მაღალი მასის ვარსკვლავის სიცოცხლის ციკლი

ვარსკვლავის სიცოცხლის ციკლს მისი მასა განსაზღვრავს - რაც უფრო დიდია მისი მასა, მით უფრო ხანმოკლეა მისი სიცოცხლე. მაღალი მასის ვარსკვლავებს, როგორც წესი, აქვთ ხუთი ეტაპი თავიანთი ციკლის განმავლობაში.

ვარსკვლავი შედგება ორი აირისაგან - წყალბადის და ჰელიუმისგან. მაღალი მასის ვარსკვლავის პირველი ციკლის ფაზაში, წყალბადის ბირთვი იწვის მანამ, სანამ მხოლოდ ჰელიუმი არ დარჩება.

როდესაც ბირთვში წყალბადის მიწოდება იწურება, ბირთვი ხდება არასტაბილური და იკუმშება. წყალბადის ნაკლებობა იწვევს ჰელიუმის ნახშირბადის შერწყმას. როდესაც ჰელიუმი გაქრება, შერწყმული ნახშირბადი ქმნის უფრო მძიმე ელემენტებს ბირთვში, როგორიცაა რკინა, მაგნიუმი, ნეონი და გოგირდი. ბირთვი გადაიქცევა რკინად და ის შეწყდება წვა. შემდეგ ვარსკვლავის გარე გარსი, რომელიც ძირითადად წყალბადს წარმოადგენს, იწყებს გაფართოებას.

მომდევნო მილიონი წლის განმავლობაში მოხდა ბირთვული რეაქციების სერია, რკინის ბირთვის გარშემო მდებარე გარსებში წარმოიქმნება სხვადასხვა ელემენტები.

ბირთვი შემდეგ წამში დაიშლება, რაც იწვევს აფეთქებას, რომელსაც სუპერნოვა ეწოდება. აფეთქება გამოიწვევს შოკის ტალღას, რომელიც აფეთქებს გარე ფენებს.

თუ ბირთვი გადაურჩა სუპერნოვას, ის შეიძლება გახდეს ნეიტრონული ვარსკვლავი ან შავი ხვრელი. ეს დამოკიდებულია იმაზე, თუ რამდენი მზის მასაა ბირთვი. მზის მასა არის ასტრონომიაში მასის აღწერის სტანდარტული გზა (ერთი მზის მასა უდრის მზის მასას, ანუ დაახლოებით 1,98892 × 10 ^ 30 კგ). თუ ის 1.5 და 3 მზის მასას შორისაა, ის გახდება პატარა, ძალიან მკვრივი ნეიტრონული ვარსკვლავი. თუ ეს 3-ზე მეტია, მაშინ ბირთვი შეიკუმშება და გახდება შავი ხვრელი.