Ирина Эланс

Автор который поможет с любыми образовательными и учебными заданиями

Происхождение и эволюция звезд

Введение.

Изучение строения и эволюции звезд является важнейшей классической частью астрономии.

На каждом этапе развития физики теория звезд обогащалась новыми физическими принципами. Теория тяготения, термодинамическая теория уравнения состояния газов, теория теплового излучения, лучистого и конвективного переноса энергии – таков первый круг физических знаний, использованный к началу века при построении теории звезд. Эти знания пополнялись и в дальнейшем в связи с квантовой теорией атомов и ионов и уточнением их оптических свойств, а также теорией вырожденного электронного газа. Главным новшеством XX века было понимание источника энергии звезд, связанное с развитием ядерной физики. За этим следует создание общей теории относительности и выяснение ее астрономических следствий.

Однако не физика, а сама астрономия, именно наблюдательная астрономия, явилась главным источником наших сведений о звездах. Победное шествие астрономии началось с изучения солнечной системы.

Человечество еще с давних времен было заинтересовано в изучении звездного неба, и в наше время появляется эта возможность. Сейчас человечество по результатам наблюдений озадачено тем, какая опасность таится в недрах космоса, а именно какую опасность таят в себе звезды и самая близкая к нам, Солнце.

Актуальность данной темы значительна в современном мире, так как изучение звезд может открыть новые возможности для человечества.

Предметом исследования является происхождение и эволюция звезд.

Объект исследования – это физические процессы, протекающие при происхождении и в процессе эволюции звезд.

Цель нашей работы состоит в рассмотрении происхождения и эволюции звезд.

Задачи:

Подобрать теоретический материал о происхождении звезд.
Подобрать материал об эволюции звезд.

Глава 1. Ранние стадии эволюции звезд

§ 1.1 Гравитационное сжатие

Гравитационное сжатие начинается в наиболее плотных областях межзвездного газа. Сжатие возникает как следствие гравитационной неустойчивости, идея которой была высказана еще Ньютоном. Позже Джинс показал, что бесконечная однородная среда неустойчива, и из простого физического критерия определил минимальные размеры облаков, в которых может начаться самопроизвольное сжатие. Этот критерий – отрицательная полная энергия облака. Е₀=Е_грав+Е_тепл<0. При этом максимальный размер устойчивого облака Lj и его масса Mj зависит от плотности частиц n и их температуры T:_{,
.}Массы таких облаков должны быть не меньше 1000 масс Солнца. Однако звезд с такими массами нет. Это связано с тем, что как только начинается сжатие в какой-то области облака, там увеличивается плотность, а температура поначалу почти не меняется. Такое изотермическое сжатие приводит к уменьшению критерия устойчивости L_j, а это, значит, что неустойчивость возникнет уже в более мелких масштабах. Внутри сжимающегося облака образуются новые центры сжатия – явление каскадной фрагментации облака.

Пока облако достаточно разрежено оно легко пропускает через себя гравитационную энергию, высвобождающуюся при сжатии, в виде инфракрасных квантов, испускаемых атомами. Гравитационное сжатие прекращается тогда, когда плотность облака возрастает настолько, что вещество становится непрозрачным к собственному излучению, которое начинает накапливаться в облаке и нагревать газ. Так в глубинах сжимающегося облака возникает устойчивое дозвездное тело – протозвезда.

В 1976 году П.Лаплас сформулировал гипотезу, согласно которой Солнце и планеты образовались из вращающейся туманности под действием гравитации.

Предлагается решить задачу: показать, что если момент импульса облака сохраняется, то при некотором значении радиуса облака наступит ротационная неустойчивость (разрушение под действием центробежных сил инерции). Учесть, что в современную эпоху на долю Солнца приходится 2% момента импульса солнечной системы, который, по оценке Хойла, составляет 1% начального момента импульса облака. Остальные данные берутся из таблиц.

Решение: Проведем рассмотрение в системе отсчета, связанной с облаком. Допустим, что первоначальное облако имеет сферическую форму радиуса r, массу M и момент импульса L. Возьмем элемент массы m в плоскости экватора. На него действуют силы тяготения _{^{и
центробежная сила инерции}}_^.Момент импульса элемента равен _^.Тогда _{.
Видим,} что в процессе сжатия облака с уменьшением радиуса r сала F₂ растет быстрее, чем F₁. Неустойчивость возникает при равенстве этих сил: . Отсюда . Поскольку облако имеет сферическую форму, то . _.Тогда . Следовательно, =. По условию, , где – импульс Солнца в современную эпоху. В итоге получим: =. Если пренебречь массами планет, то в качестве массы облака можно взять массу Солнца, считая его однородным шаром. =, где Т – период вращения Солнца вокруг своей оси, – масса Солнца, R – его радиус. Численные расчеты дают =2,6 км. Это больше радиуса орбиты Марса.

Лаплас был одним из первых, кто поставил проблему образования солнечной системы на научную основу. Но его гипотеза встретила непреодолимые трудности. Главная из них – ротационная неустойчивость. Эта проблема была «камнем преткновения» многих гипотез. Чтобы ее обойти, некоторые ученые (О.Ю.Шмидт, Дж. Джинс и др.) предлагали гипотезы раздельного образования Солнца и планет. Современные гипотезы Лапласа: идею совместного образования Солнца и планет, роль ротационной неустойчивости. Но все они исключают возможность сохранения момента импульса облака. Основным механизмом передачи части момента импульса окружающей среде считают взаимодействие частично ионизованного вещества облака с галактическим магнитным полем. По оценке английского астрофизика Хойла туманность передала межзвездной среде около 99% своего начального момента импульса. Эта оценка, принятая вначале благосклонно, подверглась в дальнейшем серьезной критике. В настоящее время считается, что мы знаем основные этапы образования Солнца и планет, но эти представления не носят характер законченной теории [2].

§ 1.2 Протозвезды и их эволюция

Превращение фрагмента облака в звезду сопровождается гигантским изменением физических условий: температура вещества возрастает примерно в 10⁶ раз, а плотность – в 10²⁰ раз. Колоссальные изменения физических характеристик формирующейся звезды составляют главную трудность теоретического рассмотрения её эволюции. На стадии подобных изменений исходный объект уже не облако, но ещё и не звезда. Поэтому его называют протозвездой (от греч. «протос» - «первый») [4].

В общих чертах эволюцию протозвезды можно разделить на три этапа или фазы. Первый этап – обособление фрагмента облака и его уплотнение – мы уже рассмотрели. Благодаря увеличению массы и росту силы гравитационного притяжения к центру протозвезды притягивается все больше материи. Далее наступает этап быстрого сжатия. В его начале радиус протозвезды примерно в 1 – 5 миллионов раз больше солнечного. Протозвезда практически непрозрачна для видимого света, но прозрачна для инфракрасного излучения с длиной волны больше 10 мкм. Излучение уносит излишки тепла, выделяющегося при сжатии, так что температура сильно не повышается и давление газа не препятствует коллапсу. Происходит быстрое сжатие, можно сказать, свободное падение вещества к центру облака. Однако по мере сжатия протозвезда делается всё менее прозрачной, что затрудняет выход излучения и приводит к росту температуры газа. Энергия, высвободившаяся из сжимающегося внутри газа, трансформируется в тепло. Давление, плотность и температура протозвезды повышаются. В определённый момент протозвезда становится практически непрозрачной для собственного теплового излучения. Температура, а вместе с ней и давление газа быстро возрастают, сжатие замедляется. Наступает этап медленного сжатия. Из-за повышения температуры звезда начинает светиться темно-красным светом. Протозвезда имеет очень большие размеры, и, хотя тепловая энергия распределяется по всей её поверхности, но все равно остается относительно холодной. [4]

Дальнейшее повышение температуры вызывает значительные изменения свойств вещества. При температуре в несколько тысяч градусов молекулы распадаются на отдельные атомы, а при температуре около 10 тыс. градусов атомы ионизуются, то есть разрушаются их электронные оболочки. Эти энергоёмкие процессы на некоторое время задерживают рост температуры, но затем он возобновляется. Протозвезда быстро достигает состояния, когда сила тяжести практически уравновешена внутренним давлением газа. Но поскольку тепло все же понемногу уходит наружу, а иных источников энергии, кроме сжатия, у протозвезды нет, она продолжает потихоньку сжиматься и температура в её недрах продолжает расти.

В ядре температура растет и достигает нескольких миллионов градусов по Цельсию. Вращение и круглая форма протозвезды несколько видоизменяются, она становится более плоской. Этот процесс длится миллионы лет. Увидеть молодые звезды трудно, так как они находятся в окружении темного пылевого облака, из-за которого практически не виден блеск звезды. Но их можно рассмотреть при помощи инфракрасных телескопов. Горячее ядро протозвезды, окружено вращающимся диском из материи, обладающей большой силой притяжения. Ядро настолько разогревается, что начинает выбрасывать материю с двух полюсов, где сопротивляемость минимальна. Когда эти выбросы сталкиваются с межзвездной средой, они замедляют движение и рассеиваются по обеим сторонам, образуя каплевидную или аркообразную структуру, известную под названием «объект Хербика-Харо» (рис 1.2) [4].

Эволюция протозвезды была теоретически рассчитана японским астрофизиком Хаяши, который первым обратил внимание на то, что транспорт энергии в сжимающейся протозвезде должен осуществляться путем конвекции (а не лучеиспусканием, как полагали астрономы до 1961 г., когда были опубликованы исследования Хаяши). Конвекция развивается тогда, когда другие возможности переноса вырабатываемой в недрах звезд энергии ограничены. В самых наружных, фотосферных слоях протозвезды механическая энергия бурных конвективных движений, которыми охвачен весь ее объем, должна трансформироваться в энергию излучения, уходящую

в мировое пространство[5].

Температура, при которой энергия конвективных потоков переходит в энергию излучения, определяется многочисленными причинами, например, химическим составом и прочим. Чисто эмпирически можно принять, что в поверхностных слоях протозвезды баланс между притоком механической энергии конвекции и излучением устанавливает температуру, близкую к температуре фотосфер красных гигантов, ∼ 3500 К. Более точные расчеты дают для температуры наружных слоев протозвезд несколько меньшее значение, ∼ 2500 К. Любопытно, что эти же расчеты приводят к зависимости температуры поверхности протозвезды от ее массы M и светимости L. После вспышки, сопутствующей окончанию установления конвекции во всем объеме протозвезды, последняя, как уже говорилось, продолжает сжиматься, причем температура ее поверхности поддерживается на почти постоянном уровне. Поэтому светимость протозвезды будет убывать, обратно пропорционально квадрату ее радиуса. В то же время температура ее недр непрерывно повышается. И вот наступает момент, когда температура там поднимается до нескольких миллионов градусов и включаются первые термоядерные реакции на легких элементах (литий, бериллий, бор) с низким кулоновским барьером. Протозвезда при этом будет продолжать сжиматься, так как продукция термоядерной энергии все еще недостаточна для того, чтобы разогреть ее недра до такой температуры, при которой давление газа уравновесит силу гравитации. Только после того как продолжающийся рост температуры в недрах протозвезды сделает возможным протон-протонную или углеродно-азотную реакцию, давление газа наконец ее застабилизирует. Протозвезда станет звездой и, в зависимости от своей массы, займет совершенно определенное место на диаграмме Герцшпрунга-Рессела [5].

§1.3 Выход звезды на главную последовательность.

Диаграмма спектр-светимость.

Сопоставление светимости звезд с их спектральными классами впервые было сделано в 1905-1913 гг. Э. Герцшпрунгом, (1873-1967) (Дания) и Г.Н. Ресселом (США), поэтому такую диаграмму часто называют диаграммой Герцшпрунга – Рессела. На этой диаграмме по оси абсцисс откладываются спектральные классы звезд (иногда – соответствующие им показатели цвета или эффективные температуры), по оси ординат – светимости звезд L (или абсолютные звездные величины М), поэтому такую диаграмму называют еще диаграммой спектр – светимость (см.Рис.3.1).

Рис.3.1 Диаграмма Герцшпрунга – Рессела.

Если бы между светимостями звезд и их спектральными классами не было никакой зависимости, то звезды располагались бы на диаграмме беспорядочным образом, заполняя ее равномерно. На самом же деле они образуют на ней несколько последовательностей.

В качестве примера рассмотрим диаграмму спектр-светимости для звезд из окрестностей Солнца. Видно, что подавляющее большинство звезд сосредоточено вдоль сравнительно узкой полосы, протянувшейся от левого верхнего угла диаграммы вправо вниз. Эта полоса называется главной последовательностью. Положение Солнца на ней обозначено крестиком, звезды Сириус – квадратиком.

Звезды поздних спектральных классов (G-M) с абсолютными величинами около нуля, образуют компактную группу гигантов. В среднем светимость этих звезд в сто раз выше Солнца. Кружком на диаграмме обозначено положение, типичного представителя этой группы – звезды Близнецов-Поллукаса.

В верхнем правом углу расположились сверхгиганты; их типичный представитель – звезда Бетельгейзе. Положение этой звезды на диаграмме обозначено треугольником. Подсчет показал, что вблизи Солнца на одного сверхгиганта приходится около 1000 гигантов и около 10 000 000 звезд главной последовательности.

Параллельно главной последовательности, но несколько ниже ее расположены звезды, образующие последовательность субкарликов. Примечательным является факт, что содержание металлов в атмосферах этих звезд значительно меньше, чем у их соседей тех же спектральных классов – звезд главной последовательности.

И, наконец, в левом нижнем углу диаграммы находятся белые карлики – небольшая группа звезд, светимости которых в сотни раз меньше, чем у Солнца.

Соответственно упомянутым последовательностям звезд на диаграмме спектр – светимость сегодня выделяются классы светимости. Каждая звезда в зависимости от величины ее светимости и спектрального класса относится к одному из семи классов светимости. Гиганты подразделяются на три класса: яркие гиганты составляют класс светимости II, слабые гиганты – класс светимости III, субгиганты – класс светимости IV. Звезды главной последовательности отнесены к классу светимости V, субкарлики – к классу светимости VI и белые карлики – к классу светимости VII. Обычно класс светимости указывается после спектрального класса звезды. Например, наше Солнце – звезда класса G2V.

Распределение звезд по светимостям (или абсолютным звездным величинам) описывается функцией светимости F(М). Она указывает на относительное число звезд, имеющих абсолютную звездную величину от М до М + γМ [7].

Само наличие главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела вдохновило многих исследователей на представление, что звезды эволюционируют вдоль этой диаграммы от горячих голубых гигантов до красных карликов. Но так как существует соотношение масса – светимость, согласно которому масса звезд, расположенных вдоль главной последовательности, должна непрерывно убывать, упомянутые исследователи упорно считали, что эволюция звезд в указанном направлении должна сопровождаться непрерывной и значительной потерей их массы. Все это оказалось неверным[5].

Протозвезда, непрерывно сжимаясь под действием силы тяжести, становятся все более компактными объектами. Температура их недр при этом непрерывно растет, пока не станет порядка нескольких миллионов кельвинов. При такой температуре в центральных областях протозвезд включаются первые термоядерные реакции. Когда пойдут эти реакции сжатие протозвезды замедлится. Однако, довольно быстро легкие ядра выгорят, так как их обилие невелико, сжатие протозвезды будет продолжаться почти с прежней скоростью, протозвезда стабилизируется, только после того как температура в ее центральной части поднимется настолько, что включится протон-протонная или углеродно-азотная реакции. Она примет равновесную конфигурацию под действием сил собственной гравитации и перепада газового давления, которые практически точно скомпенсируют друг друга. Собственно говоря, с этого момента протозвезда и становится звездой. Молодая звезда садится на свое место, где то на главной последовательности. Точнее ее место на главной последовательности определяется значением первоначальной массы протозвезды. Массивные протозвезды садятся на верхнюю часть этой последовательности, протозвезды со сравнительно небольшой массой (меньше солнечной) садятся на ее нижнюю часть. Таким образом, протозвезды непрерывно входят в главную последовательность на всем ее протяжении, так сказать, «широким фронтом»[5].

В течение весьма длительного времени они будут находиться на этой части диаграммы, почти не меняя своих свойств. Поэтому основная часть звезд наблюдается на указанной последовательности.

Вывод по главе: В данной главе нами был рассмотрен процесс рождения звезды, когда в наиболее плотных областях межзвездного газа начинается гравитационное сжатие, при этом масса таких облаков должна быть не меньше 1000 масс Солнца – это одно из условий образования звезд. В главе рассмотрены и другие условия. Мы рассматриваем в первой главе этапы эволюции звезд от рождения, о чем говорилось выше, и вплоть до выхода на главную последовательность. Другими словами после обособления облака, когда его плотность возрастает до такой степени, что вещество становится непрозрачным к собственному излучению, которое начинает накапливаться в облаке и нагревать газ, в результате чего в недрах облака образуется дозвездное тело – протозвезда. После образования протозвезды мы рассматриваем этапы ее эволюции вплоть до того как она станет звездой и займет свое положение на главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела.

Глава 2. Поздние стадии эволюции звезд

§2.1 Выход с главной последовательности. Гравитационный коллапс.

Пребывание звезды на главной последовательности длится до тех пор, пока в ее недрах не исчерпается ядерное горючее – водород. Точнее, как это определили в 1942 г. М. Шенберг и С. Чандрасекар, пока в центре звезды не образуется гелиевое ядро с массой 10-12% массы Солнца. Время, за которое звезда достигает предела Шенберга-Чандрасекара (т.е. время пребывания на главной последовательности), описывает формула: . С уменьшением содержания водорода в ядре звезды коэффициент непрозрачности вещества непрерывно уменьшается. Это приводит к непрерывной перестройке звезды, что сопровождается сжатием ее ядра и разбуханием оболочки. При этом часть потенциальной энергии переходит в тепло, температура звезды возрастает. В это время реакции синтеза гелия из водорода проходят в тонком сферическом слое, который непосредственно окружает ядро. Поскольку водород в упомянутом слое также постепенно выгорает, то соответственно непрерывно возрастает масса гелиевого ядра. Это приводит к увеличению силы тяготения, дальнейшему сжатию ядра и к росту температуры в нем. Соответственно возрастает светимость звезды. Энергия, которая выделяется в ее недрах, не успевает просачиваться наружу с помощью переизлучения фотонов, поэтому возникают конвективные потоки, так что очень быстро конвекция становится решающим механизмом перенесения энергии от ядра через оболочку звезды.

Ядро сжимается и температура его повышается до тех пор, пока в нем не начнутся реакции синтеза более тяжелых химических элементов, если масса звезды m > 1,2m. Например, при температуре 200 млн. кельвинов при соединении трех ядер атома гелия синтезируются ядра атома углерода, а со временем при еще высших температурах образовываются кислород, неон и так далее. При этом на некоторое время энергии, которая выделяется, достаточно, чтобы временно остановить сжатие ядра. Реакции синтеза перебегают с выделением энергии вплоть до синтеза ядер атомов железа. Более тяжелые химические элементы, которые также образовываются, является следствием хода эндотермических реакций, которые сопровождаются некоторым охлаждением недр звезды.

За все время выгорания водорода в ядре звезды она немного смещается на главной последовательности и очень быстро оставляет ее, как только достигнет предела Шенберга-Чандрасекара, превратившись в зависимости от своей массы в красного гиганта или сверхгиганта.

Если масса звезды m < 1,2m, то после исчерпания водорода в ядре оно сжимается. За несколько десятков тысяч лет размеры ядра звезды уменьшаются приблизительно в 100 раз, плотность вещества в нем равняется нескольким сотням килограммов на кубический сантиметр. На этой стадии сжатие ядра останавливается давлением вырожденного электронного газа, то есть ядро звезды превращается в белый карлик. Оболочка звезды увеличивается до (10-100)R, так что сама звезда становится красным гигантом. Приблизительно через 20000 лет оболочка совсем отделяется от ядра. На месте бывшей звезды главной последовательности остается звезда белый карлик и оболочка, которая со скоростью около 20 км/с расширяется в окружающее пространство как планетарная туманность. Таким будет завершающий этап эволюции нашего Солнца.

Если масса звезды больше 1,2m, то при сжатии массивного ядра, температура в нем достигает сотен миллионов и даже миллиардов кельвинов. Например, в звезды с массой m = 2m формируется чисто гелиевое ядро, где температура достигает 1,7 млрд. кельвинов. В ядре такой звезды возможные термоядерные реакции вплоть до образования кремния.

На диаграмме спектр-светимость после выгорания водорода в ядре звезда смещается вправо вверх, превращаясь в красного гиганта или сверхгиганта. Если масса звезды больше чем 5m, то как только из-за сжатия температура в ядре превысит, в нем начинает выгорать гелий. Тогда сразу же внешние слои звезды перестраиваются, конвекция в оболочке подавляется, и размеры звезды существенным образом уменьшаются. На диаграмме спектр-светимость звезда на протяжении нескольких сотен тысяч лет передвигается почти горизонтально влево к главной последовательности. Однако после того как запасы гелия в ядре исчерпываются, начинается дальнейшее сжатие ядра, которое сопровождается повторным образованием в звезды протяжной конвективной оболочки. Звезда снова передвигается вправо в зону красных сверхгигантов. Такой процесс повторяется несколько раз. Описывая на диаграмме спектр-светимость петли, звезда в моменты перестройки оболочки становится неустойчивой. В ее оболочке возникают и поддерживаются пульсации, то есть звезда становится пульсирующей.

§2.3 Последний этап эволюции звезд

Новые сверхновые звезды

Мы уже знаем, что появление новой звезды не представляет собой рождения звезды в месте, где ее до сих пор не было. Когда в астрономическую обсерваторию приходит телеграмма об открытии новой, астрономы приступают к ее наблюдению: фотографируют ту часть неба, где обнаружена вспышка, а также получают спектры новой звезды. Кроме того, астрономы просматривают многочисленные старые снимки этой области неба, чтобы узнать, какой величины была эта звезда до вспышки. И часто поиски оказываются удачными: на месте вспышки действительно ранее была видна слабая звездочка, не изменявшая сильно своего блеска. Особая же удача бывает, когда эту часть неба фотографировали накануне открытия новой. В этих случаях удается обнаружить и оценить звездную величину новой в период подъема ее блеска. Казалось бы, скромный успех? Но астрономы, увы, пока еще не обнаружили признаки, по которым можно предвидеть, что звезда готовится к вспышке. Не удалось пока застать и самое начало вспышки.

Чаще всего новую звезду обнаруживают, когда она уже стала медленно гаснуть, и значительно реже – до того момента, как она достигла наибольшего блеска (максимума).

Типичные новые звезды – это такие, у которых наблюдалась единственная вспышка, причем блеск их быстро увеличивался на 5-19 звездных величин, то есть в тысячи и даже миллионы раз, а затем новая начинала сравнительно медленно ослабевать и постепенно возвращаться к своему первоначальному слабому блеску.

Новые звезды очень разнообразны не только по характеру изменения блеска, но и по скорости его изменения. Вот, например, кривая блеска очень быстрой Новой Персея 1901 г. До вспышки эта звезда была, по-видимому, 13-й звездной величины. Открыта она была уже во время возрастания блеска как звездочка 11-й величины и за 27 часов увеличила блеск до 3-й величины. Затем, не сделав остановки, она несколько сбавила скорость нарастания блеска и еще спустя 38 часов достигла максимума блеска. Следовательно, на то, чтобы увеличить свой блеск, ей понадобилось всего трое суток. В максимуме она пробыла лишь несколько часов, и после быстрого (двухнедельного) первоначального ослабления блеск этой новой звезды стал колебаться и ослабление до минимума растянулось на 15 лет. Сейчас блеск ее колеблется между 12-й и 14-й звездными величинами.

Сверхновые звезды. Сверхновые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды. Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если нет — то I типа.

Сверхновые II типа: По современным представлениям, термоядерный синтез приводит со временем к обогащению состава внутренних областей звезды тяжёлыми элементами. В процессе термоядерного синтеза и образования тяжёлых элементов звезда сжимается, а температура в её центре растёт. (Эффект отрицательной теплоёмкости гравитирующего невырожденного вещества.) Если масса звезды достаточно велика, то процесс термоядерного синтеза доходит до логического завершения с образованием ядер железа и никеля, а сжатие продолжается. При этом термоядерные реакции будут продолжаться только в некотором слое звезды вокруг центрального ядра — там, где ещё осталось невыгоревшее термоядерное топливо. Центральное ядро сжимается все сильнее, и в некоторый момент из-за давления в нём начинают идти реакции нейтронизации — протоны начинают поглощать электроны, превращаясь в нейтроны. Это вызывает быструю потерю энергии, уносимой образующимися нейтрино (т.н. нейтринное охлаждение), так что ядро звезды сжимается и охлаждается. Процесс коллапса центрального ядра настолько быстро, что вокруг него образуется волна разрежения. Тогда вслед за ядром к центру звезды устремляется и оболочка. Далее происходит отскок вещества оболочки от ядра и образуется распространяющаяся наружу ударная волна, инициирующая термоядерные реакции. При этом выделяется достаточная энергия для сброса оболочки сверхновой с большой скоростью. Важное значение имеет процесс подпитки ударной волны энергией выходящих из центральной области нейтрино. Такой механизм взрыва относится к сверхновым II типа (SN II). Как показывает численное моделирование, ударная волна отскока не приводит к взрыву сверхновой. Она останавливается на расстоянии примерно 100—200 км от центра звезды. Учёт вращения и наличия магнитного поля позволяет численно смоделировать взрыв сверхновой (магниторотационный механизм взрыва сверхновых с коллапсирующим ядром). Считается, что образованием сверхновой II типа заканчивается эволюция всех звёзд, первоначальная масса которых превышает 8—10 масс Солнца. После взрыва остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра, а вокруг этих объектов в пространстве некоторое время существуют остатки оболочек взорвавшейся звезды в виде расширяющейся газовой туманности.

Сверхновые I типа: Несколько другим выглядит механизм вспышек сверхновых звёзд типа Іа (SN Ia). Это так называемая термоядерная сверхновая, в основе механизма взрыва которой лежит процесс термоядерного синтеза в плотном углеродно-кислородном ядре звезды. Предшественниками SN Ia являются белые карлики с массой, близкой к пределу Чандрасекара. Принято считать, что такие звезды могут образовываться при перетекании вещества от второй компоненты двойной звёздной системы. Это происходит, если вторая звезда системы выходит за пределы своей полости Роша или относится к классу звёзд со сверхинтенсивным звёздным ветром. При увеличении массы белого карлика постепенно увеличивается его плотность и температура. Наконец, при достижении температуры порядка 3×10⁸ K, возникают условия для термоядерного поджигания углеродно-кислородной смеси. От центра к внешним слоям начинает распространяться фронт горения, оставляя за собой продукты горения — ядра группы железа. Распространение фронта горения происходит в медленном дефлаграционном режиме и является неустойчивым к различным видам возмущений. Наибольшее значение имеет Релей-Тейлоровская неустойчивость, которая возникает из-за действия архимедовой силы на лёгкие и менее плотные продукты горения, по сравнению с плотной углеродно-кислородной оболочкой. Начинаются интенсивные крупномасштабные конвективные процессы, приводящие к ещё большему усилению термоядерных реакций и выделению необходимой для сброса оболочки сверхновой энергии. Скорость фронта горения увеличивается, возможна турбулизация пламени и образование ударной волны во внешних слоях звезды.