23.2: تطور النجوم الضخمة - نهاية متفجرة
- Page ID
- 197419
أهداف التعلم
في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:
- وصف الجزء الداخلي لنجم ضخم قبل السوبرنوفا
- شرح خطوات الانهيار والانفجار الأساسي
- ضع قائمة بالمخاطر المرتبطة بالمستعرات الأعظمية القريبة
بفضل الخسارة الجماعية، إذن، من المحتمل أن تنهي النجوم ذات الكتل الأولية التي تصل كتلتها إلى 8 كتل على الأقل\(M_{\text{Sun}}\) (وربما أكثر) حياتها كأقزام بيضاء. لكننا نعلم أن النجوم يمكن أن تحتوي على كتل كبيرة تصل إلى 150 (أو أكثر)\(M_{\text{Sun}}\). لديهم نوع مختلف من الموت في انتظارهم. كما سنرى، تموت هذه النجوم بانفجار.
الاندماج النووي للعناصر الثقيلة
بعد استنفاد الهيليوم الموجود في جوهره (انظر تطور المزيد من النجوم الضخمة)، يأخذ تطور النجم الضخم مسارًا مختلفًا تمامًا عن مسار النجوم ذات الكتلة المنخفضة. في النجوم الضخمة، يكون وزن الطبقات الخارجية كافيًا لإجبار قلب الكربون على الانقباض حتى يصبح ساخنًا بدرجة كافية لدمج الكربون في الأكسجين والنيون والمغنيسيوم. تتكرر دورة الانكماش والتدفئة واشتعال وقود نووي آخر عدة مرات. بعد استنفاد كل نوع من الوقود النووي المحتمل، تنقبض النواة مرة أخرى حتى تصل إلى درجة حرارة جديدة عالية بما يكفي لدمج النوى التي لا تزال أثقل. يمكن تحويل منتجات اندماج الكربون بشكل أكبر إلى السيليكون والكبريت والكالسيوم والأرجون. ويمكن لهذه العناصر، عند تسخينها إلى درجة حرارة لا تزال أعلى، أن تتحد لإنتاج الحديد. تمر النجوم الضخمة بهذه المراحل بسرعة كبيرة جدًا. في النجوم الضخمة حقًا، قد تستغرق بعض مراحل الاندماج في النهاية شهورًا أو حتى أيامًا فقط! هذا بعيد كل البعد عن ملايين السنين التي يقضونها في مرحلة التسلسل الرئيسي.
في هذه المرحلة من تطورها، يشبه النجم الضخم البصل بنواة حديدية. عندما نبتعد عن المركز، نجد أصدافًا ذات درجة حرارة منخفضة تتضمن التفاعلات النووية نوى ذات كتلة منخفضة تدريجيًا - السيليكون والكبريت والأكسجين والنيون والكربون والهيليوم وأخيرًا الهيدروجين (الشكل\(\PageIndex{1}\)).
ولكن هناك حد للمدة التي يمكن أن تستمر فيها عملية بناء العناصر عن طريق الاندماج. تبين أن دمج السيليكون في الحديد هو الخطوة الأخيرة في تسلسل إنتاج العناصر غير المتفجرة. حتى هذه النقطة، أنتج كل تفاعل اندماج طاقة لأن نواة كل منتج اندماج كانت أكثر استقرارًا قليلاً من النوى التي شكلته. كما تمت مناقشته في The Sun: A Nuclear Powerhouse، تتخلى نوى الضوء عن بعض طاقتها الرابطة في عملية الاندماج في نوى أثقل وأكثر ارتباطًا. هذه الطاقة المنبعثة هي التي تحافظ على الضغط الخارجي في القلب حتى لا ينهار النجم. ولكن من بين جميع النوى المعروفة، فإن الحديد هو الأكثر تقييدًا وبالتالي الأكثر استقرارًا.
قد تفكر في الموقف على هذا النحو: كل النوى الصغيرة تريد أن «تنمو» لتصبح مثل الحديد، وهي على استعداد للدفع (إنتاج الطاقة) للتحرك نحو هذا الهدف. لكن الحديد نواة ناضجة تتمتع بتقدير جيد للذات، وهي راضية تمامًا عن الحديد؛ فهي تتطلب الدفع (يجب أن تمتص الطاقة) لتغيير هيكلها النووي المستقر. هذا هو عكس ما حدث في كل تفاعل نووي حتى الآن: فبدلاً من توفير الطاقة لموازنة الجذب الداخلي للجاذبية، فإن أي تفاعلات نووية تشمل الحديد ستزيل بعض الطاقة من قلب النجم.
غير قادر على توليد الطاقة، يواجه النجم الآن كارثة.
تنهار إلى كرة من النيوترونات
عندما تتوقف التفاعلات النووية، يتم دعم جوهر النجم الضخم بالإلكترونات المتدهورة، تمامًا مثل القزم الأبيض. بالنسبة للنجوم التي تبدأ تطورها بكتل لا تقل عن 10\(M_{\text{Sun}}\)، فمن المحتمل أن يكون هذا اللب مصنوعًا أساسًا من الحديد. (بالنسبة للنجوم ذات الكتل الأولية في النطاق من 8 إلى 10\(M_{\text{Sun}}\)، من المحتمل أن يكون اللب مصنوعًا من الأكسجين والنيون والمغنيسيوم، لأن النجم لا يسخن أبدًا بما يكفي لتشكيل عناصر ثقيلة مثل الحديد. من الصعب جدًا تحديد التركيب الدقيق لنوى النجوم في هذا النطاق الكتلي بسبب الخصائص الفيزيائية المعقدة في النوى، خاصة عند الكثافات ودرجات الحرارة العالية جدًا.) سنركز على نوى الحديد الأكثر ضخامة في مناقشتنا.
بينما لا يتم توليد طاقة داخل قلب القزم الأبيض للنجم، لا يزال الاندماج يحدث في الأصداف المحيطة بالنواة. عندما تنتهي الأصداف من تفاعلات الاندماج وتتوقف عن إنتاج الطاقة، يسقط رماد التفاعل الأخير على قلب القزم الأبيض، مما يزيد من كتلته. كما يوضح الشكل\(23.1.1\) في القسم 23.1، الكتلة الأعلى تعني نواة أصغر. يمكن أن ينقبض النواة لأنه حتى الغاز المتدهور لا يزال في الغالب مساحة فارغة. والإلكترونات والنواة الذرية صغيرة للغاية في نهاية المطاف. قد تكون الإلكترونات والنواة في النواة النجمية مزدحمة مقارنة بالهواء في غرفتك، ولكن لا تزال هناك مساحة كبيرة بينهما.
تقاوم الإلكترونات في البداية الازدحام بالقرب من بعضها البعض، وبالتالي يتقلص اللب بكمية صغيرة فقط. ومع ذلك، في نهاية المطاف، يصل قلب الحديد إلى كتلة كبيرة جدًا لدرجة أن الإلكترونات المتدهورة لم تعد قادرة على دعمها. عندما تصل الكثافة إلى 4 × 10 11 جم/سم 3 (400 مليار مرة من كثافة الماء)، يتم ضغط بعض الإلكترونات فعليًا في النوى الذرية، حيث تتحد مع البروتونات لتكوين النيوترونات والنيوترينوات. هذا التحول ليس شيئًا مألوفًا في الحياة اليومية، ولكنه يصبح مهمًا جدًا مع انهيار نواة النجوم الضخمة هذه.
اختفت بعض الإلكترونات الآن، لذلك لم يعد بإمكان النواة مقاومة كتلة التكسير للطبقات المغطية للنجم. يبدأ القلب في الانكماش بسرعة. يتم الآن دفع المزيد والمزيد من الإلكترونات إلى النوى الذرية، والتي تصبح في النهاية مشبعة بالنيوترونات لدرجة أنها لا تستطيع التمسك بها.
عند هذه النقطة، يتم إخراج النيوترونات من النواة ويمكنها أن تمارس قوة جديدة. كما هو الحال بالنسبة للإلكترونات، اتضح أن النيوترونات تقاوم بشدة التواجد في نفس المكان والتحرك بنفس الطريقة. إن القوة التي يمكن أن تمارسها مثل هذه النيوترونات المتدهورة أكبر بكثير من تلك التي تنتجها الإلكترونات المتدهورة، لذلك ما لم يكن النواة ضخمًا جدًا، يمكنها في النهاية إيقاف الانهيار.
وهذا يعني أن النواة المنهارة يمكن أن تصل إلى حالة مستقرة ككرة مكسرة مصنوعة أساسًا من النيوترونات، والتي يطلق عليها علماء الفلك النجم النيوتروني. ليس لدينا رقم دقيق («حد Chandrasekhar») للكتلة القصوى للنجم النيوتروني، لكن الحسابات تخبرنا أن الحد الأعلى للكتلة لجسم مصنوع من النيوترونات قد يكون حوالي 3 فقط\(M_{\text{Sun}}\). لذلك إذا كانت كتلة النواة أكبر من هذا، فحتى التحلل النيوتروني لن يكون قادرًا على إيقاف النواة من الانهيار أكثر. يجب أن ينتهي الأمر بالنجم المحتضر كشيء مضغوط للغاية، والذي كان يُعتقد حتى وقت قريب أنه مجرد نوع واحد ممكن من الأجسام - حالة الضغط النهائي المعروفة باسم الثقب الأسود (وهو موضوع الفصل التالي). هذا لأنه لا يُعتقد بوجود قوة يمكن أن توقف الانهيار خارج مرحلة النجم النيوتروني.
الانهيار والانفجار
عندما تتوقف النيوترونات المتدهورة عن انهيار نواة نجمة عالية الكتلة، يتم إنقاذ النواة من المزيد من التدمير، ولكن اتضح أن بقية النجم يتم تفجيرها حرفيًا. وإليك كيف يحدث ذلك.
يكون الانهيار الذي يحدث عند امتصاص الإلكترونات في النواة سريعًا جدًا. في أقل من ثانية، ينهار قلب كتلته حوالي 1\(M_{\text{Sun}}\)، والذي كان في الأصل بحجم الأرض تقريبًا، إلى قطر أقل من 20 كيلومترًا. تصل السرعة التي تسقط بها المادة إلى الداخل إلى ربع سرعة الضوء. لا يتوقف الانهيار إلا عندما تتجاوز كثافة النواة كثافة النواة الذرية (وهو الشكل الأكثر كثافة للمادة التي نعرفها). نجم النيوترون النموذجي مضغوط جدًا لدرجة أنه لتكرار كثافته، سيتعين علينا ضغط جميع الأشخاص في العالم في مكعب سكر واحد! سيعطينا هذا قيمة مكعب سكر واحد (قيمة سنتيمتر مكعب واحد) لنجم نيوتروني.
يقاوم قلب النيوترون المتحلل بشدة المزيد من الضغط، مما يوقف الانهيار فجأة. تبدأ صدمة الصدمة المفاجئة موجة صدمة تبدأ في الانتشار إلى الخارج. ومع ذلك، فإن هذه الصدمة وحدها لا تكفي لإحداث انفجار نجمي. يتم امتصاص الطاقة الناتجة عن المادة المتدفقة بسرعة بواسطة النوى الذرية في طبقات الغاز الكثيفة والمغطاة، حيث تقوم بتكسير النوى إلى نيوترونات وبروتونات فردية.
يشير فهمنا للعمليات النووية (كما ذكرنا أعلاه) إلى أنه في كل مرة يندمج فيها إلكترون وبروتون في قلب النجم لتكوين نيوترون، يطلق الاندماج نيوترينو. هذه الجسيمات الشبحية دون الذرية، التي تم إدخالها في The Sun: A Nuclear Powerhouse، تحمل بعضًا من الطاقة النووية. إن وجودهم هو الذي يطلق الانفجار الكارثي النهائي للنجم. الطاقة الإجمالية الموجودة في النيوترينوات ضخمة. في الثانية الأولى من انفجار النجم، تكون الطاقة التي تحملها النيوترينوات (10 46 واط) أكبر من الطاقة التي تنتجها جميع النجوم في أكثر من مليار مجرة.
في حين أن النيوترينوات عادة لا تتفاعل كثيرًا مع المادة العادية (اتهمناها سابقًا بأنها معادية للمجتمع تمامًا)، فإن المادة القريبة من مركز النجم المنهار كثيفة جدًا لدرجة أن النيوترينوات تتفاعل معها إلى حد ما. إنها تودع بعضًا من هذه الطاقة في طبقات النجم خارج النواة مباشرة. تعمل هذه المدخلات الضخمة والمفاجئة من الطاقة على عكس سقوط هذه الطبقات ودفعها للخارج بشكل متفجر. يتم بعد ذلك إخراج معظم كتلة النجم (باستثناء تلك التي دخلت النجم النيوتروني في القلب) إلى الخارج إلى الفضاء. كما رأينا سابقًا، يتطلب مثل هذا الانفجار نجمًا لا يقل عن 8\(M_{\text{Sun}}\)، ويمكن أن يكون للنجم النيوتروني كتلة لا تزيد عن 3\(M_{\text{Sun}}\). وبالتالي، يتم إخراج ما لا يقل عن خمسة أضعاف كتلة شمسنا إلى الفضاء في كل حدث متفجر من هذا القبيل!
يسمى الانفجار الناتج بالسوبرنوفا (الشكل\(\PageIndex{2}\)). عندما تحدث هذه الانفجارات في مكان قريب، يمكن أن تكون من بين الأحداث السماوية الأكثر إثارة، كما سنناقش في القسم التالي. (في الواقع، هناك نوعان مختلفان على الأقل من انفجارات السوبرنوفا: النوع الذي وصفناه، وهو انهيار نجم ضخم، يُطلق عليه، لأسباب تاريخية، المستعر الأعظم من النوع الثاني. سنصف كيف تختلف الأنواع لاحقًا في هذا الفصل).
\(\PageIndex{1}\)يلخص الجدول المناقشة حتى الآن حول ما يحدث للنجوم والأجسام تحت النجمية ذات الكتل الأولية المختلفة في نهاية حياتها. مثل الكثير من فهمنا العلمي، تمثل هذه القائمة تقريرًا مرحليًا: إنه أفضل ما يمكننا القيام به مع نماذجنا وملاحظاتنا الحالية. قد تتغير حدود الكتلة المقابلة للنتائج المختلفة إلى حد ما مع تحسين النماذج. هناك الكثير الذي لا نفهمه حتى الآن حول تفاصيل ما يحدث عندما تموت النجوم.
| الكتلة الأولية (كتلة الشمس = 1) 1 | الحالة النهائية في نهاية عمرها |
|---|---|
| < 0.01 | كوكب |
| 0.01 إلى 0.08 | قزم بني |
| من 0.08 إلى 0.25 | قزم أبيض مصنوع في الغالب من الهيليوم |
| 0.25 إلى 8 | قزم أبيض مصنوع في الغالب من الكربون والأكسجين |
| من 8 إلى 10 | قزم أبيض مصنوع من الأكسجين والنيون والمغنيسيوم |
| من 10 إلى 40 | انفجار السوبرنوفا الذي يترك نجمًا نيوترونيًا |
| > 40 | انفجار السوبرنوفا الذي يترك ثقبًا أسود |
السوبرنوفا جيفيث والمستعر الأعظم تاكيث أواي
بعد انفجار السوبرنوفا، تنتهي حياة نجم ضخم. لكن موت كل نجم ضخم هو حدث مهم في تاريخ مجرته. يتم الآن «إعادة تدوير» العناصر التي تراكمت عن طريق الاندماج خلال حياة النجم إلى الفضاء بسبب الانفجار، مما يجعلها متاحة لإثراء الغاز والغبار اللذين يكوّنان نجومًا وكواكب جديدة. نظرًا لأن هذه العناصر الثقيلة التي تطلقها المستعرات الأعظمية ضرورية لتكوين الكواكب وأصل الحياة، فمن العدل القول إنه بدون فقدان الكتلة من المستعرات الأعظمية والسدم الكوكبية، لن يكون مؤلفو هذا الكتاب ولا قراؤه موجودين.
لكن انفجار السوبرنوفا له مساهمة إبداعية أخرى، تلك التي أشرنا إليها في «النجوم من المراهقة إلى الشيخوخة» عندما سألنا من أين أتت الذرات في مجوهراتك. ينتج انفجار السوبرنوفا فيضًا من النيوترونات النشطة التي تتدفق عبر المادة المتوسعة. يمكن امتصاص هذه النيوترونات بواسطة الحديد والنواة الأخرى حيث يمكن أن تتحول إلى بروتونات. وبالتالي، فإنها تبني عناصر أكثر ضخامة من الحديد، بما في ذلك العناصر الأرضية المفضلة مثل الذهب والفضة. هذا هو المكان الوحيد الذي نعرفه حيث يمكن صنع ذرات أثقل مثل الرصاص أو اليورانيوم. في المرة القادمة التي ترتدي فيها بعض المجوهرات الذهبية (أو تعطي بعضها لحبيبتك)، ضع في اعتبارك أن ذرات الذهب هذه كانت ذات يوم جزءًا من نجم متفجر!
عندما تنفجر المستعرات الأعظمية، يتم إخراج هذه العناصر (بالإضافة إلى العناصر التي صنعها النجم خلال الأوقات الأكثر استقرارًا) إلى الغاز الموجود بين النجوم وخلطها معها. وبالتالي، تلعب المستعرات الأعظمية دورًا مهمًا في إثراء مجرتها بعناصر أثقل، مما يسمح، من بين أمور أخرى، بالعناصر الكيميائية التي تشكل الكواكب الشبيهة بالأرض ولبنات بناء الحياة بأن تصبح أكثر شيوعًا مع مرور الوقت (الشكل\(\PageIndex{3}\)).
يُعتقد أيضًا أن المستعرات الأعظمية هي مصدر العديد من جزيئات الأشعة الكونية عالية الطاقة التي تمت مناقشتها في Cosmic Rays. تستمر جزيئات النجوم المتفجرة، المحاصر في المجال المغناطيسي للمجرة، في الدوران حول اللولب الشاسع لمجرة درب التبانة. يتوقع العلماء أن الأشعة الكونية عالية السرعة التي تضرب المادة الجينية لكائنات الأرض على مدى مليارات السنين ربما تكون قد ساهمت في الطفرات الثابتة - التغييرات الطفيفة في الشفرة الجينية - التي تدفع تطور الحياة على كوكبنا. بكل الطرق التي ذكرناها، لعبت المستعرات الأعظمية دورًا في تطوير أجيال جديدة من النجوم والكواكب والحياة.
لكن المستعرات الأعظمية لها أيضًا جانب مظلم. لنفترض أن أحد أشكال الحياة يعاني من سوء الحظ في التطور حول نجم يقع بالقرب من نجم ضخم من المقرر أن يصبح مستعرًا أعظم. قد تجد أشكال الحياة هذه نفسها منهكة عندما تصل الإشعاع القاسي والجسيمات عالية الطاقة من انفجار النجم المجاور إلى عالمها. إذا كان من الممكن، كما يتوقع بعض علماء الفلك، أن تتطور الحياة على العديد من الكواكب حول النجوم طويلة العمر (ذات الكتلة المنخفضة)، فإن ملاءمة نجم تلك الحياة وكوكبها قد لا تكون كل ما يهم لتطورها وبقائها على المدى الطويل. ربما تكون الحياة قد تشكلت حول عدد من النجوم المستقرة اللطيفة فقط ليتم محوها لأن نجمًا ضخمًا قريبًا تحول فجأة إلى سوبر نوفا. مثلما قد يجد الأطفال المولودون في منطقة حرب أنفسهم ضحايا ظالمين لمنطقتهم العنيفة، فإن الحياة القريبة جدًا من نجم يتحول إلى سوبر نوفا قد تقع فريسة لولادة في المكان الخطأ في الوقت الخطأ.
ما هي المسافة الآمنة التي يجب أن تكون من انفجار السوبرنوفا؟ يعتمد الكثير على عنف الانفجار المعين، ونوع السوبرنوفا (انظر تطور أنظمة Binary Star)، ومستوى الدمار الذي نحن على استعداد لقبوله. تشير الحسابات إلى أن مستعر أعظم على بعد أقل من 50 سنة ضوئية منا سينهي بالتأكيد كل الحياة على الأرض، وأنه حتى لو كان على بعد 100 سنة ضوئية سيكون له عواقب وخيمة على مستويات الإشعاع هنا. قد يكون الانقراض الطفيف لمخلوقات بحرية منذ حوالي مليوني عام على الأرض ناتجًا بالفعل عن مستعر أعظم على مسافة حوالي 120 سنة ضوئية.
والخبر السار هو أنه لا توجد في الوقت الحاضر نجوم ضخمة تعد بأن تصبح مستعرات عظمية في غضون 50 سنة ضوئية من الشمس. (ويرجع ذلك جزئيًا إلى أن أنواع النجوم الضخمة التي تصبح مستعرات عظمية نادرة جدًا بشكل عام.) يقع النجم الضخم الأقرب إلينا، سبيكا (في كوكبة برج العذراء)، على بعد حوالي 260 سنة ضوئية، وربما مسافة آمنة، حتى لو انفجر كمستعر أعظم في المستقبل القريب.
مثال\(\PageIndex{1}\): الجاذبية الشديدة
في هذا القسم، تعرفت على بعض الأشياء الكثيفة جدًا. كيف ستؤثر جاذبية هذه الأشياء عليك؟ تذكر أن قوة الجاذبية بين جسمين تُحسب على النحو التالي\(F\)
\[F=G\dfrac{M_1M_2}{R^2} \nonumber\]
\(G\)أين ثابت الجاذبية\(6.67 \times 10^{–11} \text{ Nm}^2/\text{kg}^2\)،\(M_1\)\(M_2\) وهي كتل الجسمين،\(R\) وانفصالهما. أيضًا، من قانون نيوتن الثاني،
\[F=M \times a \nonumber\]
\(a\)أين تسارع الجسم بالكتلة\(M\).
لذلك دعونا ننظر في حالة وجود كتلة - على سبيل المثال، أنت - تقف على جسم، مثل الأرض أو قزم أبيض (حيث نفترض أنك سترتدي بدلة فضائية مقاومة للحرارة). أنت\(M_1\) والجسد الذي تقف عليه هو\(M_2\). المسافة بينك وبين مركز ثقل الجسم الذي تقف عليه هي نصف قطره\(R\). القوة التي تمارس عليك هي
\[F=M_1 \times a=G\dfrac{M_1M_2}{R^2} \nonumber\]
نحصل\(a\) على حل لمشكلة تسارع الجاذبية في هذا العالم
\[g= \frac{ \left(G \times M \right)}{R^2} \nonumber\]
لاحظ أننا استبدلنا الرمز العام للتسارع\(a\)، بالرمز الذي يستخدمه العلماء لتسريع الجاذبية،\(g\).
لنفترض أن قزمًا أبيض معينًا كتلته الشمس (2 × 10 30 كجم) ولكن نصف قطر الأرض (6.4 × 10 6 م). ما تسارع الجاذبية على سطح القزم الأبيض؟
الحل
تسارع الجاذبية على سطح القزم الأبيض هو
\[ g \text{ (white dwarf)} = \frac{ \left( G \times M_{\text{Sun}} \right)}{R_{\text{Earth}}^2} = \frac{ \left( 6.67 \times 10^{−11} \text{ m}^2/\text{kg s}^2 \times 2 \times 10^{30} \text{ kg} \right)}{ \left( 6.4 \times 10^6 \text{ m} \right)^2}= 3.26 \times 10^6 \text{ m}/\text{s}^2 \nonumber\]
قارن ذلك بـ g على سطح الأرض، أي 9.8 m/s 2.
التمارين\(\PageIndex{1}\)
ما مقدار تسارع الجاذبية على السطح إذا كان للقزم الأبيض ضعف كتلة الشمس ونصف قطر الأرض فقط؟
- إجابة
-
\[ g \text{ (white dwarf)} = \frac{ \left( G \times 2M_{\text{Sun}} \right)}{ \left( 0.5R_{\text{Earth}} \right)^2}= \frac{ \left(6.67 \times 10^{−11} \text{ m}^2/\text{kg s}^2 \times 4 \times 10^{30} \text{ kg} \right)}{ \left(3.2 \times 10^6 \right)^2}=2.61 \times 10^7 \text{ m}/\text{s}^2 \nonumber\]
ملخص
في النجوم الضخمة، يتبع اندماج الهيدروجين في القلب العديد من تفاعلات الاندماج الأخرى التي تتضمن عناصر أثقل. قبل أن يستنفد النجم الضخم جميع مصادر الطاقة، يحتوي على نواة حديدية محاطة بقذائف من السيليكون والكبريت والأكسجين والنيون والكربون والهيليوم والهيدروجين. يتطلب اندماج الحديد الطاقة (بدلاً من إطلاقها). إذا تجاوزت كتلة النواة الحديدية للنجم حد Chandrasekhar (ولكنها أقل من 3\(M_{\text{Sun}}\))، فإن النواة تنهار حتى تتجاوز كثافتها كثافة النواة الذرية، مكونًا نجمًا نيوترونيًا بقطر نموذجي يبلغ 20 كيلومترًا. يرتد القلب وينقل الطاقة إلى الخارج، وينفخ عن الطبقات الخارجية للنجم في انفجار مستعر أعظم من النوع الثاني.
الحواشي
1 قد تنتج النجوم في نطاقات الكتلة 0.25-8 و8-10 لاحقًا نوعًا من السوبرنوفا يختلف عن النوع الذي ناقشناه حتى الآن. تمت مناقشة هذه الأمور في تطور أنظمة النجوم الثنائية.
مسرد المصطلحات
- نجمة نيوترون
- جسم مضغوط ذو كثافة عالية للغاية يتكون بالكامل تقريبًا من النيوترونات
- مستعر أعظم من النوع الثاني
- انفجار نجمي ينتج عند نقطة نهاية تطور النجوم التي تتجاوز كتلتها حوالي 10 أضعاف كتلة الشمس