موضوع ارائه: تولد و تکامل ستارگان. تولد و تکامل ستارگان تکامل ستارگان ارائه زندگی و مرگ تولد

اسلاید 1

اسلاید 2

اسلاید 3

اسلاید 4

اسلاید 5

اسلاید 6

اسلاید 7

اسلاید 8

اسلاید 9

اسلاید 10

اسلاید 11

اسلاید 12

اسلاید 13

اسلاید 14

• ارائه

• موضوع: تولد و تکامل ستارگان

• رودکینا ال آر.

• دانشیار، گروه الکترونیک، IIBS

• VGUES، 2009

• تولد ستاره ها

• زندگی یک ستاره

• کوتوله های سفید و سوراخ های نوترونی

• سیاه چاله ها

• مرگ ستاره ها

اهداف و مقاصد

• عمل نیروهای گرانشی در کیهان را که منجر به تشکیل ستارگان می شود، معرفی کنید.

• روند تکامل ستارگان را در نظر بگیرید.

• مفهوم سرعت فضایی ستارگان را بیان کنید.

• ماهیت فیزیکی ستارگان را شرح دهید.

ستاره ای متولد می شود

ستاره ای متولد می شود

ستاره ای متولد می شود

زندگی یک ستاره

زندگی یک ستاره

• طول عمر یک ستاره عمدتاً به جرم آن بستگی دارد. طبق محاسبات نظری، جرم یک ستاره می تواند متفاوت باشد 0,08 قبل از 100 توده های خورشیدی

• هر چه جرم یک ستاره بیشتر باشد، هیدروژن سریعتر می سوزد و عناصر سنگین تری می توانند در طول همجوشی گرما هسته ای در اعماق آن تشکیل شوند. در مرحله پایانی تکامل، زمانی که احتراق هلیوم در قسمت مرکزی ستاره آغاز می شود، دنباله اصلی را ترک می کند و بسته به جرم آن به یک غول آبی یا قرمز تبدیل می شود.

زندگی یک ستاره

زندگی یک ستاره

مرگ یک ستاره

کتابشناسی - فهرست کتب:

• ستارگان Shklovsky I. S.: تولد، زندگی و مرگ آنها. - M.: Nauka، تحریریه اصلی ادبیات فیزیکی و ریاضی، 1984. - 384 ص.

• ولادیمیر سوردین چگونه ستارگان متولد می شوند - روبریک "Planetarium"، در سراسر جهان، شماره 2 (2809)، فوریه 2008

کنترل سوالات

• ستاره ها از کجا می آیند؟

• چگونه بوجود می آیند؟

• از آنجایی که عمر ستارگان محدود است، باید در زمان محدودی پدید آیند. چگونه می توانیم چیزی در مورد این فرآیند یاد بگیریم؟

• آیا امکان مشاهده ستارگان در حال شکل گیری در آسمان وجود دارد؟

• آیا شاهد تولد آنها هستیم؟

کتاب های استفاده شده

• اسلاید 1

  تکامل ستارگان

  

  اسلاید 2

  کیهان از 98 درصد ستاره تشکیل شده است. آنها همچنین عنصر اصلی کهکشان هستند.

  ستاره ها توپ های عظیمی از هلیوم و هیدروژن و همچنین گازهای دیگر هستند. جاذبه آنها را به داخل می کشد و فشار گاز داغ آنها را بیرون می راند و تعادل ایجاد می کند. انرژی یک ستاره در هسته آن وجود دارد، جایی که هلیوم در هر ثانیه با هیدروژن برهمکنش می کند.

  

  اسلاید 3

  مسیر زندگی ستارگان یک چرخه کامل است - تولد، رشد، دوره فعالیت نسبتاً آرام، عذاب، مرگ، و شبیه مسیر زندگی یک ارگانیسم فردی است.

  ستاره شناسان قادر به ردیابی زندگی یک ستاره از ابتدا تا انتها نیستند. حتی کوتاه‌ترین ستاره‌ها میلیون‌ها سال وجود دارند - طولانی‌تر از عمر نه تنها یک نفر، بلکه عمر کل بشریت. با این حال، دانشمندان می توانند بسیاری از ستارگان را در مراحل بسیار متفاوتی از رشدشان رصد کنند - تازه متولد شده و در حال مرگ. بر اساس پرتره های متعدد ستاره، آنها سعی می کنند مسیر تکاملی هر ستاره را بازسازی کنند و زندگی نامه آن را بنویسند.

  

  اسلاید 4

  نمودار هرتسسپرونگ-راسل

  

  اسلاید 5

  مناطق تشکیل ستاره

  ابرهای مولکولی غول پیکر با جرم بیش از 105 جرم خورشیدی (بیش از 6000 مورد از آنها در کهکشان شناخته شده است)

  سحابی عقاب

  6000 سال نوری از ما، یک خوشه ستاره ای باز جوان در صورت فلکی مارها؛ مناطق تاریک در سحابی، پیش ستاره ها هستند.

  

  اسلاید 6

  سحابی جبار

  یک سحابی نورانی با رنگ مایل به سبز و واقع در زیر کمربند شکارچی حتی با چشم غیرمسلح، در فاصله 1300 سال نوری از ما، و قدر 33 سال نوری قابل مشاهده است.

  

  اسلاید 7

  فشرده سازی گرانشی

  فشردگی نتیجه ناپایداری گرانشی است، ایده نیوتن. شلوار جین بعداً حداقل اندازه ابرها را تعیین کرد که در آن فشرده سازی خود به خودی می تواند شروع شود.

  یک خنک کننده نسبتاً مؤثر در محیط وجود دارد: انرژی گرانشی آزاد شده به تابش فروسرخ می رود که به فضای بیرونی می رود.

  

  اسلاید 8

  Protostar

  با افزایش چگالی ابر، نسبت به تشعشعات مات می شود. دمای مناطق داخلی شروع به افزایش می کند. دما در روده های یک پیش ستاره به آستانه واکنش های همجوشی گرما هسته ای می رسد. فشرده سازی برای مدتی متوقف می شود.

  

  اسلاید 9

  ستاره جوان به دنباله اصلی نمودار H-R رسیده است، فرآیند سوزاندن هیدروژن آغاز شده است - سوخت هسته ای اصلی ستاره عملاً فشرده نمی شود و ذخایر انرژی دیگر تغییر نمی کند؛ تغییر آهسته در ترکیب شیمیایی در مرکز آن مناطق، ناشی از تبدیل هیدروژن به هلیوم

  ستاره به حالت ساکن می رود

  

  اسلاید 10

  نمودار تکامل یک ستاره معمولی

  

  اسلاید 11

  وقتی هیدروژن به طور کامل می سوزد، ستاره دنباله اصلی را در ناحیه غول ها یا در جرم های زیاد، ابرغول ها ترک می کند.

  غول ها و ابرغول ها

  

  اسلاید 12

  جرم ستاره

  هنگامی که تمام سوخت هسته ای سوخت، فرآیند فشرده سازی گرانشی آغاز می شود.

  

  پسر عموی سوفیا و شویاکو آنا

  نجوم به عنوان یک درس از برنامه درسی مدارس حذف شده است. با این حال، در فیزیک کلاس یازدهم طبق برنامه استانداردهای آموزشی ایالتی فدرال، یک فصل "ساختار جهان" وجود دارد. این فصل شامل دروس «ویژگی های فیزیکی ستارگان» و «تکامل ستارگان» است. این ارائه که توسط دانش آموزان ساخته شده است، مواد اضافی برای این دروس است. کار به لحاظ زیبایی شناختی، رنگارنگ، شایسته انجام شد و مطالب پیشنهادی در آن فراتر از محدوده برنامه است.

  دانلود:

  پیش نمایش:

  برای استفاده از پیش نمایش ارائه، یک حساب Google ایجاد کنید و وارد آن شوید: https://accounts.google.com

  
  

  شرح اسلاید:

  تولد و تکامل ستارگان این کار توسط دانش آموزان کلاس یازدهم "L" از MBOU "مدرسه متوسطه شماره 37" در کمروو، کوزینا سوفیا و شویاکو آنا انجام شد. رئیس: اولگا ولادیمیروا شینکورنکو، معلم فیزیک.

  فضای تولد یک ستاره اغلب فضای بدون هوا نامیده می شود و معتقدند که فضای خالی است. با این حال، اینطور نیست. در فضای بین ستاره ای غبار و گاز وجود دارد که عمدتاً هلیوم و هیدروژن است و مقدار بیشتری از دومی وجود دارد. حتی ابرهای کاملی از غبار و گاز در کیهان وجود دارد که می توانند تحت تأثیر گرانش فشرده شوند.

  تولد یک ستاره در طول فرآیند فشرده سازی، بخشی از ابر با گرم شدن متراکم تر می شود. اگر جرم ماده فشرده برای شروع واکنش‌های هسته‌ای در طی فرآیند فشرده‌سازی در آن کافی باشد، ستاره‌ای از چنین ابری بیرون می‌آید.

  تولد یک ستاره هر ستاره "نوزاد" بسته به جرم اولیه خود، مکان مشخصی را در نمودار هرتسسپرونگ-راسل اشغال می کند - نموداری که روی یک محور آن رنگ ستاره ترسیم شده است و در سمت دیگر - درخشندگی آن. یعنی مقدار انرژی ساطع شده در ثانیه شاخص رنگ یک ستاره با دمای لایه های سطحی آن مرتبط است - هر چه دما کمتر باشد، ستاره قرمزتر و شاخص رنگ آن بیشتر می شود.

  زندگی یک ستاره در طول فرآیند تکامل، ستارگان موقعیت خود را در نمودار طیف-درخشندگی تغییر می دهند و از یک گروه به گروه دیگر حرکت می کنند. این ستاره بیشتر عمر خود را در سکانس اصلی می گذراند. در سمت راست و بالا از آن، هم جوانترین ستارگان و هم ستارگانی قرار دارند که در مسیر تکاملی خود بسیار پیشروی کرده اند.

  عمر یک ستاره طول عمر یک ستاره عمدتاً به جرم آن بستگی دارد. بر اساس محاسبات نظری، جرم یک ستاره می تواند از 0.08 تا 100 جرم خورشید متغیر باشد. هر چه جرم یک ستاره بیشتر باشد، هیدروژن سریعتر می سوزد و عناصر سنگین تری می توانند در طول همجوشی گرما هسته ای در اعماق آن تشکیل شوند. در مرحله پایانی تکامل، زمانی که احتراق هلیوم در قسمت مرکزی ستاره آغاز می شود، دنباله اصلی را ترک می کند و بسته به جرم آن به یک غول آبی یا قرمز تبدیل می شود.

  زندگی یک ستاره اما زمانی فرا می رسد که یک ستاره در آستانه یک بحران است، دیگر نمی تواند انرژی لازم را برای حفظ فشار داخلی و مقاومت در برابر نیروهای گرانش تولید کند. فرآیند فشرده سازی غیرقابل کنترل (فروپاشی) آغاز می شود. در نتیجه فروپاشی، ستاره هایی با چگالی بسیار زیاد (کوتوله های سفید) تشکیل می شوند. همزمان با تشکیل یک هسته فوق متراکم، ستاره پوسته بیرونی خود را می ریزد که به یک ابر گازی - یک سحابی سیاره ای تبدیل می شود و به تدریج در فضا پراکنده می شود. یک ستاره با جرم بیشتر می تواند تا شعاع 10 کیلومتری کوچک شود و به یک ستاره نوترونی تبدیل شود. یک قاشق غذاخوری از یک ستاره نوترونی 1 میلیارد تن وزن دارد! آخرین مرحله در تکامل یک ستاره حتی پرجرم تر، تشکیل یک سیاهچاله است. ستاره به اندازه ای منقبض می شود که سرعت فرار دوم برابر با سرعت نور می شود. در ناحیه یک سیاهچاله، فضا به شدت منحنی است و زمان کند می شود.

  زندگی یک ستاره تشکیل ستاره های نوترونی و سیاهچاله ها لزوماً با یک انفجار قوی همراه است. یک نقطه درخشان در آسمان ظاهر می شود، تقریباً به روشنی کهکشانی که در آن شعله ور شد. این یک "سوپرنوا" است. ذکرهایی که در تواریخ باستانی در مورد ظهور درخشان ترین ستارگان در آسمان یافت می شود چیزی جز شواهدی از انفجارهای عظیم کیهانی نیست.

  مرگ یک ستاره ستاره تمام پوسته بیرونی خود را از دست می دهد، که با دور شدن با سرعت زیاد، پس از صدها هزار سال بدون هیچ اثری در محیط بین ستاره ای حل می شود و قبل از آن ما آن را به عنوان یک سحابی گازی در حال انبساط مشاهده می کنیم. برای 20000 سال اول، گسترش پوسته گاز با انتشار رادیویی قدرتمند همراه است. در طول این مدت، این یک توپ پلاسمای داغ است که دارای میدان مغناطیسی است که ذرات باردار پرانرژی تشکیل شده در ابرنواختر را در خود نگه می دارد. هر چه زمان بیشتری از انفجار بگذرد، انتشار رادیویی ضعیف تر و دمای پلاسما کمتر می شود.

  نمونه هایی از کهکشان ستارگان در صورت فلکی دب اکبر دب اکبر

  نمونه هایی از صورت های فلکی اصلی آندرومدا

  ادبیات مورد استفاده Karpenkov S. Kh. مفاهیم علوم طبیعی مدرن. - M.، 1997. Shklovsky I. S. ستارگان: تولد، زندگی و مرگ آنها. - M.: Nauka، تحریریه اصلی ادبیات فیزیکی و ریاضی، 1984. - 384 ص. ولادیمیر سوردین چگونه ستارگان متولد می شوند - موضوع "سیاره نما"، در سراسر جهان، شماره 2 (2809)، فوریه 2008 Karpenkov S. Kh. مفاهیم اساسی علوم طبیعی. - M.، 1998. Novikov I. D. تکامل جهان. - M.، 1990. Rovinsky R. E. The Developing Universe. - م.، 1995.

  ممنون که تماشا کردید!

  منشأ و تکامل کهکشان ها و ستارگان منطقه تشکیل ستاره - سحابی شکارچی (M42)، آلنیتاک النیلام

  
  

  مدل تشکیل ستاره شعاع بخش قابل مشاهده جهان - متا کهکشان نمی تواند از مسافتی که تابش در زمانی برابر با سن کیهان طی می کند تجاوز کند - طبق مفاهیم مدرن 13.7 ± 2 میلیارد سال. در نتیجه، کهکشان هایی که تقریباً 0.5 میلیارد سال پس از انفجار بزرگ متولد شده اند، بیش از 13 میلیارد سال سن دارند. قدیمی ترین ستارگان با سن بیش از 10 میلیارد سال بخشی از خوشه های ستاره ای کروی هستند (جمعیت های نوع 2 با محتوای کم عناصر سنگین تر از He). به احتمال زیاد آنها به طور همزمان با کهکشان ها شکل گرفته اند. خوشه ستاره ای کروی M80 در صورت فلکی عقرب در 8280 pc.
  

  
  

  عصر کیهان و کهکشان ها الف) سن کهکشان ما 13.7 میلیارد سال است (دقت 1٪). ب) جهان از - 4% اتم ماده مرئی تشکیل شده است. - 23٪ توسط ماده تاریک اشغال شده است. - 73 درصد باقیمانده «ضد جاذبه» مرموز (انرژی تاریک) است که باعث انبساط جهان می شود. کهکشان ها 100 میلیون سال پس از بیگ بنگ شروع به شکل گیری کردند و طی 3 تا 5 میلیارد سال بعد تشکیل شدند و در خوشه ها گروه بندی شدند. بنابراین، قدمت قدیمی ترین کهکشان های بیضوی حدود 14 میلیارد سال است. اولین ستاره ها 1 میلیون سال پس از انفجار بزرگ ظاهر می شوند، بنابراین باید ستاره هایی با سن حدود 14 میلیارد سال وجود داشته باشند. در 30 ژوئن 2001، دستگاه نجومی ناسا "MAP" (کاوشگر ناهمسانگردی مایکروویو) با وزن 840 کیلوگرم و هزینه 145 میلیون دلار از کیپ کاناورال پرتاب شد و در 1 اکتبر 2001 به نقطه جمع آوری L2 (توازن گرانشی بین خورشید و زمین) رسید. و ماه)، واقع در 1.5 میلیون کیلومتری زمین. هدف این فضاپیما ایجاد تصویری سه بعدی از انفجار و بررسی زمانی است که ستاره ها و کهکشان ها هنوز به وجود نیامده بودند. WMAP: 1- وزنه های متعادل کننده سیستم تثبیت دقیق، 2-سنسور سیستم ناوبری، 3- واحد الکترونیکی گیرنده، 4-راهنما، آنتن 5-جهت، 6-آینه 1.4*1.6 متر، بازتابنده 7 ثانیه، 8- خنک کننده، سکوی 9 پایه، 10 الکترونیکی، 11 صفحه نمایش از نور خورشید. با استفاده از فضاپیمای WMAP ناسا، که اطلاعات مربوط به تشعشعات مایکروویو پس زمینه را جمع آوری می کند، تا سال 2006 مشخص شد:
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  تاریخچه مختصری از توسعه کیهان زمان دماوضعیت کیهان ثانیهبیشتر Kثانیه انبساط تورمی بیشتر K ظهور کوارک ها و الکترون ها ثانیه10 12 K تشکیل پروتون و نوترون ثانیه - 3 دقیقه K ظهور دوتریوم، هلیوم و اتم لیتیوم 400000 سال برای هسته 400000 میلیون سال 300 K تداوم گسترش ابر گازی 1 میلیارد سال 20 کیلو نسل اول ستاره ها و کهکشان ها 3 میلیارد سال 10 K تشکیل هسته های سنگین در هنگام انفجار ستارگان میلیارد سال 3 KE ظهور سیارات و سال های زندگی هوشمند 10 -2 K خاتمه روند تولد ستارگان سال K تخلیه انرژی همه ستارگان سال -20 K تبخیر سیاهچاله ها و تولد ذرات بنیادی سال K اتمام تبخیر همه سیاهچاله ها
  

  
  

  تشکیل ستارگان ستارگان همیشه به صورت گروهی (خوشه ای) در نتیجه ناپایداری گرانشی در ابرهای مولکولی سرد (T=10K) و متراکم با جرم حداقل 2000 M. GMOs با جرم بیش از 10 5 M (بیشتر) تشکیل می شوند. بیش از 6000 مورد شناخته شده است) حاوی 90٪ از کل گاز مولکولی کهکشان است. تجمع گاز سرد و غبار - گلبول B68 (کاتالوگ بارنارد)، قطعه ای از GMO. جرم این کره می تواند تا 100 M برسد. فشرده سازی توسط امواج ضربه ای در طول انبساط بقایای ابرنواختر، امواج چگالی مارپیچی و بادهای ستاره ای از ستارگان داغ OB تسهیل می شود. دمای ماده در حین انتقال از ابرهای مولکولی از طریق تکه تکه شدن ابر (ظاهر کره) به ستاره ها میلیون ها بار افزایش می یابد و چگالی آن بارها افزایش می یابد. مرحله رشد یک ستاره که با فشرده سازی مشخص می شود و هنوز منابع انرژی گرما هسته ای ندارد، پیش ستاره نامیده می شود (پرتوهای یونانی "اول").
  

  
  

  تکامل ستارگان از نوع خورشیدی در پیش ستاره در حال شکل گیری، هسته تمام یا تقریباً همه مواد منقبض می شود و زمانی که دمای داخل از 10 میلیون کلوین فراتر رفت، فرآیند سوزاندن هیدروژن آغاز می شود (واکنش گرما هسته ای). برای ستارگان با M، 60 میلیون سال از همان آغاز گذشته است. در دنباله اصلی - طولانی ترین مرحله زندگی، ستاره های نوع خورشیدی 9-10 میلیارد سال سن دارند. در لایه مجاور هسته، به عنوان یک قاعده، هیدروژن باقی می ماند، واکنش های پروتون-پروتون از سر گرفته می شود، فشار در پوسته به طور قابل توجهی افزایش می یابد، و لایه های بیرونی ستاره به شدت افزایش می یابد - ستاره به سمت راست تغییر می کند - به سمت راست. منطقه ای از غول های قرمز، که اندازه آن حدود 50 برابر افزایش می یابد. در پایان عمر خود، پس از مرحله غول سرخ، ستاره منقبض می شود و به یک کوتوله سفید تبدیل می شود، پاکت خود را (تا 30٪ از جرم خود) به شکل یک سحابی سیاره ای می ریزد. کوتوله سفید تا زمانی که گرمای آن به طور کامل تمام شود و به یک کوتوله سیاه مرده تبدیل شود به نور کم رنگ خود برای مدت بسیار طولانی ادامه می دهد. پس از اینکه ستاره از هیدروژن موجود در قسمت مرکزی استفاده کرد، هسته هلیوم شروع به انقباض می کند، دمای آن به حدی افزایش می یابد که واکنش هایی با آزاد شدن انرژی زیاد آغاز می شود (در دمای K، احتراق هلیوم شروع می شود - یک دهم زمان احتراق H).
  

  
  

  تکامل ستارگان پرجرم دو عامل اصلی که منجر به از دست دادن پایداری و فروپاشی می شود اکنون شناخته شده است: = در دمای 5 تا 10 میلیارد کلوین، تفکیک نور هسته های آهن آغاز می شود - "تجزیه" هسته های آهن به 13 ذره آلفا با جذب فوتون ها. : 56 Fe + ? > 13 4 He + 4n، = در دماهای بالاتر - تفکیک هلیوم 4 He > 2n + 2p و نوترونی شدن ماده (گرفتن الکترون ها توسط پروتون ها برای تشکیل نوترون). ریزش پوسته ستاره با برهمکنش نوترینوها با ماده توضیح داده می شود. پوسیدگی هسته ها مستلزم صرف انرژی قابل توجهی است، ماده خاصیت ارتجاعی خود را از دست می دهد، هسته منقبض می شود و دما افزایش می یابد، اما نه آنقدر سریع که فشرده سازی را متوقف کند. بیشتر انرژی آزاد شده در طول فشرده سازی توسط نوترینوها منتقل می شود. در نتیجه نوترونی شدن ماده و تفکیک هسته ها، یک ستاره به سمت داخل منفجر می شود - انفجار. ماده ناحیه مرکزی ستاره با سرعت سقوط آزاد به سمت مرکز سقوط می کند و به تدریج لایه های ستاره را بیشتر و بیشتر از مرکز دور می کند. فروپاشی آغاز شده را می توان با خاصیت ارتجاعی ماده ای که به چگالی هسته ای رسیده و عمدتاً از نوترون های منحط (مایع نوترونی) تشکیل شده است، متوقف کرد. در این حالت یک ستاره نوترونی تشکیل می شود. پوسته ستاره شتاب بسیار زیادی پیدا می کند و با سرعتی تا کیلومتر بر ثانیه به فضای بین ستاره ای پرتاب می شود. در هنگام فروپاشی هسته های پرجرم ترین ستارگان با جرم بیش از 30 جرم خورشیدی، انفجار هسته ظاهراً منجر به تشکیل سیاهچاله می شود. در ستارگان با جرم بیشتر از 10M، واکنش های گرما هسته ای در شرایط غیر انحطاط تا تشکیل پایدارترین عناصر قله آهن رخ می دهد (شکل). جرم هسته در حال تکامل ضعیف به جرم کل ستاره بستگی دارد و 2 تا 2.5 متر است. 13 4 He + 4n، = در دماهای بالاتر - تفکیک هلیوم 4 He > 2n + 2p و نوترونی شدن ماده (گرفتن الکترون ها توسط پروتون ها با تشکیل نوترون). ریزش پوسته ستاره با برهمکنش نوترینوها با ماده توضیح داده می شود. پوسیدگی هسته ها مستلزم صرف انرژی قابل توجهی است، ماده خاصیت ارتجاعی خود را از دست می دهد، هسته منقبض می شود و دما افزایش می یابد، اما نه آنقدر سریع که فشرده سازی را متوقف کند. بیشتر انرژی آزاد شده در طول فشرده سازی توسط نوترینوها منتقل می شود. در نتیجه نوترونی شدن ماده و تفکیک هسته ها، یک ستاره به سمت داخل منفجر می شود - انفجار. ماده ناحیه مرکزی ستاره با سرعت سقوط آزاد به سمت مرکز سقوط می کند و به تدریج لایه های ستاره را بیشتر و بیشتر از مرکز دور می کند. فروپاشی آغاز شده را می توان با خاصیت ارتجاعی ماده ای که به چگالی هسته ای رسیده و عمدتاً از نوترون های منحط (مایع نوترونی) تشکیل شده است، متوقف کرد. در این حالت یک ستاره نوترونی تشکیل می شود. پوسته این ستاره شتاب بسیار زیادی پیدا می کند و با سرعت 10000 کیلومتر بر ثانیه به فضای بین ستاره ای پرتاب می شود. در هنگام فروپاشی هسته های پرجرم ترین ستارگان با جرم بیش از 30 جرم خورشیدی، انفجار هسته ظاهراً منجر به تشکیل سیاهچاله می شود. در ستارگان با جرم بیشتر از 10M، واکنش های گرما هسته ای در شرایط غیر انحطاط تا تشکیل پایدارترین عناصر قله آهن رخ می دهد (شکل). جرم هسته در حال تکامل ضعیف به جرم کل ستاره بستگی دارد و 2-2.5 M است."
  آخرین مرحله تکامل ستارگان سحابی خرچنگ است - بقایای گازی یک ابرنواختر فروپاشی هسته، که انفجار آن در سال 1054 مشاهده شد. در مرکز یک ستاره نوترونی وجود دارد که ذراتی را به بیرون پرتاب می کند که باعث درخشش گاز (آبی) می شود. رشته های بیرونی عمدتاً از هیدروژن و هلیوم از ستاره عظیم تخریب شده تشکیل شده اند. NGC 6543، ناحیه داخلی سحابی چشم گربه، تصویر رنگی نادرست (Hα قرمز؛ اکسیژن خنثی آبی، 630 نانومتر؛ نیتروژن یونیزه سبز، نانومتر). سحابی های سیاره ای زمانی تشکیل می شوند که لایه های بیرونی (پوسته) غول های قرمز و ابرغول هایی با جرم 2.58 خورشیدی در مرحله نهایی تکامل خود ریخته شوند. شکل: یک قرص برافزایشی از پلاسمای داغ که به دور سیاهچاله می چرخد.