Gwiazdy powstają z mgławic—obłoków gazowych, zawierających przede wszystkim wodór i hel. Jeżeli coś naruszy stabilność chmury (n.p. eksplozja pobliskiej supernowej) wtedy obłok zaczyna się kurczyć pod wpływem własnego przyciągania grawitacyjnego. W miarę kurczenia się kuli, rośnie przyciąganie grawitacyjne i coraz więcej materii ściągane jest w kierunku środka.
|
Kiedy temperatura osiągnie ok. 10 milionów Kelwinów, jest już wystarczająco wysoka, aby w wyniku zderzeń wodoru nie następowało odbijanie, ale synteza jąder. Proces ten przebiega w cyklach protonowo—protonowy m(pp) i węglowo—azotowo—tle nowym (CNO), odkrytych przez H. A. Bethe (za to odkrycie został w 1967 r. uhonorowany Nagrodą Nobla) Dzięki energii uwolnionej w takiej reakcji syntezy, gwiazda świeci.
Pojedynczy kwant promieniowania wyprodukowany we wnętrzu Słońca potrzebuje około 30.000 lat do wydostania się na powierzchnię. Ciepło produkowane w wyniku reakcji termojądrowej powoduje, że ciśnienie gazu wzrasta, tak że wreszcie staje się ono dostatecznie duże, by zrównoważyć przyciąganie grawitacyjne i zatrzymać kontrakcję obłoku gazu. W gwiazdach utrzymuje się przez bardzo długi czas (ok. 90% życia gwiazdy)stan równowagi między ciśnieniem podtrzymywanym przez ciepło, pochodzące z reakcji jądrowych i przyciąganiem grawitacyjnym. W końcu jednak gwiazda wyczerpuje swój zapas wodoru dla reakcji j ądrowych-temperatura jej wnętrza obniżą się. Paradoksalnie, im większy jest początkowy zapas paliwa, tym szybciej się ono wyczerpuje. Jest to spowodowane tym, że nim masa gwiazdy jest większa, tym wyższa musi być temperatura w jej wnętrzu (ciśnienie musi zrównoważyć przyciąganie grawitacyjne). Z drugiej strony im wyższa temperatura, tym szybciej przebiegają reakcje jądrowe—szybciej zużywa się paliwo. Słońce dysponuje prawdopodobnie zapasem paliwa na ok. 5 miliardów lat. Gwiazdy o większych masach mogą zużyć swe paliwo nawet w ciągu stu milionów lat. Kiedy rezerwy paliwa gwiazdy kończą się, gwiazda stygnie i ulega skurczeniu—dalszy rozwój gwiazdy zależy od jej rozmiarów . |
|
Kiedy paliwo jądrowe gwiazd Nadolbrzymów wyczerpie się —zmieniają się w Czerwone Superlbrzymy, z tym że we wnętrzu Superolbrzymów spalany jest także węgiel tlen, neon i krzem. Czas trwania etapu węglowego nie przekracza 10 000 lat, a krzemowego ledwie 10 dni. W wyniku tego ostatniego etapu formuje się jądro żelazne o temperaturze 3 miliardów stopni Kelwina. Po wyprodukowaniu żelaza synteza jądrowa ustaje, a jądro pod wpływem samograwitacji i ogromnego ciśnienia zewnętrznych warstw gwiazdy zaczyna się kurczyć. Rozpoczynają się procesy, które bardzo szybko zmieniają wszystkie składniki jądra w neutrony, w wyniku procesu odwrotnego do rozpadu beta p+ + e → n + νe
W wyniku dalszego rozwoju, pod wpływem siły grawitacji j ądro zapada się, następuje ogromna eksplozja gwiazdy, której towarzyszy rozbłysk. Obiekt taki w czasie wybuchu jasnością dorównuje całej galaktyce (wydaje się, że na niebie powstają nowe gwiazdy, stąd ich nazwa: Supernowe). Po wybuchu Supernowej może powstać stosunkowo małe ciało, zwane gwiazdą Neutronową—o rozmiarach rzędu kilkudziesięciu kilometrów, czyli porównywalnych z Ziemią, ale o masie porównywalnej z masą Słońca. Jest ona zbudowana ze zdegenerowanej materii, nie mającej już atomów (zniszczonych na skutek ciśnienia, jakiemu zostały poddane ) i mającej ogromną gęstość 1017 kg/m3, 1 łyżeczka tej materii ma masę kilku milionów ton. Niektóre z eksplozji Supernowych(tych o masach większych od 10 mas S łońca) są tak potężne, że zapadająca się materia jądra zostaje ściśnięta do ogromnych gęstości, po których jedyną pozostałością jest pewien obszar przestrzeni o niezwykle silnym polu grawitacyjnym. Siła przyciągania jest tak wielka, że nic nie może się jej opuścić takiej gwiazdy nawet fotony dlatego nazywa się je Czarnymi Dziurami. Grawitacja Czarnej Dziury całkowicie zakrzywia czasoprzestrzeń wokół niej, a czarne dziury można jedynie wykrywać obserwując ruch świecącej materii w ich pobliżu. |
W gęstniejącej chmurze gazu,
atomy zderzają się między sobą ze wzrastającą częstością—osiągają coraz większe prędkości, temperatura gazu wzrasta.
Po wyczerpaniu zapasów wodoru warstwy zewnętrzne gwiazdy ekspandują na zewnątrz
rozpoczyna się synteza helu, w wyniku tego procesu powstają cięższe pierwiastki m.in. węgiel, tlen i neon. W stadium, w którym gwiazda spala hel, nosi nazwę Czerwonego Olbrzyma. Rozmiary
Czerwonego Olbrzyma są wielokrotnie większe od pierwotnych rozmiarów gwiazdy. Kiedy Czerwony Olbrzym spali większość swojego paliwa helowego, ponownie obniża się temperatura i znowu zaznacza się
wpływ siły grawitacji—jądro jest zgniatane, następuje zapłon węgla, w wyniku którego najlżejsze gwiazdy(takie, których masa nie przekracza 1,4
masy Słońca), ze stadium Czerwonego Karła przeobrażają się w Białe Karły. Biały Karzeł to gwiazda o rozmiarach Ziemi, ogromnej gęstości (1
łyżeczka tej materii ma masę kilku ton) i temperaturze powierzchniowej kilkudziesięciu tysięcy Kelwinów. Biały Karzeł zbudowany jest ze zdegenerowanego gazu elektronowego i świeci kosztem
nagromadzonego ciepła. Po wystygnięciu staje się niewidocznym Brązowym Karłem.
