Ewolucja gwiazd

Podczas całego procesu ewolucyjnego gwiazdy zmienia się jej temperatura, typ widmowy oraz jasność absolutna. W konsekwencji zmienia się położenie gwiazdy na diagramie Herzsprunga-Russella(H-R). Linia, jaką na diagramie H-R zakreśla gwiazda w czasie swojego życia nosi nazwę drogi ewolucyjnej.

Gwiazdy powstają z materii międzygwiazdowej. Kurczenie się obłoku tej materii następuje, gdy oddziaływanie grawitacyjne pomiędzy cząstkami obłoku jest większe od ciśnienia gazu. Obłok po dostatecznym skurczeniu staje się gwiazdą. Najłatwiej kurczą się obłoki o niskiej temperaturze i wysokiej gęstości. W miarę kurczenia się obłoku, część wydzielanej energii grawitacyjnej nagrzewa materię, z jakiej jest on zbudowany. Energia ta jest wypromieniowana w postaci promieniowania podczerwonego. Dzięki temu jego temperatura nie ulega zmianie a jego gęstość rośnie.

Wzrost gęstości powoduje powstawanie lokalnych skupień. Po pewnym czasie obłok rozpada się na te skupienia, które są zaczątkami nowych gwiazd.

Dalsze kurczenie obłoku – który staje się protogwiazdą – związane jest z wydzielaniem ciepła przez konwekcję gdyż promieniowanie staje się niewystarczające.
Protogwiazdy w tym stadium ewolucji noszą nazwę „gwiazd przed ciągiem głównym”

Dalsze kurczenie zachodzi wolniej, do momentu wzrostu temperatur, od której zaczynają się już reakcje termojądrowe. Gwiazda osiąga „wiek zero” i „osiadając” na ciągu głównym diagramu H-R rozpoczyna dłuższy okres spokojnego życia.

Podczas samego procesu powstawania gwiazdy ważną sprawą jest moment obrotowy pierwotnego obrotu. Przy tak dużym kurczeniu moment może spowodować dużą rotację gwiazdy, prowadzącą nawet do jej rozerwania. Gwiazda może przekazać moment obrotowy poprzez pole magnetyczne lub przez odrzucenie części materii – co jak się przypuszcza przyczynia się do powstawania planet.

Reakcję termojądrowe prowadzą do przemiany wodoru w hel. Energia emitowana przez gwiazdę powstaje w cyklu protonowo-protonowym (p-p) lub węglowo-azotowym (CNO). Gwiazda jest wtedy w stanie równowagi.

Pod koniec pobytu gwiazdy na ciągu głównym jej jądro składa się głównie z helu jako produkt reakcji termojądrowych. Helowe jądro jest otoczone wodorową atmosferą. Ciężar górnych warstw powoduje kurczenie i wzrost temperatury. Wokół jądra tworzy się warstwa umożliwiająca dalsze reakcje termojądrowe. Przez zaburzenia w produkcji energii zachodzące w zewnętrznej warstwie zaczyna się ona poruszać na zewnątrz, przeciwnie do kurczącego się jądra – gwiazda przekształca się w czerwonego olbrzyma.

Kurczenie się jądra prowadzi do dalszego wzrostu temperatury aż do 10¬¬8 K i gęstości 10¬¬¬¬8 ¬¬ kg * m –3 . Zaczyna się wtedy termojądrowa reakcja węgla z helu. Proces ten noszący nazwę „3 alfa” polega na łączeniu się 3 jąder helu ( cząstek alfa ) w jądro węgla według schematu:

4/2He + 4/2He  8/4 Be + gamma

8/4Be + 4/2 He  12/6 C + gamma ( + energia)
Więc w gwieździe istnieją dwa źródła energii : w centrum odbywa się spalanie helu w węgiel a w otoczce spala się wodór. Pod koniec procesu jądro jest zbudowane głównie z węgla.

Jądro węglowe powstaje w gwiazdach o masach większych niż 1,2 masy Słońca. Gwiazdy o mniejszych masach mają tylko jądro helowe. Takie jądro będzie się dalej kurczyć aż do powstania białego karła. Biały karzeł będzie świecił przez setki milionów lat kosztem energii cieplnej wytworzonej podczas kurczenia się. ( taki los spotka Słońce za 5 mld lat). Podobny przebieg ewolucji mają gwiazdy o masie mniejszej niż 2,5 masy Słońca , większe zaś będą przebudowywać swoje jądra po reakcji syntezy tlenu, krzemu, żelaza. Wtedy gwiazda przechodzi w stan niestabilności pulsacyjnej.
W bardziej masywnych gwiazdach tworzy się ostatecznie jądro żelazo-niklowe. Gdy rdzeń przestaje być stabilny następują bardzo gwałtowne przemiany ( implozja itd. ) po czym może powstać fala uderzeniowa rozchodząca się od środka z olbrzymią prędkością – wybuch gwiazdy supernowej. Pozostałością po wybuchu jest mgławica.
W przypadku gwiazd najbardziej masywnych , przebieg jest podobny z tym że fala uderzeniowa jest słabsza i kolejne warstwy opadają na rdzeń powodując wzrost jego masy i ostatecznie katastroficzne zapadnięcie się. Rdzeń gwiazdy przekształca się w czarną dziurę.