[/caption]
Čeprav so le vroče kroglice vodika in helija, se zvezde sčasoma nenehno spreminjajo. Proučevanje evolucije zvezd je cela veja astronomije in znanstveniki se ves čas učijo novih stvari.
Če želite resnično razumeti evolucijo zvezd, se morate vrniti takoj na začetek. Vse zvezde, ki jih vidimo danes, so se začele kot veliki oblaki hladnega molekularnega vodika. Neki dogodek, kot je bližnja supernova, je šel skozi oblak plina in mu dal brco, ki je bila potrebna, da se je začel sesedati. Gravitacija oblaka je potegnila neenakomerno, zato se je raztrgal v manjše oblake, od katerih bi vsak tvoril novo zvezdo.
V enem oblaku se je material stekal skupaj in tvoril rastočo kroglo vodika in helija. Ta protozvezda je bila zavita v plin in prah in bi bila dejansko nevidna z naših zemeljskih teleskopov. Ko je krogla rasla, je prihajalo vse več materiala, kar je povzročilo vrtenje protozvezde in sproščalo curke materiala iz svojih polov. To kopičenje materiala traja približno 100.000 let.
Ko se je nabral ves material, je bila predzvezda vroča in žareča; skoraj kot prava zvezda. Vendar ga v jedru niso segrevale fuzijske reakcije, temveč gravitacijsko energijo materiala, ki se nenehno sesuje. Ta vroč, mlad objekt je znan kot zvezda T Tauri in v tem stanju ostane približno 100 milijonov let.
Končno sta temperatura in tlak v jedru zvezde zadostovala, da sta omogočila jedrsko fuzijo. Zdaj bi zvezda postala prava zvezda glavnega zaporedja, ki bi v svojem jedru pretvorila vodik v helij. Zvezda z maso našega Sonca bi lahko ostala v fazi glavnega zaporedja več kot 12 milijard let. Masivnejše zvezde bodo trajale krajša časovna obdobja, medtem ko lahko majhne zvezde rdeče pritlikavke trajajo več sto milijard in celo bilijonov let.
Sčasoma zvezdi v jedru zmanjka vodikovega goriva. Brez zunanjega svetlobnega pritiska iz fuzijskih reakcij se zvezda začne krčiti, kar ustvarja več temperature in tlaka v jedru. Vodikova lupina okoli jedra se lahko zdaj podvrže jedrski fuziji in tako se zgodi, kar poveča svetlost zvezde na stotine in celo tisočkrat. In v jedru zvezde se helij zlije v še težje elemente. Zaradi tega se zvezda napihne in postane rdeči velikan. Običajne zvezde, kot je naše Sonce, se bodo razširile do te mere, da zaužijejo notranje planete: Merkur, Venero in celo Zemljo. Zvezde z več kot 20-kratno maso Sonca postanejo rdeči supergiganti, ki se razširijo za več kot 1500-krat večji polmer Sonca. Predstavljajte si zvezdo, tako veliko, da je zajela Saturnovo orbito!
To dodatno gorivo zmanjka in tako se zvezda spet zruši sama vase. Masivnejše zvezde bodo lahko ta trik izvedle večkrat, pri čemer bodo sežigale nove školjke in sežigale vse težje in težje elemente. Na koncu vse zvezde dosežejo svojo mejo. Najbolj masivne zvezde, tiste z več kot 20-kratno maso Sonca, bodo eksplodirale kot supernove. Manj masivne zvezde bodo izvrgle svoje zunanje plasti in se nato zrušile navznoter in tvorile belo pritlikavko, nevtronsko zvezdo ali črno luknjo. Naše Sonce bo tvorilo belo pritlikavko; ostanek velikosti Zemlje s 60 % svoje prvotne mase. Čeprav je sprva vroč, se bo ta beli škrat sčasoma počasi ohladil in sčasoma postal temperatura ozadja vesolja.
In to je evolucija zvezd, od oblaka plina do belega pritlikavka.
Na Universe Today smo napisali veliko člankov o zvezdah. Tukaj je članek o a superračunalnik, ki simulira evolucijo zvezd , in tukaj je članek, ki pojasnjuje kaj se zgodi z zemljo ko Sonce postane rdeči velikan.
Če želite več informacij o zvezdah, si oglejte Hubblesiteova sporočila novic o zvezdah , in tukaj je domača stran zvezd in galaksij .
Posneli smo več epizod Astronomy Cast o zvezdah. Tukaj sta dva, ki bi se vam lahko zdela v pomoč: Epizoda 12: Od kod prihajajo otroške zvezde , in Epizoda 13: Kam gredo zvezde, ko umrejo ?
Referenca:
NASA: Življenjski cikli zvezd