Życie gwiazd

Stars are born, live out their lives, and die. Their appearance changes dramatically along the way. The Sun will age to become a red giant star like Arcturus. (A red giant star is the form that most stars take at the end of their lives, after they use up their fuel and their outer layers swell.) The star Betelgeuse will eventually resemble the Crab Nebula (see image below), exploding as a supernova and leaving behind a neutron star remnant. The fate of the supergiant star Rigel is that of a black hole—an object so dense that nothing can escape its gravity, not even light. The wide variety of stars we see represents the different stages in their lives.

Główny wpływ na ewolucję gwiazdy ma jej masa. Masa gwiazdy decyduje o szybkości reakcji termojądrowej i w tym samym o jej jasności (produkcji energii) i o jej żywotności. Wyróżniamy cztery rozległe typy masy, opierając się o długość jej istnienia, to jak umiera i jakie gwiezdne szczątki po sobie pozostawia. "Życie" gwiazdy jest stabilne dzięki fuzji wodoru w hel w jej jądrze.

Gwiazdy o małej masie są najdłużej żyjącymi obiektami wytwarzającymi energię we wszechświecie. Choć ich ilość przewyższa wszystkie inne gwiazdy, są one najmniej wyraźne, przez co trudne do wykrycia. Niektóre gwiazdy o małej masie będą żyły przez biliony lat.

Gwiazdy o średniej masie wiodą życie trwające od 50 milionów do 20 miliardów lat. Zachodzące w nich reakcje jądrowe prowadzą do powstania większości węgla i azotu występującego we Wszechświecie.  Kiedy gwiazda o średniej masie umiera wyrzuca w przestrzeń kosmiczną swoją atmosferę i składające się na nią pierwiastki takie jak te.

Starość: czerwony olbrzym
Ta symulacja przedstawia jak po wyczerpaniu wodoru w jądrze gwiazda o średniej masie zapada się i rośniej w niej temperatura do momentu osiągnięcia wystarczającej do syntezy helu w cięższe pierwiastki. Synteza jądrowa helu to drugi stabilny etap życia gwiazdy, który trwa około 10 procent całego czasu. Zwiększona ilość produkowanej energii powoduje nadęcie jej atmosfery i gwiazda staje się bardzo jasnym czerwonym olbrzymem. Kiedy Słońce osiągnie ten etap życia, pochłonie wszystko za orbitę Wenus i spowoduje wyparowanie ziemskich oceanów.

Gwiazdy o dużej masie są bardzo jasne i krótko istnieją. W ich jądrach powstają ciężkie pierwiastki, a gdy wybuchają w postaci supernowej wyrzucają je w przestrzeń kosmiczną. Poza wodorem i helem większość innych pierwiastków, łącznie z tymi na który składa się Ziemia i wszystkim co na niej się znajduje pochodzi z wnętrza tych gwiazd.

Śmierć: supernowa
Gwiazdy o dużej masie umierają w efektownych eksplozjach nazywanych zjawiskiem supernowej. Taką eksplozję przedstawia ta symulacja. Supernowe wyrzucają w kosmos ponad 90 procent swojej masy, w tym nowo-powstałe ciężkie pierwiastki.

Pośród powstających gwiazd niewielką liczbę stanowią te najbardziej masywne i istniejące najkrócej. Tylko jedna gwiazda na 500 tysięcy osiąga masę większą niż 20 mas Słońca. Pomimo ich rzadkości gwiazdy te są tak jasne, że można je łatwo dostrzec z ogromnych odległości.

Pozostałość: czarna dziura
W tej symulacji przedstawiamy jak bardzo masywna gwiazda zapada się ponieważ jej gęstość jest większa niż możliwa dla białych karłów i gwiazd neutronowych. Im gwiazda jest mniejsza, tym większa jest jej grawitacja, mocno zaginając czasoprzestrzeń. Ostatecznie przestrzeń pod nią się zapada, odcinając "połączenie" z resztą Wszechświata. Nie możemy zobaczyć, ani nie wiemy co się dzieje w środku ponieważ nic, nawet światło, nie może uciec z jej otchłani. Obiekt taki nazywamy czarną dziurą.