Zvaigznes dzīves cikla posmi

Skatoties uz augšu nakts debesīs un redzot, kā zvaigznes mirgo, jūs varat domāt, ka tās nekad nemainās un tām ir maz sakara ar jums. Patiesībā tie ievērojami mainās, bet miljoniem gadu līdz miljardiem gadu. Zvaigznes veidojas, tās noveco un mainās ciklos. Izpētot zvaigžņu dzīves ciklu, jūs varat labāk iepazīties ar matērijas veidošanās būtību un procesu, ko piedzīvo mūsu pašu saule.

Visām zvaigznēm ir līdzīgi dzīves posmi, līdz zvaigzne sasniedz sarkano milzu stadiju. Kad miglājā esošā gāze kondensējas, tā veido protostaru. Galu galā temperatūra sasniedz aptuveni 15 miljonus grādu, un sākas saplūšana. Zvaigzne sāk spoži mirdzēt un saraujas. Tagad tā ir zvaigzne, kas spīdēs miljoniem līdz miljardiem gadu. Zvaigznei novecojot, kodolsintēzes procesā tā pārveido ūdeņradi par hēliju. Kad ūdeņraža padeve beidzas, zvaigznes kodols kļūst nestabils un saraujas, kad ārējais apvalks izplešas. Šādā veidā atdziestot un izplešoties, tas sāk mirgot sarkanā krāsā. Šajā brīdī zvaigzne ir sasniegusi sarkanā giganta fāzi.

Zvaigznes, kas ir aptuveni 10 reizes lielākas par sauli vai mazākas, sauc par mazmasas zvaigznēm. Pēc hēlija kausēšanas ogleklī zvaigznes kodols vēlreiz sabrūk. Saraujoties, zvaigznes ārējā daļa tiek izpūstas uz āru. Tas veido planētu miglāju. Atdziestot, paliekošās zvaigznes kodols veido balto punduri. Atdziestot, tas var veidot tā dēvēto melno punduri.

Kad lielākas zvaigznes sasniedz sarkano milzu fāzi, to temperatūra paaugstinās, hēlijam saplūstot ogleklī. Pamata temperatūra paaugstinās, saplūšanas laikā veidojot skābekli, slāpekli un dzelzi. Kad zvaigznes kodols pārvēršas par dzelzi, kodolsintēze beidzas. Dzelzs ir pārāk stabils, un dzelzs kausēšanai nepieciešams vairāk enerģijas nekā atbrīvojas. Pēc kodolsintēzes apstāšanās zvaigzne sabrūk. Temperatūra pārsniedz 100 miljardus grādu, un ekspansīvie spēki pārvar kontrakcijas. Zvaigznes sirds eksplodē uz āru, veidojot sprādzienu, kas pazīstams kā supernova. Kamēr šis sprādziens plosās caur zvaigznes ārējiem apvalkiem, saplūšana notiek vēlreiz. Izmantojot šo enerģijas atbrīvošanu, supernova rada smagus elementus. Ja sprādziena paliekas ir lielākas par 1,4 līdz trim Saules masām, tā kļūs par neitronu zvaigzni. Ja runa ir par trim Saules masām, zvaigzne beigs savu dzīvi kā melnā bedre.

Saule ir mazas masas zvaigzne. Tas tika izveidots, kondensējot gāzi un putekļus miglājā apmēram pirms 4,5 miljardiem gadu. Aptuveni piecu miljardu gadu laikā tas pārvērtīsies par sarkanu milzi un aptvers visas iekšējās planētas, ieskaitot zemi. Galu galā tā kļūs par balto punduru zvaigzni.