Такие звезды, как Солнце, представляют собой большие плазменные шары, которые неизбежно заполняют пространство вокруг себя светом и теплом. Звезды бывают разных масс, и масса определяет, насколько горячей будет гореть звезда и как она умрет. Тяжелые звезды превращаются в сверхновые, нейтронные звезды и черные дыры, тогда как средние звезды, такие как Солнце, заканчивают жизнь в виде белого карлика, окруженного исчезающей планетарной туманностью. Однако все звезды проходят примерно один и тот же базовый семиступенчатый жизненный цикл, начиная с газового облака и заканчивая звездным остатком.
TL; DR (слишком длинный; Не читал)
Гравитация превращает облака газа и пыли в протозвезды. Протозвезда превращается в звезду главной последовательности, у которой в конечном итоге заканчивается топливо и она более или менее сильно схлопывается, в зависимости от ее массы.
Гигантское газовое облако
Звезда начинает жизнь как большое газовое облако. Температура внутри облака достаточно низка для образования молекул. Некоторые молекулы, например водород, загораются и позволяют астрономам видеть их в космосе. Облачный комплекс Ориона в системе Ориона служит близким примером звезды на этой стадии жизни.
Протозвезда - это маленькая звезда
Когда частицы газа в молекулярном облаке сталкиваются друг с другом, создается тепловая энергия, которая позволяет теплому сгустку молекул образовываться в газовом облаке. Этот комок упоминается как Протостар. Поскольку протозвезды теплее других веществ в молекулярном облаке, эти образования можно увидеть с помощью инфракрасного зрения. В зависимости от размера молекулярного облака несколько Протозвезд могут объединиться в одно облако.
Фаза Т-Тельца
На стадии Т-Тельца молодая звезда начинает производить сильные ветры, которые отталкивают окружающий газ и молекулы. Это позволяет впервые увидеть формирующуюся звезду. Ученые могут обнаружить звезду в стадии Т-Тельца без помощи инфракрасного излучения или радиоволн.
Звезды основной последовательности
В конце концов, молодая звезда достигает гидростатического равновесия, в котором ее гравитационное сжатие уравновешивается внешним давлением, что придает ей твердую форму. Затем звезда становится звездой главной последовательности. На этой стадии он проведет 90 процентов своей жизни, синтезируя молекулы водорода и образуя гелий в своем ядре. Солнце нашей солнечной системы в настоящее время находится в фазе своей главной последовательности.
Расширение в Red Giant
Как только весь водород в ядре звезды превращается в гелий, ядро схлопывается само на себя, в результате чего звезда расширяется. По мере расширения она сначала становится субгигантской звездой, а затем красным гигантом. Красные гиганты имеют более холодную поверхность, чем звезды главной последовательности; и из-за этого они будут казаться красными, а не желтыми. Если звезда достаточно массивна, она может стать достаточно большой, чтобы ее можно было классифицировать как сверхгигант.
Слияние тяжелых элементов
По мере расширения звезда начинает синтезировать молекулы гелия в своем ядре, и энергия этой реакции предотвращает коллапс ядра. Когда синтез гелия заканчивается, ядро сжимается, и звезда начинает плавить углерод. Этот процесс повторяется до тех пор, пока в ядре не начнет появляться железо. При плавлении железа поглощается энергия, поэтому присутствие железа вызывает коллапс ядра. Если звезда достаточно массивна, в результате взрыва образуется сверхновая. Меньшие звезды, такие как Солнце, мирно сжимаются в белые карлики, а их внешние оболочки расходятся в виде планетарных туманностей.
Сверхновые и планетарные туманности
Взрыв сверхновой - одно из самых ярких событий во Вселенной. Большая часть вещества звезды уносится в космос, но ядро быстро взрывается в нейтронную звезду или сингулярность, известную как черная дыра. Менее массивные звезды так не взрываются. Их ядра сжимаются в крошечные горячие звезды, называемые белыми карликами, в то время как внешний материал уносится прочь. Звезды меньше Солнца не обладают достаточной массой, чтобы гореть ничем, кроме красного свечения во время их главной последовательности. Эти красные карлики, которых трудно обнаружить, но которые, возможно, являются наиболее распространенными звездами, могут гореть триллионы лет. Астрономы подозревают, что некоторые красные карлики были в их главной последовательности вскоре после Большого взрыва.