Etapy cyklu życia gwiazdy

Kiedy patrzysz na nocne niebo i widzisz migoczące gwiazdy, możesz pomyśleć, że nigdy się nie zmieniają i że mają z tobą niewiele wspólnego. W rzeczywistości zmieniają się znacząco – ale przez miliony do miliardów lat. Gwiazdy powstają, starzeją się i zmieniają cyklicznie. Studiując cykl życia gwiazd, możesz lepiej poznać naturę formowania się materii i proces, przez który przechodzi nasze własne słońce.

Wszystkie gwiazdy mają podobne etapy życia, dopóki gwiazda nie osiągnie stadium czerwonego olbrzyma. Gdy gaz w mgławicy kondensuje, tworzy protogwiazdę. W końcu temperatura osiąga około 15 milionów stopni i zaczyna się synteza. Gwiazda zaczyna świecić jasno i kurczy się. Teraz jest gwiazdą, która będzie świecić przez miliony do miliardów lat. W miarę starzenia się gwiazdy w swoim jądrze zamienia wodór w hel w procesie fuzji. Kiedy zapas wodoru się wyczerpie, rdzeń gwiazdy staje się niestabilny i kurczy się, gdy zewnętrzna powłoka się rozszerza. Gdy się ochładza i rozszerza w ten sposób, zaczyna świecić na czerwono. W tym momencie gwiazda osiągnęła fazę czerwonego olbrzyma.

Gwiazdy, które są około 10 razy większe od Słońca lub mniejsze, nazywane są gwiazdami o małej masie. Po połączeniu helu z węglem rdzeń gwiazdy ponownie się zapada. Gdy się kurczy, zewnętrzna część gwiazdy jest wydmuchiwana na zewnątrz. To tworzy mgławicę planetarną. Gdy stygnie, rdzeń pozostałej gwiazdy tworzy białego karła. W miarę ochładzania się może tworzyć tzw. czarnego karła.

Gdy większe gwiazdy osiągają fazę czerwonych olbrzymów, ich temperatura wzrasta, gdy hel łączy się z węglem. Temperatura rdzenia wzrasta, a fuzja tworzy tlen, azot i żelazo. Kiedy jądro gwiazdy zamienia się w żelazo, fuzja ustaje. Żelazo jest zbyt stabilne i jego stopienie wymaga więcej energii niż jest uwalniane. Po zatrzymaniu syntezy gwiazda zapada się. Temperatury przekraczają 100 miliardów stopni, a siły ekspansywne pokonują siły kurczące. Serce gwiazdy eksploduje, tworząc eksplozję znaną jako supernowa. Gdy ta eksplozja przedziera się przez zewnętrzne powłoki gwiazdy, fuzja następuje ponownie. Poprzez to uwolnienie energii supernowa tworzy ciężkie pierwiastki. Jeśli pozostałość po eksplozji jest większa niż 1,4 do trzech mas Słońca, stanie się gwiazdą neutronową. Jeśli ma około trzech mas Słońca, gwiazda zakończy swoje życie jako czarna dziura.

Słońce jest gwiazdą o małej masie. Powstał z kondensacji gazu i pyłu w mgławicy około 4,5 miliarda lat temu. Za około pięć miliardów lat zamieni się w czerwonego olbrzyma i obejmie wszystkie planety wewnętrzne, w tym Ziemię. W końcu stanie się gwiazdą białego karła.