Пълен жизнен цикъл на звезда

Звездите са съставени предимно от водород и хелий газове. Те се различават драстично по размер, светимост и температура и живеят милиарди години, преминавайки през няколко етапа. Собственото ни слънце е типична звезда, една от стотиците милиарди, които затрупват Млечния път.

Жизненият цикъл на звездата се състои от редица добре дефинирани етапи.

Звездите се раждат в големите галактически „разсадници“, наречени мъглявини, латинска дума, която означава облак. Мъглявините са плътни облаци прах и газ, които могат да дадат началото на стотици звезди. В някои региони на мъглявината газ и прах ще се събират заедно като бучки.

Нова звезда възниква, когато една от тези бучки натрупа толкова много маса, че се срутва под силата на собствената си гравитация. Повишената плътност на кондензиращия облак води до повишаване на температурата му значително. В крайна сметка температурата става толкова висока, че се получава ядрен синтез, образувайки „новородена“ звезда, наречена протозвезда.

След като протозвездата е събрала достатъчно маса от околните газови и прахови облаци, тя се превръща в звезда от основната последователност. Звездите от основната последователност сливат водородните атоми заедно, за да създадат хелий в процес, известен като ядрен синтез. Звездите могат да съществуват на този етап милиарди години. В момента нашето слънце е в основната си последователност.

Светимостта на звездата зависи силно от нейната маса. Колкото по-масивна е основната звезда от последователността, толкова по-голяма яркост тя ще покаже. Цветът на звездата от основната последователност е индикация за температурата на звездата. По-горещите звезди ще изглеждат сини или бели, а по-хладните - червени или оранжеви. Масата на звездата също ще повлияе на нейния живот. Колкото повече маса има една звезда, толкова по-кратък ще бъде нейният живот.

След като гори в продължение на милиарди години, звезда от основната последователност в крайна сметка ще изчерпи запасите си от гориво, тъй като по-голямата част от нейния водород се превръща в хелий чрез ядрен синтез. В този момент от жизнения цикъл на звездата излишъкът от хелий води до повишаване на температурата на звездата. Когато това се случи, звездата ще се разшири, за да се превърне в червен гигант.

Червените гиганти са яркочервени на цвят. Те също са по-големи и много по-светли от звездите от основната последователност. Тъй като ядрото на червения гигант продължава да се руши под силата на гравитацията, то ще стане достатъчно плътно, за да преобразува оставащото си количество хелий във въглерод. Това се случва за около 100 милиона годишен период, докато настъпи време звездата да умре. Точно както масата ще диктува светимостта на звездата, тя също ще определи начина на смъртта на звездата.

Звездите от основната последователност, които имат по-ниски маси, в крайна сметка се превръщат в бели джуджета. След като червеният гигант изгори запасите си от хелий, звездата ще загуби маса. Останалото му ядро ​​от въглерод ще продължи да се охлажда и да намалява светимостта в продължение на милиарди години, докато стане бяло джудже.

В крайна сметка, бялото джудже звезда ще престане да произвежда енергия като цяло и ще потъмнее, за да се превърне в черно джудже. Белите джуджета са по-малки, по-плътни и по-малко светещи от червените гигантски звезди. Плътността на белите джуджета звезди е толкова голяма, че една лъжица материал от бяло джудже би тежала няколко тона.

Звездите с основна последователност, които имат по-високи маси, са предназначени да умрат при драматични и жестоки експлозии, наречени супернови. След като тези звезди изгорят чрез снабдяването си с хелий, останалото въглеродно ядро ​​в крайна сметка се превръща в желязо. След това това желязно ядро ​​ще се срути под собственото си тегло, докато достигне точка, в която материята започва да отскача от повърхността си.

Когато това се случи, възниква масивна експлозия, която ще генерира брилянтна светкавична светкавица, която понякога може да бъде равна на светимостта на цяла галактика от звезди. По време на някои експлозии на свръхнова протоните и електроните ще се комбинират, образувайки неутрони. Това от своя страна води до образуването на изключително плътни звезди, наречени неутронни звезди.