Зірки
Зірка — це світловий шар газу, структура якого підтримується силою власної гравітації. Найближча зірка до нашої планети — це, звичайно, наше власне Сонце, яке пропонує безцінну можливість для астрономів досліджувати його характеристики в деталях. Знання, отримані від Сонця, часто слугують прототипом для розуміння різних зіркових тіл, розкиданих по космосу.
Життя зірки подібне до безперервного конкурсу проти гравітації. Ця невідступна сила намагається притягнути зірку до себе, прагнучи викликати її колапс. Проте ядро зірки характеризується екстремальним теплом, яке генерує достатній тиск всередині газових шарів. Цей вихідний тиск ефективно компенсує внутрішнє притягування гравітації, встановлюючи те, що називають гідростатичною рівновагою. Тільки поки це ніжна рівновага зберігається між внутрішнім гравітаційним стисненням і зовнішнім тиском, зірка залишається стабільною.
Протягом більшої частини свого існування зірка отримує тепло та енергію від процесу ядерного синтезу, що відбувається в її ядрі. Цю фазу зоряного життя називають основною послідовністю.
Зрештою, ядро зірки вичерпує своє паливо для цих ядерних реакцій. Після виснаження цього джерела енергії зірка наближається до сутінок своєї фази основної послідовності. Якщо зірка має достатню масу, вона може перейти до ряду альтернативних, хоча й менш ефективних, ядерних процесів для генерації внутрішнього тепла. Однак врешті-решт ці реакції зникнуть, неспроможні виробити достатню кількість енергії, щоб протистояти переважаючому впливу гравітації, що призведе до колапсу зірки.
Зоряна еволюція
Як і всі об’єкти в природному світі, зірка проходить цикли народження, існування та загибелі. Завдяки ретельним спостереженням за зірками на різних стадіях їх життєвого циклу астрономи виокремили всеосяжну структуру, якій дотримуються більшість зірок. Доля зірки та тривалість її життя, в основному, залежать від її маси.
Походження всіх зірок можна простежити до гравітаційного колапсу матеріалу в величезному молекулярному хмарі. Ці хмари, розкидані по всесвіту, складаються переважно з молекулярного газу та пилу. Турбулентні рухи всередині хмари породжують щільні вузли, які можуть піддатися власному гравітаційного притяганню. Коли ці вузли колапсують, матеріал в їх центрі нагрівається, утворюючи те, що називається протозіркою, яка врешті-решт еволюціонує в зрілу зірку.
Колапс молекулярного хмари не призводить до народження єдиної зірки; скоріше, кілька регіонів матеріалу формують свої унікальні протозірки. Тому ці хмари часто називають зоряними дитячими кімнатами — родючими грунтами, де народжуються нові зірки.
Коли протозірка накопичує масу, її ядро стає дедалі гарячішим та щільнішим. На критичному порозі приблизно 15 мільйонів Кельвін відбувається злиття водню в гелій. Коли зірка починає цей трансформаційний процес, вона входить у вирішальну стадію свого життєвого циклу — “основну послідовність”.
Зірки в основній послідовності характеризуються злиттям водню в гелій у їх ядрі. Енергія, що вивільняється під час цього злиття, генерує радіацію та тепло, які створюють зовнішню силу, що запобігає колапсу зірки в цій важливій фазі. Для багатьох зірок цей період є тривалим; наше Сонце, наприклад, проведе близько 10 мільярдів років в основній послідовності. Натомість масивніші зірки швидко вичерпують свої запаси водню, перебуваючи в основній послідовності лише кілька мільйонів років.
Коли зовнішні шари зірки витрачають свій водень, рівновага порушується, і зірка виявляється неспроможною протистояти гравітаційним силам. Внутрішні шари починають стискатися, підвищуючи температуру та тиск, які потім передаються до ядра. Ця фаза завершується тим, що зовнішні шари зірки різко розширюються, перетворюючи її на червоного гіганта, часто надуваючись до сотень разів своїх початкових розмірів.
Подальші події залежать у великій мірі від маси зірки.
Доля зірок середнього розміру
Коли зірка середнього розміру — до приблизно семи разів маси Сонця — входить у фазу червоного гіганта, ядро досягає температури та тиску, достатніх для злиття гелію в вуглець, що надає тимчасове послаблення колапсу.
Коли запаси гелію в ядрі вичерпуються, зірка скидає значну частину своєї маси, утворюючи оболонку з газу та пилу, що називається планетарною туманністю. Саме ядро охолоджується і стискається в маленьке, палаюче ядро, відоме як білий карлик. Цей білий карлик чинить опір гравітаційному колапсу завдяки відштовхувальному тиску електронних взаємодій в його ядрі.
Доля масивних зірок
Навпаки, червоний гігант, який перевищує сім разів масу Сонця, стикається з набагато більш драматичним закінченням.
У цій царині високоякісних зірок еволюційний шлях спочатку повторює шлях їх зірок середньої маси. Коли зовнішній шар вичерпає паливо, він розширюється в колосальну форму, відому як червоний супергігант. Ядро починає своє стиснення, досягаючи надзвичайних температур і щільностей, викликаючи злиття гелію в вуглець. Коли гелій вичерпується, ядро знову стискається, але через його більшу масу воно досягає умов, необхідних для злиття вуглецю в неон. Цей процес триває, поки ядро не заповниться атомами заліза.
На цій стадії реакції злиття генерують енергію, яка дозволяє зірці захищатися від гравітаційних сил. Проте злиття заліза є енергомістким, а не енерговивільняючим. Це позначає критичний поворотний момент; ядро зірки, тепер наповнене залізом, піддається безжальним обіймам гравітації.
Коли температури зростають до понад 100 мільярдів градусів Цельсія, атоми заліза стискаються, і відштовхування позитивно заряджених ядер перевищує гравітаційні сили. У вражаючому прояві космічного гніву ядро відскакує, посилаючи ударні хвилі через зірку, закінчуючи у величнім вибуху, відомому як наднова. Ця катастрофічна подія викидає величезну кількість зоряного матеріалу в безмежність космосу.
Приблизно 75% маси зірки викидається під час цієї наднової. Залишки колапсу ядра залежать від його маси. Ядро, що залишилося з масою від 1.4 до 5 разів маси Сонця, стискається в нейтронну зірку, тоді як більш масивне ядро перетворюється на чорну діру. Щоб перетворитися на нейтронну зірку, зірка повинна мати приблизно 7 до 20 разів масу Сонця до наднової. Лише ті зірки, які перевищують 20 разів масу Сонця, приречені стати чорними дірами.
