Еволюція зір гігантів
Зорі, які масивніші за Сонце від 8 разів масивніші за Сонце. Ці зорі не проходять стадію субгігантів так як самі собою уже є гігантами. Температура поверхні таких зір перевищує 10 000 градусів по Кельвіну. У зв'язку з цим такі зорі мають колір від біло-бакитного до блакитного в залежності від температури. Та світність яка в сотні разів перевищує світність Сонця. Такі зорі відносять до спектральник класів А, О та B. Частка таких зір дуже незначна так як чим масивніша зоря тим рідше вони зустрічаються у Всесвіті.
Еволюція зір масивніших за Сонце у 8 разів
У таких зір зразу після синтезу водню починаються реакції синтезу гелію у ядрі, це пов'язаною із достатньою температуру у ядрі , що дозволяє відразу запалити синтез гелію. Після виснаження запасів гелію у ядрі вони залишаються досить масивними, щоб продовжити синтез вуглецю та важчих елементів. Реакції можуть відбуватися за участі кремнію, магнію і до заліза. Термоядерні реакції зупиняються після утворення залізного ядра.
У зв'язку з тим, що енергія зв'язку заліза є найвищою і всі подальші реакції за участі заліза як і синтезу так і поділу відбуваються не за рахунок генерації енергії, а тільки з поглинанням енергії. Тому залізо не може бути джерелом енергії для подальших реакцій і залишається у надрах масивної зорі у вигляді залізного ядра.
Тим часом тиск та температура в залізному ядрі продовжують зростати і досягають рівня коли електрони буквально втискає у протони утворюючи нейтрон. Протони та електрони доволі м'які і легко з'єднуються, але проблема в тому, щоб їх наблизити один до одного. Щоб вони злилися потрібно, щоб вони наблизилися на певнукритичну відстань.
В цьому їм допомагає великий тиск та температура. Завдяки високій температурі електрони відірвані від ядра і легко з ними з'єднуються і це відбувається майже миттєво і для великої кількості атомів.
Тому колись надзвичайно масивне ядро зорі, яке раніше перевищувало за розмірми деякі менші зорі перетворюється у невелику сферу із нейтронів діаметром всього кілька десятків кілометрів. У результаті такого стиснення прямо у центі зорі з'являється порожнеча.
Як результат зоря починає обвалюватися сама у себе і матерія цієї зорі врізається у цю маленьку але дуже щільну та масивну сферу з нейтронів і досягає значної частини швидкості світла.
Даний процес супроводжується вивільнення колосальної енергії, яка настільки велика, що зоря буквально вибухає. Такі події називають спалахом наднової ІІ типу.
За короткий проміжок часу вивільняється стільки енергії скільки випромінюють 100 мільярдів звичайних зір і тому яскравість наднової може перевищувати світність власної галактики.
Еволюція нейтронних зір та їх особливості
Не дивлячись на потужність з якою вибухає зоря вона не вся розлітається на друзки.
Якщо зоря мала маси 8 мас Сонця то по собі вона залишає дивний об'єкт, те саме стиснуте ядро зі нейтронів і яке тепер класифікують, як нейтронна зоря.
Так як і чорні діри є об'єктами із найменшим розміром, але найбільшою густиною. Зазвичай вони мають радіус в межах 10 км і масою від 1,4 мас Сонця. Це так звана межа Чандасекара, яка є нижньою межою маси нейтронної зорі , а на рахунок верхньої межі є різні моделі, які дають різні результати від 1,8 - 3,5 мас Сонця.
В середині нейтронної зорі відсутні термоядерні реакції, тому що немає чому реагувати, тому вона лише поступово охолоджується
При цьому вона все ще може еволюціонувати завдяки зіткнення з іншими небесними тілами, або за рахунок перетікання речовини з атмосфери свого сусіда у подвійній системі.
Ці об'єкти утримуються частково від подальшого стиснення завдяки нейтронному виродженню(стан коли матерія уже не може стискатися) так само як білі карлики завдяки електронному виродженню.
Однак за розранками гравітація все ж таки перемагає для нейтронних зір з масою, що перевищують межу Толмана-Опенгеймера-Волкова. В залежності від хімічного вмісту, ця межа знаходиться у діапазоні від 2,2 - 2,9 мас Сонця. Наймасивніша відома нейтронна зоря(PSR J0952-0607) має масу 2,3 маси Сонця.
Якщо такий об'єкт перевищує межу маси то має зколапсувати у чорну діру, таким чином межа Толмана-Опенгеймера-Волкова є нижньою межою чорної діри. В тім найменш масивна чорна діра(XTE J1650-500), яку ми знаємо масивніша за Сонце у 3,8 разів.
Нейтронні зорі можуть мати поверхневі температури температури 100-ні тисяч Кельвінів, але через те, що відсутня генерація енергії, вони поступово охолоджуються. Наприклад нейтронна зоря, яка добре вивчена(RX J1856.5-3754) має температуру поверхні 434 000 Кельвінів. Для порівння температура поверхні Сонця 5800 Кельвінів.
Головною особливістю цих об'єктів - є густина, чайна ложка їхньої речовини матиме масу в декілька мільярдів тонн. Крім цього вони славляться швидкістю свого обертання, яке виникає в процесі їхнього утворення. Так як матерія стискається ближче до центру мас швидкість їхнього обертання зростає за законом збереження імпульсу.
Новоутворені нейтронні зорі можуть обертатися до декількох обертів на секунду. З усіх відомих нам об'єктів найбільша швидкість обертання у нейтронної зорі PSR J1748-2446ad, яка складає 716 обертів/секунду. Деякі нейтронні зорі здатні випромінювати вузькі пучки електромагнітних хвиль, причому вісь на якій розташовані пучки променів часто не співпадають з вісю обертання, такі об'єкти називають пульсарами. За певними сприятливими кутами нахилу, ці пучки можуть бути направлені на землю, що фіксується як періодичний сигнал.
