Jak każde ciało w przyrodzie, gwiazdy nie mogąpozostań taki sam. Rodzą się, rozwijają i wreszcie „umierają”. Ewolucja gwiazd trwa miliardy lat, ale trwa debata na temat czasu ich powstawania. Wcześniej astronomowie uważali, że proces ich „narodzin” z pyłu gwiezdnego trwał miliony lat, ale nie tak dawno temu uzyskano zdjęcia regionu nieba z Wielkiej Mgławicy Oriona. Po kilku latach pojawiła się tam niewielka gromada gwiazd.
На снимках 1947 года в этом месте была zarejestrowano niewielką grupę obiektów podobnych do gwiazd. W 1954 r. Niektóre z nich stały się podłużne, a po kolejnych pięciu latach obiekty te rozpadły się na osobne. Po raz pierwszy proces narodzin gwiazd odbywał się dosłownie przed astronomami.
Przyjrzyjmy się bliżej, jak przebiega struktura i ewolucja gwiazd, wraz z tym, jak ich niekończące się, według ludzkich standardów, życie zaczyna się i kończy.
Naukowcy tradycyjnie sugerowali, że gwiazdypowstały w wyniku kondensacji chmur w środowisku pyłu gazowego. Pod wpływem sił grawitacyjnych z utworzonych chmur powstaje nieprzezroczysta kula gazowa o gęstej strukturze. Jego ciśnienie wewnętrzne nie jest w stanie zrównoważyć sił grawitacyjnych ściskających go. Stopniowo kula kurczy się tak bardzo, że wzrasta temperatura wnętrza gwiazdy, a ciśnienie gorącego gazu wewnątrz kuli równoważy siły zewnętrzne. Następnie kompresja ustaje. Czas trwania tego procesu zależy od masy gwiazdy i zwykle wynosi od dwóch do kilkuset milionów lat.
Struktura gwiazd sugeruje bardzo wysoką wartośćtemperatura w jelitach, co przyczynia się do ciągłych procesów termojądrowych (wodór, który je tworzy zamienia się w hel). To właśnie te procesy powodują intensywną emisję gwiazd. Czas, jaki zajmuje im zużywanie dostępnego zapasu wodoru, zależy od ich masy. Czas promieniowania zależy również od tego.
Gdy rezerwy wodoru zostaną wyczerpane, ewolucja gwiazdzbliża się do etapu formacji czerwonego olbrzyma. Dzieje się to w następujący sposób. Po ustaniu uwalniania energii siły grawitacyjne zaczynają ściskać rdzeń. W tym przypadku gwiazda znacznie powiększa się. Jasność wzrasta również w miarę trwania procesu reakcji termojądrowych, ale tylko w cienkiej warstwie na granicy jądra.
Procesowi temu towarzyszy wzrost temperatury kurczącego się jądra helu i konwersja jąder helu w jądra węgla.
По прогнозам, наше Солнце может превратиться в czerwony gigant za osiem miliardów lat. W tym samym czasie jego promień wzrośnie kilkadziesiąt razy, a jasność wzrośnie setki razy w porównaniu z obecnymi wskaźnikami.
Gwiezdne życie już trwazauważył, zależy od jego masy. Obiekty o masie mniejszej niż słońce bardzo ekonomicznie „zużywają” swoje rezerwy paliwa jądrowego, dzięki czemu mogą świecić przez dziesiątki miliardów lat.
Ewolucja gwiazd kończy się powstaniem białych karłów. Dzieje się tak z tymi, których masa jest zbliżona do masy Słońca, tj. nie przekracza z tego 1,2.
Olbrzymie gwiazdy szybko się wyczerpujązapasy paliwa jądrowego. Towarzyszy temu znaczna utrata masy, w szczególności z powodu zrzutu zewnętrznych powłok. W rezultacie pozostaje tylko stopniowo chłodząca się centralna część, w której reakcje jądrowe całkowicie ustały. Z czasem takie gwiazdy przestają promieniować i stają się niewidoczne.
Ale czasami normalna ewolucja i struktura gwiazdzepsuty. Najczęściej dotyczy to masywnych obiektów, które wyczerpały wszystkie rodzaje paliwa termojądrowego. Następnie można je przekształcić w neutron, supernowe lub czarne dziury. Im więcej naukowców dowie się o tych obiektach, tym więcej pojawi się nowych pytań.
