Końcowe etapy ewolucji gwiazd. Po wypaleniu się wodoru w jądrze dalsze losy gwiazdy zależą wyraźnie od jej masy. Gwiazdy mniejsze od 0,25 MSł. nie wytwarzają w swych helowych jądrach wystarczająco wysokiej temperatury by mogła nastąpić w nich przemiana helu w węgiel. Po wyczerpaniu wodoru ich życie pozbawione jest już ciekawych i spektakularnych wydarzeń - stygną wolno i przeistaczają się w białe karły. Gwiazdy bardziej masywne, które przechodzą przez stadium spalania helu, mają przed sobą jeszcze bardzo gwałtowne okresy życia. Tam, gdzie masa jądra jest wystarczająco duża, po spaleniu się helu i utworzeniu jądra węglowego dochodzi z kolei do reakcji termojądrowych przemiany węgla w tlen, i następnie tlenu w jeszcze cięższe pierwiastki, aż w końcu w gwiazdach najbardziej masywnych paliwem w reakcjach termojądrowych staje się siarka i tworzy się jądro niklowo-żelazne. Dalsza synteza pierwiastków w spokojnych reakcjach syntezy termojądrowej w jądrach gwiazd jest już niemożliwa. Największe gwiazdy znajdujące się w końcowych stadiach ewolucji składają się z szeregu kolejnych warstw o różnym składzie chemicznym, w których zachodzą procesy termojądrowe różnych pierwiastków. Taka sytuacja jest wysoce niestabilna i prowadzi ostatecznie do wybuchu gwiazdy.

Nie wszystkie gwiazdy o masach większych niż 0,25 MSł. czeka katastrofalny wybuch na końcu ich ewolucji. Te, których masy początkowe są mniejsze niż 6 MSł., w końcu również stają się białymi karłami, ale zbudowanymi głównie z węgla i tlenu. Masa białego karła nie może być jednak większa niż 1,4 MSł.. Oznacza to, iż gwiazdy bardziej masywne, by ostatecznie zostać białymi karłami, muszą pozbyć się części swej masy bądź w postaci wiatru gwiazdowego w fazie czerwonego olbrzyma, bądź w sposób bardziej gwałtowny, odrzucając zewnętrzne powłoki i tworząc mgławice planetarne. Tego typu gwiazdy, gdy odchodzą od stadium czerwonego olbrzyma, muszą przejść przez fazę niestabilności pulsacyjnej. Typowym przykładem gwiazd na tym etapie ewolucji są cefeidy.

Droga ewolucyjna gwiazdy na diagramie H-R po opuszczeniu ciągu głównego

Gwiazdy o masach większych niż 8 MSł. kończą swój żywot jeszcze bardziej gwałtownie. W pewnym momencie masa kurczącego się jądra przekracza granicę równą 1,4 MSł. i przy ogromnej gęstości oraz temperaturze osiągającej poziom 6 miliardów stopni Kelvina. w jądrze następuje rozkład materii na jądra helu i neutrony. Powoduje to zmniejszenie ciśnienia gazu w jądrze i w rezultacie zostaje zachwiana równowaga między siłami grawitacji i ciśnieniem. Skutek jest dramatyczny, w ułamku sekundy jądro gwałtownie się zapada, zmniejszając rozmiary stokrotnie. Kolaps grawitacyjny zostaje zatrzymany w momencie osiągnięcia poziomu gęstości materii jądrowej. Jądro gwiazdy składa się już wtedy tylko z gęsto upakowanych neutronów, i jego promień nie przekracza 15 kilometrów. Opadające na jądro wewnętrzne warstwy materii gwiazdy zostają od niego odbite i zderzają się z warstwami następnymi. Wtedy wytwarza się silna fala uderzeniowa, która gwałtownie, z dużą prędkością, odrzuca na zewnątrz jądra całą pozostałą materię gwiazdy, stanowiącą około 90% jej całkowitej masy. Zjawisko to nazywa się wybuchem supernowej. Po wybuchu jądro staje się gwiazdą neutronową, obserwowaną jako pulsar, a odrzucona materia, która początkowo przysłania centralne jądro, po jakimś czasie rozpływa się w przestrzeni między gwiazdowej. Przez pewien okres po wybuchu, rzędu tysięcy lat, odrzuconą materię, tak zwaną pozostałość po supernowej, można obserwować lako świecącą mgławicę.

Model gwiazdy w końcowym stadium ewolucji. Palenie zachodzi na granicach warstw. Wyższa warstwa stanowi paliwo termojądrowe, niższa"popiół"

Ostatnie etapy ewolucji gwiazd najbardziej masywnych przebiegają nieco odmiennie od opisanego wyżej scenariusza. Masy ich jąder są tak duże, że wytworzona fala uderzeniowa nie jest w stanie odrzucić opadającej materii. Oznacza to, że masa jądra wzrasta jeszcze bardziej, co prowadzi do jej dalszego zapadania się. Po przekroczeniu krytycznej wartości masy jądro gwiazdy przekształca się w czarną dziurę.

Drugie prawo Keplera dotyczy pól, jakie zakreśla promień wodzący planety (umowna linia łącząca planetę ze Słońcem) w różnych punktach orbity. Pola zakreślane w równych odstępach czasu są takie same, ponieważ planeta przyspiesza w pobliżu peryhelium i zwalnia w aphelium.

II prawo Keplera

Trzecie prawo Keplera mówi, że kwadrat długości roku na danej planecie, czyli okres w jakim obiega Słońce, jest wprost proporcjonalny do trzeciej potęgi średniej odległości od Słońca.

Pola zakreślane przez promień wodzący wybranych planet
w ciągu ziemskiego roku

Proces ten jest konsekwencją oddziaływań słabych (wymiany bozonu W). Podczas syntezy następuje odwrotny rozpad β:

.

Reakcja ta, jako konsekwencja oddziaływań słabych jest bardzo powolna. Powoduje to, że gwiazdy świecą długo, a nie spalają się w jednej chwili lecz w ciągu milionów czy miliardów lat. W wyniku tej reakcji i w wyniku oddziaływania jądrowego tworzy się deuter:

Reakcja ta jest niezmiernie wolna. Następna reakcja:

prowadzi do powstania izotopu helu, po którym następuje fuzja dwóch jąder helu:

---