W przypadku gwiazd życie po śmierci istnieje – dowody widzimy „w niebie” 😉 Poprzednio napisałem, że ustanie syntezy termojądrowej i następujący potem wybuch supernowej można traktować jako śmierć gwiazdy. A co pozostaje z gwiazdy po wybuchu supernowej? Podobnie, jak wiele wcześniejszych losów gwiazdy, to także zależy od jej masy.
Zacznijmy od tego, że sam proces wybuchu supernowej ma dwoisty efekt – po pierwsze rozpyla po Wszechświecie zewnętrzne warstwy gwiazdy, ale poza tym niezwykle silnie kompresuje jej część wewnętrzną. W przypadku szczególnie masywnych gwiazd, wybuchających jako tzw. hipernowe, materia zostaje ściśnięta tak mocno, że zapada się pod horyzont zdarzeń, tworząc czarną dziurę.
Czarna dziura to obiekt, którego nikt jeszcze nigdy nie widział (więc nawet część astronomów wątpi, czy coś takiego może istnieć). I nic w tym dziwnego, bo ma tak silną grawitację, że nie wypuszcza nawet fotonów. A możemy zobaczyć tylko to, co emituje fotony lub od czego się one odbijają. Natomiast czarne dziury można obserwować tylko pośrednio, przez wpływ grawitacyjny wywierany przez nie na otoczenie.
Po wybuchach supernowych mających od 10 do 29 mas Słońca pozostają gwiazdy neutronowe. Gwiazda neutronowa ma tak wielką masę, że materia, która ją tworzy zostaje ściśnięta do tego stopnia, że elektrony w jej atomach łączą się z protonami, tworząc neutrony. Gwiazdy takie mają bardzo gorącą powierzchnię, a ich gęstość jest zbliżona do gęstości jądra atomowego. Jest tak wielka, że gwiazdy neutronowe wytwarzają pole grawitacyjne 200 miliardów razy silniejsze niż Ziemia.
Jeśli przypadek zrządzi, że dwie gwiazdy neutronowe znajdą się w zasięgu swojego przyciągania, nie mają już od siebie ucieczki. Spadną na siebie, zderzą się i połączą w jeszcze masywniejszą gwiazdę. W procesie tym wydziela się ogromna ilość energii, częściowo jako wykrywane przez nas we Wszechświecie błyski promieniowania gamma (gdyby takie zjawisko nastąpiło w sąsiedztwie Układu Słonecznego, błysk gamma wysterylizowałby Ziemię z całego życia). Oprócz tego powstają też wtedy fale grawitacyjne, a wskutek wychwytu szybkich neutronów i późniejszych reakcji rozpadu radioaktywnego – jądra wielu pierwiastków należących do najcięższych w układzie okresowym. Powstają wtedy głównie pierwiastki 6 i 7 okresu, ale także lżejsze, od niobu do ksenonu.
Pozostałość po wybuchach lżejszych supernowych (do 10 mas Słońca) stanowią białe karły. Są to bardzo małe długowieczne gwiazdy stanowiące ponad 97% gwiazd Drogi Mlecznej. Materia białych karłów ma również bardzo dużą gęstość – mają one masę zbliżoną do masy Słońca, a średnicę zbliżoną do średnicy Ziemi. W związku z tym wytwarzają silne pole grawitacyjne i intensywnie wyłapują materię z przestrzeni kosmicznej. Proces ten zachodzi szczególnie szybko w przypadku, gdy biały karzeł stanowi element układu podwójnego (czyli składającego się z dwóch gwiazd). Wskutek niego biały karzeł zwiększa swoją masę, a gdy przekroczy ona odpowiednią wielkość, gwiazda eksploduje jako supernowa typu I.
Podobnie jak w przypadku super- i hipernowych wspomnianych wcześniej, oznacza to wydzielenie ogromnej ilości energii i wywołanie wielu reakcji jądrowych. W ich wyniki powstają względnie lekkie pierwiastki 3 i 4 okresu, od krzemu (Z=14) do cynku (Z=30).