Zvaigznes masa ir vienīgā īpašība, kas nosaka šī debesu ķermeņa likteni. Tā dzīves beigu uzvedība ir pilnībā atkarīga no tās masas. Vieglām zvaigznēm nāve iestājas klusi, sarkanais milzis izlaiž ādu, lai atstātu tumšo balto punduri. Bet smagākas zvaigznes fināls var būt diezgan eksplozīvs!
Kategorijas definīcija
•••Jurijs Mazurs / iStock / Getty Images
Vidējas zvaigznes ir tās, kas ir pārāk lielas, lai beigtos kā baltie punduri, un pārāk mazas, lai kļūtu par melnajiem caurumiem, savus mirstošos gadus pavada kā neitronu zvaigznes. Zinātnieki ir novērojuši, ka šai kategorijai ir zemāka robeža, kas ir nedaudz virs 1,4 Saules masām, un augšējā robeža 3,2 Saules masu apkārtnē. ("Saules masa" ir mērvienība, kas ir aptuveni vienāda ar mūsu Saules masu.)
Protostar
•••Getty Images / Photodisc / Getty Images
Zvaigznes lielumu nosaka tas, cik daudz vielas ir pieejams tās vecākajos miglājos. Šis putekļu un gāzes mākonis gravitācijas dēļ sāk sabrukt pats par sevi, tā centrā veidojot arvien karstāku, spilgtāku, blīvāku masu: protostaru.
Galvenā secība
•••Stocktrek attēli / Stocktrek attēli / Getty Images
Kad protostars ir pietiekami karsts un blīvs, tā kodolā sākas ūdeņraža saplūšanas process. Kodolsintēze rada pietiekami lielu radiācijas spiedienu, lai neitralizētu gravitācijas spēku; tādējādi gravitācijas sabrukums beidzas. Protostar ir kļuvis par faktisku zvaigzni tās galvenās kārtas fāzē. Šajā stabilitātes periodā zvaigzne pavadīs lielāko mūža daļu, miljoniem gadu radot gaismu un siltumu, ūdeņradim saplūstot hēlijā.
Sarkanais milzis
•••m-gucci / iStock / Getty Images
Kad zvaigznes kodolā beidzas ūdeņradis, gravitācijai ir savs ceļš vēlreiz - tas ir, līdz temperatūra pacelties pietiekami augstu, lai atļautu hēlija saplūšanu, kas rada stabilizācijai nepieciešamo ārējo spiedienu lietas. Kad nav atstāts hēlijs, cikls sākas no jauna. Tādējādi kodols svārstās starp saspiešanas un līdzsvara stāvokļiem, jo notiek arvien augstākas temperatūras kodolsintēzes reakcijas. Tikmēr ārkārtīgais karstums liek zvaigznes ārējam slānim jeb "apvalkam" paplašināties rādiusā, kas ir salīdzināms ar Zemes orbītas rādiusu. Tik lielā attālumā no kodola apvalks pietiekami atdzisīs, lai kļūtu sarkans. Zvaigzne tagad ir sarkanā gigants.
Supernova
•••pixelparticle / iStock / Getty Images
Kodolreakcijas beidzas uz visiem laikiem, kad zvaigznes kodols tiek pārvērsts par dzelzi; šis elements nedegs bez papildu enerģijas piegādes. Gravitācijas sabrukums katastrofāli atsākas ar spēku, kas ir pietiekami spēcīgs, lai iznīcinātu pašus kodolu veidojošos atomu kodolus. Tas rada tik daudz enerģijas, ka sprādziens gaismas gados dominē debesīs katrā virzienā. Zvaigzne ir kļuvusi par supernovu.
Neitrona zvaigzne
•••Stocktrek attēli / Stocktrek attēli / Getty Images
Tikmēr tas, kas palicis pāri no zvaigznes, ir sarucis līdz diametram, kas nav lielāks par dažiem kilometriem - apmēram pilsētas lielumā. Šajā blīvumā ārējais spiediens, ko rada protoni un neitroni, reaģējot uz saspiešanu, beidzot ir pietiekams, lai apturētu gravitāciju. Zvaigzne ir tik blīva, ka, ja jūs varētu nogādāt tējkaroti tās materiāla uz Zemes, tā svertu triljonus tonnu. Tas griežas līdz 30 reizēm sekundē un uzrāda ļoti lielu magnētisko lauku. Tā ir neitronu zvaigzne, vidēja lieluma zvaigznes dzīves cikla pēdējā stadija.