Pilnas žvaigždės gyvenimo ciklas

Žvaigždės pirmiausia susideda iš vandenilio ir helio dujų. Jie labai skiriasi savo dydžiu, šviesumu ir temperatūra ir gyvena milijardus metų, pereidami per kelis etapus. Mūsų pačių saulė yra tipiška žvaigždė, viena iš šimtų milijardų, šiukšlinančių Paukščių Taką.

Žvaigždės gyvenimo ciklas susideda iš daugybės tiksliai apibrėžtų etapų.

Žvaigždės gimsta didžiuosiuose galaktikos „darželiuose“, vadinamuose ūkais, lotynišku žodžiu, kuris reiškia debesis. Ūkai yra tankūs dulkių ir dujų debesys, galintys sukelti šimtus žvaigždžių. Kai kuriuose ūko regionuose dujos ir dulkės kaupsis kaip grumstai.

Nauja žvaigždė atsiranda, kai vienas iš šių gumulų sukaupia tiek masės, kad subyra veikdamas savo jėgos jėga. Dėl padidėjusio kondensacinio debesies tankio jo temperatūra žymiai pakyla. Galų gale temperatūra tampa tokia aukšta, kad įvyksta branduolio sintezė, suformuojant „kūdikio“ žvaigždę, vadinamą protostaru.

Kai protostaras surenka pakankamai masės iš aplinkinių dujų ir dulkių debesų, jis tampa pagrindine sekos žvaigžde. Pagrindinės sekos žvaigždės sujungia vandenilio atomus, kad sukurtų helį procese, vadinamame branduolio sinteze. Žvaigždės šiame etape gali egzistuoti milijardus metų. Mūsų saulė šiuo metu yra pagrindinėje sekos stadijoje.

Žvaigždės spindis labai priklauso nuo jos masės. Kuo masyvesnė pagrindinės sekos žvaigždė, tuo daugiau jos spindesio spindesys. Pagrindinės sekos žvaigždės spalva rodo žvaigždės temperatūrą. Karštesnės žvaigždės pasirodys mėlynos arba baltos, o vėsesnės - raudonos arba oranžinės. Žvaigždės masė taip pat turės įtakos jos gyvenimo trukmei. Kuo daugiau masės turi žvaigždė, tuo trumpesnė bus jos gyvenimo trukmė.

Degdama milijardus metų, pagrindinės sekos žvaigždė galiausiai išnaudos savo kuro atsargas, nes didžioji jos vandenilio dalis branduolio sintezės būdu virsta heliu. Šiuo žvaigždės gyvenimo ciklo metu dėl helio pertekliaus žvaigždės temperatūra padidėja. Kai tai atsitiks, žvaigždė išsiplės ir taps raudona milžine.

Raudoni milžinai yra ryškiai raudonos spalvos. Jie taip pat yra didesni ir daug ryškesni nei pagrindinės sekos žvaigždės. Kai raudonojo milžino šerdis ir toliau žlunga veikiant gravitacijos jėgai, jis taps pakankamai tankus, kad likusį helio atsargą paverstų anglimi. Tai įvyksta maždaug per 100 milijonų metų, kol atėjo laikas mirti žvaigždei. Kaip masė nulems žvaigždės šviesumą, ji taip pat nulems žvaigždės mirties būdą.

Pagrindinės sekos žvaigždės, kurių masė mažesnė, galiausiai tampa baltaisiais nykštukais. Kai raudonas milžinas sudegins savo helio atsargas, žvaigždė neteks masės. Likusi jos anglies šerdis milijardus metų toliau vės ir mažės spindesiu, kol taps balta nykštuke.

Galų gale balta nykštukinė žvaigždė visiškai nustos gaminti energiją ir patamsės, kad taptų juoda nykštukė. Baltosios nykštukinės žvaigždės yra mažesnės, tankesnės ir mažiau šviečiančios nei raudonos milžiniškos žvaigždės. Baltųjų nykštukų žvaigždžių tankis yra toks didelis, kad vien baltos nykštukinės medžiagos šaukštas svertų kelias tonas.

Pagrindinės sekos žvaigždėms, kurių masė didesnė, lemta žūti per dramatiškus ir smurtinius sprogimus, vadinamus supernovomis. Šioms žvaigždėms sudegus tiekiant helį, likusi anglies šerdis galiausiai virsta geležimi. Tada ši geležinė šerdis sugrius pagal savo svorį, kol pasieks tašką, kur materija pradeda atšokti nuo jo paviršiaus.

Kai tai atsitiks, įvyksta didžiulis sprogimas, kuris sukurs puikų šviesos blyksnį, kuris kartais gali prilygti visos žvaigždžių galaktikos šviesumui. Kai kurių supernovos sprogimų metu protonai ir elektronai susijungs ir sudarys neutronus. Tai savo ruožtu sukelia ypač tankių žvaigždžių, vadinamų neutroninėmis žvaigždėmis, susidarymą.