Комплетан животни циклус звезде

Звезде се састоје првенствено од гасова водоника и хелијума. Они се драматично разликују у величини, сјају и температури и живе милијардама година, прелазећи кроз неколико фаза. Наше сопствено сунце је типична звезда, једна од стотина милијарди које испуњавају Млечни пут.

Животни циклус звезде састоји се од низа добро дефинисаних фаза.

Звезде се рађају у великим галактичким „расадницима“ који се називају маглине, латинска реч која значи облак. Маглине су густи облаци прашине и гаса из којих могу настати стотине звезда. У неким регионима маглине гас и прашина ће се скупљати заједно у накупине.

Нова звезда настаје када један од ових накупина акумулира толико масе да се сруши под силом сопствене гравитације. Повећана густина кондензационог облака доводи до његовог значајног пораста. На крају, температура постаје толико висока да долази до нуклеарне фузије, формирајући „новорођену“ звезду која се назива прото звезда.

Једном када прото звезда сакупи довољно масе из околних облака гаса и прашине, она постаје звезда главног низа. Звезде главног низа спајају атоме водоника да би створиле хелијум у процесу познатом као нуклеарна фузија. Звезде у овој фази могу постојати милијардама година. Наше сунце је тренутно у својој главној фази секвенце.

Сјај звезде у великој мери зависи од њене масе. Што је звезда главног низа масивнија, то ће више сјаја показивати. Боја звезде главне секвенце је показатељ температуре звезде. Вруће звезде ће изгледати плаво или бело, а хладније звезде црвено или наранџасто. Маса звезде такође ће утицати на њен животни век. Што више масе звезда има, то ће јој животни век бити краћи.

Након што гори милијардама година, звезда главне секвенце ће на крају исцрпети залихе горива јер се већина њеног водоника нуклеарном фузијом претвара у хелијум. У овом тренутку животног циклуса звезде, вишак хелијума доводи до повећања температуре звезде. Када се то догоди, звезда ће се проширити и постати црвени гигант.

Црвени гиганти су јарко црвене боје. Такође су веће и много светлије од звезда главног низа. Како се језгро црвеног гиганта и даље руши под силом гравитације, постаће довољно густо да своју преосталу залиху хелијума претвори у угљеник. То се дешава током отприлике 100 милиона година, све док звезда не умре. Баш као што ће маса диктирати сјај звезде, она ће такође одредити начин смрти звезде.

Звезде главног низа које имају ниже масе на крају постају бели патуљци. Једном када црвени гигант сагори кроз залихе хелијума, звезда ће изгубити на маси. Његово преостало језгро угљеника ће се наставити хладити и смањивати осветљеност милијардама година док не постане бели патуљак.

На крају, бела патуљаста звезда престаће да производи енергију у потпуности и потамниће и постаће црни патуљак. Беле патуљасте звезде су мање, гушће и мање светле од црвених џиновских звезда. Густина белих патуљастих звезда је толико велика да би пука кашика белог патуљастог материјала тежила неколико тона.

Звезде главне секвенце које имају веће масе предодређене су да умру у драматичним и силовитим експлозијама названим супернове. Једном када су ове звезде изгореле у залихама хелијума, преостало језгро угљеника се на крају претвара у гвожђе. Ово гвоздено језгро ће се тада срушити под сопственом тежином док не достигне тачку у којој материја почиње да се одбија од његове површине.

Када се то догоди, догоди се масивна експлозија која ће генерисати блистав бљесак светлости који понекад може бити једнак сјају читаве галаксије звезда. Током неких експлозија супернове, протони и електрони ће се комбиновати да би створили неутроне. То заузврат доводи до стварања изузетно густих звезда које се називају неутронске звезде.