Masa gwiazdy jest jedyną cechą, która określa losy tego ciała niebieskiego. Jego zachowanie pod koniec życia zależy całkowicie od jego masy. W przypadku lekkich gwiazd śmierć przychodzi cicho, czerwony olbrzym zrzuca skórę, by zostawić za sobą słabnącego białego karła. Ale finał cięższej gwiazdy może być dość wybuchowy!
Definicja kategorii
•••Yuriy Mazur/iStock/Getty Images
Gwiazdy średnie to te, które są zbyt duże, by skończyć jako białe karły i zbyt małe, by stać się czarnymi dziurami, umierają jako gwiazdy neutronowe. Naukowcy zaobserwowali, że ta kategoria ma dolną granicę nieco powyżej 1,4 mas Słońca, a górną granicę w pobliżu 3,2 mas Słońca. ("masa słoneczna" jest jednostką miary mniej więcej taką samą jak masa naszego Słońca.)
Protogwiazda
•••Getty Images/Photodisc/Getty Images
Rozmiar gwiazdy zależy od ilości materii dostępnej w macierzystej mgławicy. Ta chmura pyłu i gazu zaczyna się zapadać pod wpływem grawitacji, tworząc w jej centrum coraz bardziej gorącą, jasną i gęstą masę: protogwiazdę.
Sekwencja główna
•••Stocktrek Images/Stocktrek Images/Getty Images
Kiedy protogwiazda jest wystarczająco gorąca i gęsta, w jej jądrze rozpoczyna się proces fuzji wodoru. Fuzja wytwarza wystarczające ciśnienie promieniowania, aby przeciwdziałać sile grawitacji; w ten sposób zapaść grawitacyjna ustaje. Protogwiazda stała się prawdziwą gwiazdą w swojej fazie sekwencji głównej. Gwiazda spędzi większość swojego życia w tym okresie stabilności, generując światło i ciepło poprzez fuzję wodoru w hel przez miliony lat.
Czerwony olbrzym
•••m-gucci/iStock/Getty Images
Kiedy w jądrze gwiazdy wyczerpie się wodór, grawitacja znów będzie działać — to znaczy do czasu, gdy temperatura się wyczerpie wzrosnąć wystarczająco wysoko, aby umożliwić fuzję helu, która wytwarza ciśnienie zewnętrzne potrzebne do stabilizacji rzeczy. Kiedy nie ma już helu, cykl zaczyna się od nowa. W ten sposób rdzeń oscyluje między stanami ściskania i równowagi, gdy zachodzą reakcje fuzji w coraz wyższych temperaturach. Tymczasem ekstremalne ciepło powoduje, że zewnętrzna warstwa gwiazdy, czyli „powłoka”, rozszerza się do promienia porównywalnego z promieniem orbity Ziemi. W tak dużej odległości od rdzenia powłoka ostygnie na tyle, że zmieni kolor na czerwony. Gwiazda jest teraz czerwonym olbrzymem.
Supernowa
•••pixelparticle/iStock/Getty Images
Reakcje jądrowe ustają na zawsze, gdy jądro gwiazdy zostaje zredukowane do żelaza; ten element nie ulegnie stopieniu bez dodatkowych dostaw energii. Zapadanie grawitacyjne wznawia się katastrofalnie z siłą wystarczającą do zniszczenia samych jąder atomów tworzących rdzeń. Generuje to tak dużo energii, że eksplozja dominuje na niebie na lata świetlne w każdym kierunku. Gwiazda przeszła w stan supernowej.
Gwiazda neutronowa
•••Stocktrek Images/Stocktrek Images/Getty Images
Tymczasem to, co zostało z gwiazdy, skurczyło się do średnicy nie większej niż kilka kilometrów - mniej więcej wielkości miasta. Przy tej gęstości ciśnienie na zewnątrz generowane przez protony i neutrony reagujące na ściskanie jest w końcu wystarczające do zatrzymania grawitacji. Gwiazda jest tak gęsta, że gdybyś mógł przynieść na Ziemię łyżeczkę jej materiału, ważyłaby bilion ton. Obraca się do 30 razy na sekundę i wykazuje bardzo duże pole magnetyczne. To gwiazda neutronowa, ostatni etap cyklu życia gwiazdy średniej wielkości.