Внутри гелиевого ядра образуется новое углеродное ядро, и температура в центре его продолжает расти. При температуре 600 000 000 °C из углерода начинает синтезироваться магний. При 2 000 000 000 °C атомы магния образуют серу, а при 4 000 000 000 °C из атомов серы синтезируется железо. (На каждой стадии имеется также несколько сложных побочных реакций.)

Когда звезда начинает сжигать гелий и образует все более и более сложные ядра, она вступает в свою последнюю стадию (см. рис. 8, б). В реакциях синтеза ядер из гелия выделяется сравнительно мало энергии. В реакции синтеза водорода при образовании каждого ядра гелия выделяется энергия 27,5 Мэв,а при переходе от гелия к железу энергия, выделяющаяся при сгорании одного атома гелия, составляет менее 9 Мэв.

Это означает, что звезда, прошедшая стадию водородного синтеза, уже израсходовала приблизительно 2/ 3всех имевшихся запасов ядерной энергии. Последующие изменения должны протекать все быстрее и быстрее, чтобы выделялось достаточно энергии и температура звезды становилась больше и больше. Звезда может перейти от стадии магниевого синтеза к стадии синтеза серы за столетие или даже меньше.

Когда начинает образовываться железо (см. рис. 8, в) звезда вступает в последнюю стадию своего развития поскольку речь идет о термоядерных реакциях, так как ядра железа очень компактны и содержат минимум энергии. Чтобы ядро железа превратить в более сложное ядро при помощи реакции синтеза или в менее сложное посредством реакции деления, необходим приток энергии.

Рис. 8. Эволюция звезды.

Астрономы предполагают, что единственным источником такой энергии может быть только гравитационное поле. Так возродилась теория Гельмгольца о гравитационном сжатии как источнике излучения, но в сильно измененной и более катастрофической форме. Для получения энергии, необходимой для превращения железа обратно в гелий, гравитационное сжатие (коллапс) должно произойти с феноменальной скоростью, т. е. менее чем за день звезда должна сжаться до крошечных размеров.

В результате внезапного и быстрого коллапса вещество звезды сжимается до такой степени, что ядра подходят друг к другу значительно ближе, чем в обычном веществе. Звезда становится белым карликом,состоящим из вырожденного вещества,плотность которого достигает сотен тонн в 1 см 3.В процессе коллапса сильно сжимается и вещество во внешних областях, где еще имеются остатки исходного горючего звезды и даже водорода. Когда это горючее сжимается, его температура резко возрастает и мгновенно начинается термоядерная реакция. Так образуется сверхновая— звезда, которая за короткое время излучает энергию со скоростью, во много миллионов раз превышающей скорость излучения обычной звезды. В течение нескольких недель она может излучать энергию, как целая галактика обыкновенных звезд.

Не исключено, что гигантская катастрофа сверхновой играет важную роль во Вселенной. В настоящее время астрономы считают, что в молодости Вселенная состояла только из водорода. Более сложные атомы вплоть до железа медленно образовывались в центрах звезд. Каждая сверхновая благодаря огромному количеству мгновенно освобождаемой энергии могла бы образовать ядра более сложные, чем железо, а затем, взрываясь, рассеять все образовавшиеся атомы в пространство. Благодаря сверхновым, которые взрывались с начала образования Вселенной, вещество, распределенное между звездами, сравнительно богато тяжелыми атомами. Звезды, медленно образующиеся из этого межзвездного вещества (которое когда-то было веществом более ранних звезд), называются вторичными.Вторичные звезды сравнительно богаты тяжелыми атомами, хотя в результате процессов, происходящих в ядрах этих звезд, они не образуются. Такой вторичной звездой является наше Солнце, а Земля существует в своем теперешнем виде только потому, что составляющие ее атомы образовались когда-то в звездах, которые давным-давно взорвались, и если они еще и существуют, то только в виде белых карликов, затерянных в безграничных просторах Вселенной.

По относительной концентрации различных ядер во Вселенной астрономы пытаются понять, какие реакции протекают в центрах звезд на различных этапах, стараясь обосновать все еще не подтвержденную гипотезу эволюции звезд.

Появление сверхновой — довольно редкое явление. Подсчитано, что в любой галактике за тысячу лет появляется только три сверхновых. Полагают, что за последнюю тысячу лет в нашей галактике — Млечном Пути возникли три сверхновых звезды, причем последняя появилась в 1604 году, как раз перед изобретением телескопа.

В наши дни сверхновая может возникнуть в любой момент, и нам остается только надеяться, что к этому времени в области нейтринной астрономии ученые добьются определенных успехов.

После опубликования работ американских физиков Филиппа Моррисона и Хонг-Йи Цзу из Принстонского университета появилась надежда, что это время не за горами. В поисках новых ядерных взаимодействий, которые объяснили бы этапы звездной эволюции, они исследовали характер электрон-позитронного взаимодействия. Обычно такое взаимодействие приводит к образованию двух фотонов -лучей. Однако имеется небольшой шанс, что вместо -квантов образуются нейтрино и антинейтрино, т. е.

е – + ' е +– > + '.

В такой реакции выполняются все законы сохранения. Сохраняется электрический заряд (так как -1 + 1 = = 0 + 0), сохраняется и лептонное число (так как 1–1 = 1–1).

В обычных условиях образование нейтрино при электрон-позитронном взаимодействии чрезвычайно маловероятно. На каждую возникшую таким образом пару нейтрино-антинейтрино приходится по крайней мере 10 20пар фотонов. Поэтому, казалось бы, этим источником нейтрино можно пренебречь.