Etapy życia gwiazdy

Aby było możliwe utworzenie się gwiazdy muszą być najpierw duże, gęste i chłodne obłoki pyłowo-gazowe - zwane obłokami molekularnymi. W ich wnętrzu cząsteczki ulegają zapadnięciu pod wpływem grawitacji (kolaps grawitacyjny) i w konsekwencji zagęszczeniu w wyniku czego powstaje protogwiazda

Powstała protogwiazda ulega kontrakcji grawitacyjnej, czyli skurczaniu, w wyniku czego w jej wnętrzu temperatura i  ciśnienie wzrasta. Gdy wzrośnie odpowiednio wysoko pod jej wpływem atomy wodoru spalają się i przemienią się w atomy helu. Są to tzw. reakcje termojądrowe
Temperatura, jaka jest potrzebna do zajścia tych reakcji jest zależna od masy protogwiazdy. Najmniejsza jaka jest potrzebna do utworzenia gwiazdy to 1/12 masy Słońca. Jeśli obłok będzie lżejszy w jego wnętrzu nie dojdzie do reakcji termojądrowych, bo będzie za niska temperatura. Takie obiekty nazywane są Brązowymi Karłami - mają masę około 0,08 masy Słońca i w ich wnętrzu jest wytwarzana pewna ilość energii, ale jest jej za mało, żeby promieniowały więc nie są to gwiazdy. 

Brązowy Karzeł

źródło: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Powerful_Auroras_Found_at_Brown_Dwarf_(19641761103).jpg

Im większa masa gwiazdy tym więcej promieniowania wysyła, a co za tym idzie, jaśniej świeci. Na niebie gwiazdy wydają się być białe lub niebieskawe. Gwiazdy o małych masach świecą czerwonym blaskiem. 
Od momentu rozpoczęcia reakcji termojądrowych wewnątrz protogwiazdy, czyli zamiany wodoru w hel, staje się ona gwiazdą i wchodzi w ciąg główny - jest to najdłuższy etap życia gwiazdy (zajmuje około 90% długości jej istnienia). Od tego momentu również ilość wodoru zaczyna się zmniejszać, ponieważ to on jest niejako „paliwem” gwiazdy, którego ma ograniczoną ilość. Bez niego nie mogłaby promieniować, bo to on jest zamieniany w hel. 
Tempo procesu ewolucji gwiazdy zależy od masy początkowej protogwiazdy. Im masywniejsza protogwiazda tym ewolucja zachodzi szybciej , a ich istnienie kończy się wybuchem. Natomiast gwiazdy o mniejszych masach (np. Słońce) powoli się kurczą i znikają. 
Gwiazdy mogą mieć masy od około 0,1 masy Słońca do 100 mas Słońca. Im większa gwiazda tym reakcje zachodzą szybciej, czyli żyje krócej. 
Długość życia gwiazdy w ciągu głównym w zależności od masy wynosi:
0,1 masy Słońca= 20 bln lat
1 masa Słońca = 9 mld lat
10 mas Słońca= 13 mln lat

Po wyczerpaniu się zasobów wodoru wewnątrz gwiazdy następuje jej przekształcenie, w zależności od masy, w Czerwonego Olbrzyma lub Nadolbrzyma

Czerwony Olbrzym 

źródło: https://pl.m.wikipedia.org/wiki/Plik:The_surface_of_the_red_giant_star_%CF%801_Gruis_from_PIONIER_on_the_VLT.jpg

Olbrzymy i nadolbrzymy mają masę od 10 do 50 mas Słońca. 
Po wykorzystaniu całego zapasu wodoru gwiazda powoli przestaje promieniować, a jej jądro zaczyna się kurczyć. Temperatura jest coraz większa i zaczyna spalać się również jej otoczka (która też zawiera wodór). Gwiazda zaczyna świecić jaśniej niż w ciągu głównym, a jej otoczka pali się na czerwono. Jądro staje się mniejsze więc temperatura w jego wnętrzu się zwiększa, co powoduje z kolei rozkład innych pierwiastków. Powstały hel zamienia się w węgiel, węgiel w tlen, tlen i krzem, krzem w żelazo. Procesom przemian towarzyszy uwalnianie energii. 
Następnie olbrzymy i nadolbrzymy zamieniają się w Gwiazdę Zmienną, której dalsze losy zależą od masy. 
Gwiazdy o masie znacznie większej od masy Słońca  ulegają kosmicznej eksplozji czyli Supernowej, podczas której uwalniana jest bardzo duża ilość energii.

Supernowa - pozostałość po Gwieździe Keplera

źródło: https://en.wikipedia.org/wiki/Supernova#/media/File:Keplers_supernova.jpg

Gdy reakcje we wnętrzu jądra takiej gwiazdy całkowicie ustaną po wybuchu staje się ona gwiazdą zdegenerowaną, w przypadku masywnych są to Gwiazdy Neutronowe.

Gwiazdy neutronowe 

źródło: https://pl.m.wikipedia.org/wiki/Plik:Chandra-crab.jpg

Zapadają się one w sobie, natomiast otoczka, jaka została po Supernowej gwałtownie się zapala i uderzając w powierzchnię Gwiazdy Neutronowej powoduje wybuch, w wyniku którego tworzy się mgławica. Jeśli gwiazda neutronowa ma masę od 3 do 5 mas Słońca w wyniku wspomnianego wybuchu powstaje Czarna Dziura.  

Zdjęcie Czarnej Dziury 

źródło: https://en.wikipedia.org/wiki/File:Black_hole_-_Messier_87_crop_max_res.jpg

Gwiazdy o masie zbliżonej do masy Słońca z gwiazdy zamiennej tworzą Białe Karły, które cały czas się kurczą. Podczas tego procesu zostaje odrzucona zewnętrzna warstwa i odsłania się jądro. Jest to warstwa zbudowana z gazów nazywana Mgławicą Planetarną, która świeci, bo jest intensywnie ogrzewana przez jądro. 

Mgławica Planetarna Pierścień

źródło: https://www.pexels.com/pl-pl/zdjecie/301827/

Owe jądro to Biały Karzeł i jest bardzo skurczonym wcześniejszym olbrzymem, który w dalszym ciągu powoli się kurczy i ochładza świecąc ciepłem, które wcześniej nagromadziło. 

Biały Karzeł 

źródło: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:White_dwarf.jpg

Gdy nagromadzone ciepło się skończy białe karły zamieniają się w Brązowe Karły, które nie mają wystarczającej temperatury wewnątrz siebie, że nie emitują światła.

Ogólny schemat ewolucji gwiazdy można przedstawić w następujący sposób:

źródło: https://pl.wikipedia.org/wiki/Ewolucja_gwiazd#/media/Plik:Cykl_%C5%BCycia_S%C5%82o%C5%84ca.svg