Старые звёзды малой массы

У звезды малой массы, в конце концов, скорость конвективного потока на каком-то уровне достигает второй космической скорости, оболочка отрывается, и звезда превращается в белый карлик, окружённый планетарной туманностью.

Гибель звёзд большой массы

В конце эволюции звезда боль­шой массы имеет очень слож­ное строение. В каждом слое свой химический состав, в не­скольких слоевых источниках протекают ядерные реакции, а в центре образуется желез­ное ядро.

Ядерные реакции с желе­зом не протекают, так как они требуют затраты (а не выде­ления) энергии. Поэтому же­лезное ядро быстро сжимает­ся, температура и плотность в нем увеличиваются, достигая фантастических величин — температуры 109 K и давления 109 кг/м3.

В этот момент начинаются два важнейших процес­са, идущие в ядре одновременно и очень быстро (по-видимому, за минуты). Первый заключается в том, что при столкно­вениях ядер атомы железа распадаются на 14 атомов гелия, второй — в том, что электроны «вдавливаются» в протоны, образуя нейтроны. Оба процесса связаны с поглощением энер­гии, и температура в ядре (также и давление) мгновенно па­дает. Внешние слои звезды начинают падение к центру.

Падение внешних слоёв приводит к резкому повышению температуры в них. Начинают гореть водород, гелий, углерод. Это сопровождается мощным потоком нейтронов, который идёт из центрального ядра. В результате происходит мощнейший ядерный взрыв, сбрасывающий внешние слои звезды, уже со­держащие все тяжёлые элементы, вплоть до калифорния. По современным воззрениям все атомы тяжёлых химических эле­ментов (т. е. более тяжёлых, чем гелий) образовались во Все­ленной именно во вспышках сверхновых. На месте взорвав­шейся сверхновой остаётся в зависимости от массы взорвав­шейся звезды либо нейтронная звезда, либо чёрная дыра.

На изображении наглядно показаны все этапы эволюции звезды.