se mai schimbă, o schimbare lentă compozitia chimicaîn regiunile sale centrale, datorită conversiei hidrogenului în heliu, steaua intră într-o stare staționară

Masa de stele

1,4 mase ale Soarelui: forțele de compresie gravitațională sunt foarte mari, densitatea materiei atinge un milion de tone pe cm3, se eliberează o energie enormă - 10^45 J temperatură - 10^11 K explozie de supernova, cea mai mare parte a stelei este aruncată în space" title="mass stars > 1,4 mase solare: forțele de compresie gravitațională sunt foarte mari; densitatea materiei ajunge la un milion de tone pe cm3; se eliberează o energie enormă – 10^45 J; temperatura – 10^11 K; explozia supernovei; cea mai mare parte a stelei este aruncată în spațiu" class="link_thumb"> 14 !} masa stelelor > 1,4 mase solare: forțele de compresie gravitațională sunt foarte mari densitatea materiei ajunge la un milion de tone pe cm3 se eliberează o energie enormă - 10^45 J temperatura - 10^11 K explozie de supernova, cea mai mare parte a stelei este aruncată în spațiul cosmic la o viteză de km/s Fluxurile de neutrini răcesc miezul stelei - Steaua de neutroni 1,4 mase ale Soarelui: forțele de comprimare gravitaționale sunt foarte mari; aruncat în spațiu"> 1,4 mase ale Soarelui: forțele de compresie gravitațională este foarte mare, densitatea materiei ajunge la un milion de tone pe cm3, se eliberează o energie enormă - 10^45 J temperatura - 10^11 K explozia unei supernove, majoritatea a stelei este aruncată în spațiul cosmic cu o viteză de 1000-5000 km/s, fluxurile de neutrini răcesc miezul stelei - Steaua neutronică"> 1,4 mase solare: forțele de compresie gravitațională sunt foarte mari; densitatea materiei ajunge la un milion de tone pe cm3 se eliberează o energie enormă - 10^45 J - 10^11 K explozia supernovei este aruncată în spațiu" title="(! LANG: masele solare > 1,4; densitatea foarte mare a materiei atinge un milion de tone pe cm3 se eliberează o energie enormă - 10^45 J temperatură - 10^11 K explozie de supernova, cea mai mare parte a stelei este aruncată în spațiu"> title="masa stelelor > 1,4 mase solare: forțele de compresie gravitațională sunt foarte mari densitatea materiei ajunge la un milion de tone pe cm3 se eliberează o energie enormă - 10^45 J temperatura - 10^11 K explozia unei supernove, cea mai mare parte a stelei este aruncată în spațiu"> !}

2,5 mase solare colaps gravitațional colaps gravitațional stea se transformă într-o gaură neagră stea se transformă într-o gaură neagră stea se transformă într-o gaură neagră stea se transformă într-o gaură neagră." class="link_thumb"> 19 !} masa stelelor > 2,5 mase solare colaps gravitațional colaps gravitațional stea se transformă într-o gaură neagră stea se transformă într-o gaură neagră 2,5 mase solare colaps gravitațional stea se transformă într-o gaură neagră stea se transformă într-o gaură neagră"> 2,5 mase solare colaps gravitațional stea se transformă într-o gaură neagră stea se transformă într-o gaură neagră"> 2,5 mase solare colaps gravitațional stea cu colaps gravitațional se transformă într-o gaură neagră stea se transformă într-o gaură neagră" title="masa stelelor > 2,5 mase solare colaps gravitațional colaps gravitațional stea se transformă într-o gaură neagră stea se transformă într-o gaură neagră"> title="masa stelelor > 2,5 mase solare colaps gravitațional colaps gravitațional stea se transformă într-o gaură neagră stea se transformă într-o gaură neagră"> !}

Conţinut

Nașterea Stelelor
Viața unei vedete
Pitici albe și găuri de neutroni
Găuri negre
Moartea Stelelor

Scopuri și obiective

Introduceți acțiunea forțelor gravitaționale în Univers, care duc la formarea stelelor.
Luați în considerare procesul de evoluție a stelelor.
Dați conceptul de viteză spațială a stelelor.
Caracteriza natura fizica stele

Se naște o stea

Spațiul este adesea numit spațiu fără aer, gândindu-l ca fiind gol. Cu toate acestea, acest lucru nu este adevărat. În spațiul interstelar există praf și gaz, în principal heliu și hidrogen, cu mult mai mult din acesta din urmă.
Există chiar și nori întregi de praf și gaz în Univers care pot fi comprimați sub influența gravitației.

Se naște o stea

În timpul procesului de compresie, o parte din nor se va încălzi și devine mai densă.
Dacă masa substanței comprimate este suficientă pentru ca reacțiile nucleare să înceapă să aibă loc în ea în timpul procesului de compresie, atunci o stea iese dintr-un astfel de nor.

Se naște o stea

Fiecare stea „nou-născută”, în funcție de masa sa inițială, ocupă un anumit loc pe diagrama Hertzsprung-Russell - un grafic pe o axă a căruia este reprezentată culoarea stelei, iar pe cealaltă - luminozitatea sa, adică. cantitatea de energie emisă pe secundă.
Indicele de culoare al unei stele este legat de temperatura acesteia. straturi de suprafață- cu cât temperatura este mai scăzută, cu atât steaua este mai roșie și indicele ei de culoare este mai mare.

Viața unei vedete

În timpul procesului de evoluție, stelele își schimbă poziția pe diagrama spectru-luminozitate, trecând de la un grup la altul. Vedeta își petrece cea mai mare parte a vieții în Secvența principală. În dreapta și în sus de el sunt situate atât cele mai tinere stele, cât și stelele care au avansat mult pe calea lor evolutivă.

Viața unei vedete

Durata de viață a unei stele depinde în principal de masa sa. Conform calculelor teoretice, masa unei stele poate varia de la 0,08 la 100 masele solare.
Cu cât masa unei stele este mai mare, cu atât hidrogenul arde mai repede, iar elementele mai grele se pot forma în timpul fuziunii termonucleare în adâncurile sale. Într-o etapă târzie a evoluției, când arderea heliului începe în partea centrală a stelei, acesta părăsește Secvența Principală, devenind, în funcție de masa sa, o gigantă albastră sau roșie.

Viața unei vedete

Dar vine un moment în care o stea este în pragul unei crize, nu mai poate genera cantitatea necesară de energie pentru a menține presiunea internă și a rezista forțelor gravitaționale. Începe procesul de compresie incontrolabilă (colaps).
Ca urmare a prăbușirii, se formează stele cu densitate enormă (pitice albe). Concomitent cu formarea unui nucleu supradens, steaua își revarsă învelișul exterior, care se transformă într-un nor de gaz - o nebuloasă planetară și se disipează treptat în spațiu.
O stea de masă mai mare se poate contracta pe o rază de 10 km, transformându-se într-o stea neutronică. O lingură de stea neutronică cântărește 1 miliard de tone! Etapa finală în evoluția unei stele și mai masive este formarea unei găuri negre. Steaua se contractă la o astfel de dimensiune încât a doua viteză de evacuare devine egală cu viteza luminii. În zona unei găuri negre, spațiul este foarte curbat și timpul încetinește.

Viața unei vedete

Formarea stelelor neutronice și a găurilor negre este în mod necesar asociată cu o explozie puternică. Un punct luminos apare pe cer, aproape la fel de strălucitor ca galaxia în care a izbucnit. Aceasta este o "Supernova". Mențiunile găsite în cronicile antice despre apariția celor mai strălucitoare stele de pe cer nu sunt altceva decât dovezi ale exploziilor cosmice colosale.

Moartea unei stele

Steaua își pierde întregul înveliș exterior, care, zburând cu viteză mare, se dizolvă fără urmă după sute de mii de ani. mediu interstelarși înainte de asta o observăm ca pe o nebuloasă de gaz în expansiune.
În primii 20.000 de ani, extinderea carcasei de gaz este însoțită de emisii radio puternice. În acest timp, este o minge de plasmă fierbinte care are un câmp magnetic care prinde particulele încărcate cu energie înaltă produse în Supernova.
Cu cât a trecut mai mult timp de la explozie, cu atât emisia radio este mai slabă și temperatura plasmei este mai scăzută.

Slide 1

Slide 2

Slide 3

Calea vieții stelelor este un ciclu complet - naștere, creștere, o perioadă de activitate relativ liniștită, agonie, moarte și seamănă cu calea vieții unui organism individual. Astronomii nu sunt capabili să urmărească viața unei stele de la început până la sfârșit. Chiar și cele mai scurte stele există de milioane de ani - mai mult decât viața nu numai a unei persoane, ci a întregii omeniri. Cu toate acestea, oamenii de știință pot observa multe stele care se află în stadii foarte diferite ale dezvoltării lor - tocmai născute și murind. Pe baza a numeroase portrete de stele, ei încearcă să reconstituie calea evolutivă a fiecărei stele și să-i scrie biografia.

Slide 4

Slide 5

Regiunile de formare a stelelor. Nori moleculari giganți cu mase mai mari de 105 ori masa Soarelui (mai mult de 6.000 dintre ei sunt cunoscuți în galaxie) Nebuloasa Vultur, la 6000 de ani lumină distanță, un grup de stele tânăr deschis în constelația Serpens, zone întunecate în nebuloasă sunt protostaruri

Slide 6

Nebuloasa Orion este o nebuloasă cu emisie luminoasă cu o nuanță verzuie și este situată sub Centura lui Orion, vizibilă chiar și cu ochiul liber, la 1300 de ani lumină distanță și o magnitudine de 33 de ani lumină.

Slide 7

Slide 8

Protostar Pe măsură ce densitatea unui nor crește, acesta devine opac la radiații. Temperatura regiunilor interne începe să crească. Temperatura din intestinele unei protostele atinge pragul reacțiilor de fuziune termonucleară. Compresia se oprește pentru un timp.

Slide 9

steaua tânără a ajuns pe secvența principală a diagramei H-R, procesul de ardere a hidrogenului a început - combustibilul nuclear stelar principal nu este practic comprimat, iar rezervele de energie nu se mai schimbă o schimbare lentă a compoziției chimice în centrul său; regiuni, cauzate de conversia hidrogenului în heliu, steaua intră într-o stare staționară

Slide 10

Slide 11

când hidrogenul se arde complet, steaua părăsește secvența principală în regiunea giganților sau, la mase mari, supergiganților și supergiganților

Slide 12

masa de stele< 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК электроны обобществляются, образуя вырожденный электронный газ гравитационное сжатие останавливается плотность становится до нескольких тонн в см3 еще сохраняет Т=10^4 К постепенно остывает и медленно сжимается(миллионы лет) окончательно остывают и превращаются в ЧЕРНЫХ КАРЛИКОВ Когда все ядерное топливо выгорело, начинается процесс гравитационного сжатия.

Slide 13

Pitică albă într-un nor de praf interstelar Două pitice negre tinere în constelația Taurului

Slide 14

masa stelelor > 1,4 mase solare: forțele de compresie gravitațională sunt foarte mari densitatea materiei ajunge la un milion de tone pe cm3 se eliberează o energie enormă - 10^45 J temperatura - 10^11 K explozie de supernova, cea mai mare parte a stelei este aruncată în spațiul cosmic la o viteză de 1000-5000 km/s fluxurile de neutrini răcesc miezul stelei - Steaua de neutroni

Slide 2

Evoluția stelară este succesiunea schimbărilor pe care le suferă o stea în timpul vieții sale, adică pe parcursul a sute de mii, milioane sau miliarde de ani în timp ce emite lumină și căldură. În perioade atât de enorme, schimbările sunt destul de semnificative.

Slide 3

Evoluția unei stele începe într-un nor molecular gigant, numit și leagăn stelar. Majoritatea spațiului „gol” dintr-o galaxie conține de fapt între 0,1 și 1 moleculă pe cm³. Un nor molecular are o densitate de aproximativ un milion de molecule pe cm³. Masa unui astfel de nor depășește masa Soarelui de 100.000-10.000.000 de ori datorită dimensiunii sale: de la 50 la 300 de ani lumină. În timp ce norul se rotește liber în jurul centrului galaxiei sale natale, nu se întâmplă nimic. Cu toate acestea, din cauza neomogenității câmpului gravitațional, în acesta pot apărea perturbări, ducând la concentrații locale de masă. Astfel de perturbări provoacă colapsul gravitațional al norului.

Slide 4

În timpul colapsului, norul molecular este împărțit în părți, formând aglomerări din ce în ce mai mici. Fragmentele cu o masă mai mică de ~100 de mase solare sunt capabile să formeze o stea. În astfel de formațiuni, gazul se încălzește pe măsură ce se contractă datorită eliberării de energie potențială gravitațională, iar norul devine o protostea, transformându-se într-un obiect sferic rotativ. Stelele aflate în primele etape ale existenței lor sunt de obicei ascunse privirii într-un nor dens de praf și gaz. Acești coconi care formează stele pot fi adesea văzuți în siluetă împotriva emisiei strălucitoare a gazului din jur. Astfel de formațiuni se numesc globule Bok.

Slide 5

Stele tinere de masă mică (până la trei mase solare) care se apropie de secvența principală sunt complet convective; Procesul de convecție acoperă toate zonele soarelui. Acestea sunt în esență protostele, în centrul cărora reacțiile nucleare abia încep și toate radiațiile apar în principal datorită compresiei gravitaționale. În timp ce echilibrul hidrostatic nu a fost încă stabilit, luminozitatea stelei scade la o temperatură efectivă constantă.

Slide 6

O fracțiune foarte mică de protostele nu ating temperaturi suficiente pentru reacțiile de fuziune termonucleară. Astfel de stele sunt numite „pitice maro”; masa lor nu depășește o zecime din Soare. Astfel de stele mor rapid, răcindu-se treptat pe parcursul a câteva sute de milioane de ani. În unele dintre cele mai masive protostele, temperatura datorată compresiei puternice poate ajunge la 10 milioane K, făcând posibilă sintetizarea heliului din hidrogen. O astfel de stea începe să strălucească.

Slide 7

Reacția de ardere a heliului este foarte sensibilă la temperatură. Uneori, acest lucru duce la o mare instabilitate. Apar pulsații puternice, care în cele din urmă conferă suficientă accelerație straturilor exterioare pentru a fi aruncate și transformate într-o nebuloasă planetară. În centrul nebuloasei rămâne nucleul gol al stelei, în care reacțiile termonucleare se opresc și, pe măsură ce se răcește, se transformă într-o pitică albă de heliu, având de obicei o masă de până la 0,5-0,6 solar și un diametru pe ordinea diametrului Pământului.

Slide 8

Când o stea atinge o dimensiune medie (de la 0,4 la 3,4 mase solare) faza gigantului roșu, miezul ei rămâne fără hidrogen și încep reacțiile de sinteză a carbonului din heliu. Acest proces are loc la mai mult temperaturi ridicateși prin urmare fluxul de energie din miez crește, ceea ce duce la faptul că straturile exterioare ale stelei încep să se extindă. Începutul semnelor sintezei carbonului noua etapăîn viața unei stele și continuă de ceva timp. Pentru o stea de dimensiuni similare cu Soarele, acest proces poate dura aproximativ un miliard de ani.

Slide 9

Stele tinere cu o masă mai mare de 8 mase solare au deja caracteristicile stelelor normale, deoarece au trecut prin toate etapele intermediare și au reușit să realizeze o astfel de rată a reacțiilor nucleare încât să compenseze pierderile de energie datorate radiațiilor în timp ce masa a miezului hidrostatic se acumulează. Pentru aceste stele, fluxul de masă și luminozitate sunt atât de mari încât nu numai că opresc colapsul regiunilor exterioare ale norului molecular care nu au devenit încă parte a stelei, ci, dimpotrivă, le împing. Astfel, masa stelei rezultate este vizibil mai mică decât masa norului protostelar. Cel mai probabil, acest lucru explică absența în galaxia noastră a stelelor mai mari de aproximativ 300 de mase solare.

Slide 10

După ce o stea cu o masă mai mare de cinci ori cea a soarelui intră în stadiul de supergigant roșie, miezul său începe să se micșoreze sub influența gravitației. Pe măsură ce compresia crește, temperatura și densitatea cresc și începe o nouă secvență de reacții termonucleare. În astfel de reacții se sintetizează elemente din ce în ce mai grele: heliu, carbon, oxigen, siliciu și fier, care limitează temporar prăbușirea miezului. În cele din urmă, pe măsură ce se formează elemente din ce în ce mai grele tabel periodic, fierul-56 este sintetizat din siliciu. În această etapă, fuziunea termonucleară ulterioară devine imposibilă, deoarece nucleul de fier-56 are un defect de masă maximă și formarea de nuclee mai grele cu eliberarea de energie este imposibilă. Prin urmare, atunci când nucleul de fier al unei stele atinge o anumită dimensiune, presiunea din el nu mai este capabilă să reziste gravitației straturilor exterioare ale stelei și are loc colapsul imediat al nucleului odată cu neutronizarea materiei sale.

Slide 11

Explozia însoțitoare de neutrini provoacă o undă de șoc. Jeturi puternice de neutrini și un câmp magnetic rotativ împing în afară o mare parte din materialul acumulat de stele - așa-numitele elemente semințe, inclusiv fier și elemente mai ușoare. Materia împrăștiată este bombardată de neutroni ejectați din nucleu, captându-i și creând astfel un set de elemente mai grele decât fierul, inclusiv radioactive, până la uraniu (și posibil chiar californiu). Astfel, exploziile de supernove explică prezența unor elemente mai grele decât fierul în materia interstelară, care, însă, nu este singura modalitate posibilă de formare a acestora, de exemplu, acest lucru este demonstrat de stelele de tehnețiu.

Slide 12

Unda de explozie și jeturile de neutrini transportă materia departe de steaua pe moarte în spațiul interstelar. Ulterior, pe măsură ce se răcește și se mișcă prin spațiu, acest material de supernovă se poate ciocni cu alte „gunoaie” spațiale și poate participa la formarea de noi stele, planete sau sateliți. Procesele care au loc în timpul formării unei supernove sunt încă studiate și, până acum, nu există claritate cu privire la această problemă. De asemenea, este discutabil ce rămâne de fapt din steaua originală. Cu toate acestea, sunt luate în considerare două opțiuni: stele neutronice și găuri negre.

Slide 13

Nebuloasa Crab este o nebuloasă gazoasă din constelația Taur, care este o rămășiță de supernovă și un plerion. A devenit primul obiect astronomic identificat cu o explozie istorică de supernovă, înregistrată de astronomii chinezi și arabi în 1054. Situată la aproximativ 6.500 de ani lumină (2 kpc) de Pământ, nebuloasa are un diametru de 11 ani lumină (3,4 pc) și se extinde cu o viteză de aproximativ 1.500 de kilometri pe secundă. În centrul nebuloasei se află ( stea neutronică), 28-30 km în diametru, care emite impulsuri de radiații variind de la raze gamma până la unde radio. Cu emisii de raze X și gama de peste 30 keV, acest pulsar este cea mai puternică sursă persistentă de astfel de radiații din galaxia noastră.

Vizualizați toate diapozitivele

Slide 2

Universul este format din 98% stele. Ele sunt, de asemenea, elementul principal al galaxiei.

„Stelele sunt bile uriașe de heliu și hidrogen, precum și alte gaze. Gravitația le trage înăuntru, iar presiunea gazului fierbinte le împinge afară, creând un echilibru. Energia unei stele este conținută în miezul său, unde heliul interacționează cu hidrogenul în fiecare secundă.

Slide 3

Calea vieții stelelor este un ciclu complet - naștere, creștere, o perioadă de activitate relativ liniștită, agonie, moarte și seamănă cu calea vieții unui organism individual.

Astronomii nu sunt capabili să urmărească viața unei stele de la început până la sfârșit. Chiar și cele mai scurte stele există de milioane de ani - mai mult decât viața nu numai a unei persoane, ci a întregii omeniri. Cu toate acestea, oamenii de știință pot observa multe stele care se află în stadii foarte diferite ale dezvoltării lor - tocmai născute și murind. Pe baza a numeroase portrete de stele, ei încearcă să reconstituie calea evolutivă a fiecărei stele și să-i scrie biografia.

Slide 4

Diagrama Hertzsprung-Russell

Slide 5

Regiunile de formare a stelelor.

Nori moleculari giganți cu mase mai mari de 105 mase solare (mai mult de 6.000 dintre ei sunt cunoscuți în galaxie)

Nebuloasa Vultur, aflată la 6.000 de ani lumină distanță, este un grup de stele deschise din constelația Serpens, zonele întunecate din nebuloasă sunt protostele.

Slide 6

Slide 7

Compresie gravitațională

Compresia este o consecință a instabilității gravitaționale, ideea lui Newton.

Blugii au determinat ulterior dimensiunea minimă a norilor în care poate începe compresia spontană.

Există o răcire destul de eficientă a mediului: energia gravitațională eliberată merge în radiația infraroșie care merge în spațiul cosmic.

Slide 8

Protostar

Pe măsură ce densitatea norului crește, acesta devine opac la radiații.
Temperatura regiunilor interne începe să crească.
Temperatura din intestinele unei protostele atinge pragul reacțiilor de fuziune termonucleară.
Compresia se oprește pentru un timp.

Slide 9

o stea tânără a ajuns pe secvența principală a diagramei H-R
procesul de ardere a hidrogenului, principalul combustibil nuclear stelar, a început
compresia practic nu are loc, iar rezervele de energie nu se mai schimba
o schimbare lentă a compoziției chimice în regiunile sale centrale, cauzată de conversia hidrogenului în heliu

Steaua intră într-o stare staționară

Slide 10

Graficul evoluției unei stele tipice

Slide 11

când hidrogenul se stinge complet, steaua părăsește secvența principală în regiunea giganților sau, la mase mari, supergiganților

Uriași și supergiganți

Slide 12

masa de stele< 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК
electronii sunt împărțiți, formând un gaz de electroni degenerați
se oprește compresia gravitațională
densitatea ajunge la câteva tone pe cm3
păstrează încă T=10^4 K
se răcește treptat și se contractă încet (milioane de ani)
în cele din urmă se răcește și se transformă în Pitici NEGRI

Când tot combustibilul nuclear s-a ars, începe procesul de comprimare gravitațională.

Slide 13

Pitică albă într-un nor de praf interstelar
Două tinere pitice negre din constelația Taurului

Slide 14

masa stelelor > 1,4 mase solare:
forțele gravitaționale de compresie sunt foarte mari
densitatea substanţei ajunge la un milion de tone pe cm3
se eliberează o energie enormă - 10^45 J
temperatura – 10^11 K
explozie de supernova
cea mai mare parte a stelei este aruncată în spațiul cosmic cu o viteză de 1000-5000 km/s
fluxurile de neutrini răcesc miezul stelei -

Steaua de neutroni