Масата на звездата е единствената характеристика, която определя съдбата на това небесно тяло. Поведението му в края на живота зависи изцяло от неговата маса. За леките звезди смъртта идва тихо, червен гигант пролива кожата си, за да остави затъмняващото бяло джудже зад себе си. Но финалът за по-тежка звезда може да бъде доста взривоопасен!
Определение на категорията
•••Юрий Мазур / iStock / Гети изображения
Средните звезди са онези, които, твърде големи, за да завършат като бели джуджета, и твърде малки, за да станат черни дупки, прекарват умиращите си години като неутронни звезди. Учените наблюдават, че тази категория има долна граница от малко над 1,4 слънчеви маси и горна граница в близост до 3,2 слънчеви маси. („Слънчевата маса“ е мерна единица, приблизително същата като нашата Слънце.)
Protostar
•••Гети изображения / Фотодиск / Гети изображения
Размерът на звездата се определя от това колко материя е налична в нейната мъглявина майка. Този облак от прах и газ започва да се срутва върху себе си поради гравитацията, образувайки все по-гореща, ярка, плътна маса в центъра си: протозвезда.
Основна последователност
•••Stocktrek Images / Stocktrek Images / Getty Images
Когато протозвездата е достатъчно гореща и плътна, в ядрото й започва процесът на сливане на водорода. Fusion произвежда достатъчно радиационно налягане, за да противодейства на силата на гравитацията; по този начин гравитационният колапс спира. Протозвездата се превърна в истинска звезда във фазата на основната си последователност. Звездата ще прекара по-голямата част от живота си в този период на стабилност, генерирайки светлина и топлина чрез сливането на водород в хелий в продължение на милиони години.
Червеният гигант
•••m-gucci / iStock / Getty Images
Когато ядрото на звездата остане без водород, гравитацията отново си отива - тоест до температурите се издигат достатъчно високо, за да позволят сливане на хелий, което произвежда външното налягане, необходимо за стабилизиране нещата. Когато не е останал хелий, цикълът започва отново. По този начин ядрото се колебае между състоянията на компресия и равновесие, тъй като протичат все по-високотемпературни реакции на синтез. Междувременно екстремната топлина кара външния слой на звездата или „обвивката“ да се разшири до радиус, сравним с този на земната орбита. На такова голямо разстояние от сърцевината черупката ще се охлади достатъчно, за да стане червена. Сега звездата е червен гигант.
Супернова
•••pixelparticle / iStock / Getty Images
Ядрените реакции престават завинаги, когато ядрото на звездата се редуцира до желязо; този елемент няма да се слее без допълнителни енергийни източници. Гравитационният колапс се възобновява катастрофално със сила, достатъчно силна, за да унищожи самите ядра на атомите, изграждащи ядрото. Това генерира толкова много енергия, че експлозията доминира в небето за светлинни години във всяка посока. Звездата е свръхнова.
Неутронна звезда
•••Stocktrek Images / Stocktrek Images / Getty Images
Междувременно онова, което е останало от звездата, се е свило до диаметър, не по-голям от няколко километра - приблизително колкото града. При тази плътност външното налягане, генерирано от протони и неутрони, реагиращи на компресия, най-накрая е достатъчно, за да спре гравитацията. Звездата е толкова плътна, че ако можете да донесете чаена лъжичка от нейния материал на Земята, тя ще тежи трилион тона. Той се върти до 30 пъти в секунда и показва много голямо магнитно поле. Това е неутронна звезда, последният етап от жизнения цикъл на средно голяма звезда.