Эволюция звезд

Представьте себе огромное облако газа и пыли через много световых лет от нас. Гравитация, как всегда, пытается собрать материалы вместе. Несколько частиц пыли собирают еще немного, потом еще немного, потом еще больше. В конце концов, достаточное количество газа и пыли было собрано в гигантский шар, температура которого (в центре шара и пыли, сталкивающихся друг с другом под большим давлением окружающего материала) достигает 15 миллионов градусов или около того. Происходит удивительное событие: начинается ядерный синтез, и шар из газа и пыли начинает светиться. Новая звезда начала свою жизнь в нашей Вселенной.
Так что же это за волшебная вещь называется «ядерный синтез» и почему она начинает происходить внутри шара из газа и пыли? Это происходит так. По мере того, как происходит сжатие газа и пыли, и температура достигает 15 миллионов градусов или около того, давление в центре шара становится огромным. Электроны отрываются от своих родительских атомов, создавая плазму. Сокращение продолжается, и ядра в плазме начинают двигаться все быстрее и быстрее. В конце концов, они приближаются друг к другу так быстро, что преодолевают электрическое отталкивание, которое существует между их протонами. Ядра врезаются друг в друга так сильно, что слипаются или сливаются. При этом они выделяют много энергии. Эта энергия от синтеза выделяется из ядра, создавая внешнее давление в газе вокруг него, который уравновешивает внутреннее притяжение гравитации. Когда высвободившаяся энергия достигает внешних слоев шара газа и пыли, она уходит в космос в форме электромагнитного излучения. Шар, теперь звезда, и она начинает сиять.
Новые звезды бывают разных размеров и цветов. Они варьируются от синего до красного, от половины нашего Солнца до более чем в 20 раз больше Солнца. Все зависит от того, сколько газа и пыли собирается во время образования звезды. Цвет звезды зависит от температуры поверхности звезды. И ее температура зависит, опять же, от того, сколько газа и пыли было накоплено во время формирования. Чем больше масса у звезды, тем ярче и жарче она будет. Для звезды все зависит от ее массы.
На протяжении всей своей жизни звезды борются с внутренним притяжением силы гравитации. Только внешнее давление, создаваемое ядерными реакциями, отталкивающими от ядра звезды, удерживает звезду «нетронутой». Но эти ядерные реакции требуют топлива, в частности водорода. В конце концов запас водорода заканчивается, и звезда начинает исчезать.
II. Начало конца
Через миллионы и миллиарды лет, в зависимости от их первоначальных масс, у звезд кончается основное топливо - водород. Как только готовая подача водорода в ядро ​​прекращается, ядерные процессы, происходящие там, прекращаются

. Без внешнего давления, создаваемого этими реакциями для противодействия силе тяжести, внешние слои звезды начинают разрушаться внутрь к ядру. Как и во время формования, когда материал сжимается, температура и давление увеличиваются. Это вновь генерируемое тепло временно противодействует силе гравитации, и внешние слои звезды теперь выталкиваются наружу. Звезда расширяется до большего размера, чем когда-либо за время своей жизни - от нескольких до ста раз больше. Звезда стала красным гигантом.
Что будет дальше в жизни звезды, зависит от ее первоначальной массы. Будь то «массивная» звезда (примерно в 5 или более раз больше массы нашего Солнца) или же она была «звездой низкой или средней массы» (примерно в 0,4–3,4 раза больше массы нашего Солнца), следующие шаги после Фазы красного гиганта очень, очень разные.
III. Конец
A. Судьба звезд размером с Солнце: черные карлики
Как только звезда среднего размера (такая как наше Солнце) достигла фазы красного гиганта, ее внешние слои продолжают расширяться, ядро ​​сжимается внутрь, и атомы гелия в ядре сплавляются вместе, образуя углерод. Этот синтез высвобождает энергию, и звезда получает временную отсрочку. Однако у звезды размером с Солнце этот процесс может занять всего несколько минут! Атомная структура углерода слишком сильна, чтобы быть дополнительно сжатой массой окружающего материала. Ядро стабилизируется, и конец близок. Теперь звезда начнет терять свои внешние слои в виде рассеянного облака, называемого планетарной туманностью. В конце концов, остается только около 20% первоначальной массы звезды, и звезда проводит остаток своего времени, охлаждаясь и сжимаясь, пока ее диаметр не составит всего несколько тысяч миль. Она стала белым карликом. Белые карлики стабильны, потому что сила притяжения уравновешивается электронами в ядре звезды, отталкивая друг друга. Не имея топлива для сжигания, горячая звезда излучает оставшееся тепло в холод пространства в течение многих миллиардов лет. В конце концов, она просто будет находиться в космосе, как холодная темная масса, которую иногда называют черным карликом.
Б. Судьба Массивных Звезд: Сверхновые! А потом...
У судьбы есть нечто совершенно иное и очень драматичное для звезд, которые примерно в 5 или более раз массивнее нашего Солнца. После того как внешние слои звезды распухли в красный сверхгигант (то есть очень большой красный гигант), ядро ​​начинает уступать гравитации и начинает сокращаться. По мере того, как оно сжимается, оно становится горячее и плотнее, и начинает происходить новая серия ядерных реакций, временно останавливая распад ядра