Pilnīgs zvaigznes dzīves cikls

Zvaigznes galvenokārt veido ūdeņraža un hēlija gāzes. To lielums, spilgtums un temperatūra ievērojami atšķiras, un tie dzīvo miljardiem gadu, pārejot vairākos posmos. Mūsu pašu saule ir tipiska zvaigzne, viena no simtiem miljardu, kas pakaišo Piena ceļu.

Zvaigznes dzīves cikls sastāv no vairākiem skaidri noteiktiem posmiem.

Zvaigznes dzimst lielās galaktikas “audzētavās”, ko sauc par miglājiem, latīņu valodā, kas nozīmē mākonis. Miglāji ir blīvi putekļu un gāzes mākoņi, kas var izraisīt simtiem zvaigžņu. Dažos miglāja reģionos gāze un putekļi sapulcēsies kopā.

Jauna zvaigzne rodas, kad vienā no šiem puduriem uzkrājas tik daudz masas, ka tā sabrūk pašas gravitācijas spēka ietekmē. Kondensācijas mākoņa palielinātais blīvums izraisa tā temperatūras ievērojamu paaugstināšanos. Galu galā temperatūra kļūst tik augsta, ka notiek kodolsintēze, veidojot zīdaiņu zvaigzni, ko sauc par protostaru.

Kad protostars ir savācis pietiekami daudz masas no apkārtējiem gāzes un putekļu mākoņiem, tas kļūst par galveno sērijas zvaigzni. Galvenās secības zvaigznes sapludina ūdeņraža atomus kopā, lai izveidotu hēliju procesā, kas pazīstams kā kodolsintēze. Šajā posmā zvaigznes var pastāvēt miljardiem gadu. Mūsu saule šobrīd atrodas tās galvenajā secības posmā.

Zvaigznes spilgtums ir ļoti atkarīgs no tās masas. Jo masīvāka ir galvenā sērijas zvaigzne, jo vairāk tās izstaros spožumu. Galvenās kārtas zvaigznes krāsa norāda uz zvaigznes temperatūru. Karstākas zvaigznes parādīsies zilas vai baltas, bet vēsākas - sarkanas vai oranžas. Zvaigznes masa ietekmēs arī tās dzīves ilgumu. Jo lielāka būs zvaigznes masa, jo īsāks būs tās mūžs.

Pēc miljardiem gadu ilgas sadedzināšanas galvenā sērijas zvaigzne galu galā iztukšos degvielas daudzumu, jo kodolsintēzes rezultātā lielākā daļa ūdeņraža tiek pārvērsta hēlijā. Šajā zvaigznes dzīves cikla laikā hēlija pārpalikums izraisa zvaigznes temperatūras paaugstināšanos. Kad tas notiks, zvaigzne paplašināsies, kļūstot par sarkano milzi.

Sarkanie milži ir spilgti sarkanā krāsā. Tās ir arī lielākas un daudz spožākas nekā galvenās sērijas zvaigznes. Tā kā sarkanā giganta kodols gravitācijas spēka ietekmē turpina sabrukt, tas kļūs pietiekami blīvs, lai atlikušo hēlija daudzumu pārvērstu ogleklī. Tas notiek aptuveni 100 miljonu gadu laikā, līdz ir pienācis laiks zvaigznei mirt. Tāpat kā masa diktēs zvaigznes spožumu, tā noteiks arī zvaigznes nāves veidu.

Galvenās kārtas zvaigznes, kurām ir mazāka masa, galu galā kļūst par baltiem punduriem. Kad sarkanais milzis ir sadedzinājis hēlija daudzumu, zvaigzne zaudēs masu. Tā atlikušais oglekļa kodols miljardiem gadu turpinās atdzist un samazināsies spožums, līdz tas kļūs par balto punduri.

Galu galā baltā pundurzvaigzne pārstās ražot enerģiju un kļūst tumšāka, lai kļūtu par melno punduri. Baltās pundurzvaigznes ir mazākas, blīvākas un mazāk mirdzošas nekā sarkanās milzu zvaigznes. Balto pundurzvaigžņu blīvums ir tik liels, ka tikai karote ar balto pundurmateriālu sver vairākas tonnas.

Galvenās sērijas zvaigznēm, kurām ir lielāka masa, ir paredzēts mirt dramatiskos un vardarbīgos sprādzienos, kurus sauc par supernovām. Kad šīs zvaigznes ir sadedzinājušas ar hēlija daudzumu, atlikušais oglekļa kodols galu galā tiek pārveidots par dzelzi. Tad šis dzelzs kodols sabruks zem sava svara, līdz sasniegs punktu, kurā matērija sāk atlecēt no tās virsmas.

Kad tas notiek, notiek milzīgs sprādziens, kas radīs izcilu gaismas zibspuldzi, kas dažkārt var būt vienāda ar visas zvaigžņu galaktikas spožumu. Dažu supernovas sprādzienu laikā protoni un elektroni apvienosies, veidojot neitronus. Tas savukārt noved pie ārkārtīgi blīvu zvaigžņu, ko sauc par neitronu zvaigznēm, veidošanās.