DO ciąg główny Należą do nich te gwiazdy, które są w głównej fazie swojej ewolucji. W porównaniu z osobą jest to okres dojrzałości, okres względnej stabilności. Wszystkie gwiazdy przechodzą przez tę fazę, niektóre szybciej (gwiazdy ciężkie), inne dłużej (gwiazdy lekkie). W życiu każdej gwiazdy ten okres jest najdłuższy.

mi Jeśli weźmiemy pod uwagę diagram Hertzsprunga-Russella, wówczas gwiazdy ciągu głównego znajdują się po przekątnej od lewego górnego rogu (duże jasności) do prawego dolnego rogu (mała jasność). Położenie gwiazd na diagramie Hertzsprunga-Russella zależy od masy, składu chemicznego gwiazd oraz procesów uwalniania energii w ich wnętrzach. Gwiazdy Ciągu Głównego mają to samo źródło energii (reakcje termojądrowe spalania wodoru, więc o ich jasności i temperaturze (a zatem i położeniu w Ciągu Głównym) decyduje głównie masa; najbardziej masywne gwiazdy (M~50M od Słońca) znajdują się w górnej (lewej) części Ciągu Głównego, a w miarę przesuwania się w dół ciągu głównego masy gwiazd zmniejszają się do M ~ 0,08 M ​​Słońca.

N a gwiazdy wchodzą do sekwencji głównej po scenie kompresja grawitacyjna, co doprowadziło do pojawienia się źródła energii termojądrowej we wnętrzu gwiazdy. Początek etapu ciągu głównego definiuje się jako moment, w którym utrata energii chemicznie jednorodnej gwiazdy na skutek promieniowania jest całkowicie kompensowana przez uwolnienie energii w reakcje termojądrowe. Gwiazdy w tym momencie znajdują się na lewej granicy Ciągu Głównego, zwanego początkowym Ciągiem Głównym lub Ciągiem Głównym wieku zerowego. Koniec etapu ciągu głównego odpowiada utworzeniu jednorodnego rdzenia helowego w gwieździe. Gwiazda opuszcza Ciąg Główny i staje się olbrzymem. Rozpraszanie gwiazd w obserwowanym ciągu głównym wynika, oprócz efektów ewolucyjnych, z różnic w początkowym składzie chemicznym, rotacji i możliwej binarności gwiazdy.

U W przypadku gwiazd o M<0,08M od Słońca czas kompresji grawitacyjnej przekracza czas życia Galaktyki, w związku z czym nie dotarły one do ciągu głównego i znajdują się nieco na prawo od niej. W przypadku gwiazd o masach 0,08 M ​​Słońca etap termojądrowego spalania wodoru jest tak długi, że nie zdążyły one opuścić ciągu głównego przez cały okres życia Galaktyki. Bardziej masywne gwiazdy mają czas życia ciągu głównego wynoszący ~90% całego czasu ewolucji. To wyjaśnia dominującą koncentrację gwiazd w regionie ciągu głównego.

A Szczególnie istotna jest analiza ciągu głównego ważna rola podczas badania grup i gromad gwiazd, ponieważ wraz ze wzrostem ich wieku punkt, w którym Ciąg Główny gromady zaczyna zauważalnie odbiegać od początkowej Ciągu Głównego, przesuwa się w stronę obszaru o niższych jasnościach i późniejszych klasach widmowych, a tym samym położenie punkt zwrotny ciągu głównego może służyć jako wskaźnik wieku gromady gwiazd.

Diagram Hertzsprunga-Russella (diagram HR)

© Wiedza to potęga

Diagram Hertzsprunga-Russella

Najważniejsze Charakterystyka fizyczna gwiazdy to temperatura i wielkość bezwzględna. Wskaźniki temperatury są ściśle powiązane z kolorem gwiazdy, a wielkość bezwzględna jest ściśle związana z typem widma. Pamiętajmy, że zgodnie z aktualnie stosowaną klasyfikacją gwiazdy, zgodnie z ich widmami, o czym wspominaliśmy już w dziale „Klasy widmowe” serwisu, dzielą się na siedem głównych klas widmowych. Są oznaczone z literami łacińskimi O, B, A, F, G, K, M. To właśnie w tej sekwencji temperatura gwiazd spada od kilkudziesięciu tysięcy stopni dla gwiazd klasy O (gwiazdy bardzo gorące) do 2000-3000 stopni dla gwiazd klasy M.

Te. miara blasku wyrażona ilością energii emitowanej przez gwiazdę. Można to obliczyć teoretycznie, znając odległość do gwiazdy.

W 1913 roku duński astronom Einar Hertzsprung i Amerykanin Henry Norris Russell niezależnie wpadli na pomysł zbudowania teoretycznego wykresu łączącego dwa główne parametry gwiazd – temperaturę i wielkość bezwzględną. W rezultacie powstał diagram, któremu nadano imiona dwóch astronomów - diagram Hertzsprunga-Russella (HRD), lub prościej: Schemat G-R. Jak zobaczymy później, diagram Hertzsprunga-Russella pomaga zrozumieć ewolucję gwiazd. Ponadto jest szeroko stosowany do określania odległości do gromad gwiazd.

Każdemu punktowi na tym diagramie odpowiada gwiazda. Wzdłuż osi rzędnych ( Oś pionowa) wykreślono jasność gwiazdy, a oś x (oś pozioma) przedstawia temperaturę jej powierzchni. Jeśli określimy jej temperaturę na podstawie koloru gwiazdy, wówczas będziemy mieli do dyspozycji jedną z wielkości potrzebnych do skonstruowania diagramu G-R. Jeśli znana jest odległość do gwiazdy, jej jasność można określić na podstawie jej pozornej jasności na niebie. Wtedy będziemy mieli do dyspozycji obie wielkości niezbędne do skonstruowania diagramu H-R i będziemy mogli umieścić na tym diagramie punkt odpowiadający naszej gwieździe.

Słońce znajduje się naprzeciwko jasności 1 na diagramie, a ponieważ temperatura powierzchni Słońca wynosi 5800 stopni, znajduje się prawie pośrodku wykresu H-R.

Na powyższym schemacie znajdują się gwiazdy, których jasność jest większa od Słońca. Przykładowo liczba 1000 oznacza, że ​​na tym poziomie znajdują się gwiazdy, których jasność jest 1000 razy większa od jasności Słońca.

Gwiazdy o mniejszej jasności, takie jak Syriusz B, biały karzeł z układu Syriusza, leżą niżej. Gwiazdy gorętsze od Słońca, takie jak Syriusz A i Zeta Aurigae B – gorąca gwiazda z układu Zeta Aurigae i Spica z konstelacji Panny, leżą na lewo od Słońca. Chłodniejsze gwiazdy, takie jak Betelgeza i czerwony nadolbrzym Zeta Aurigae, leżą po prawej stronie.

Ponieważ chłodne gwiazdy emitują światło czerwone, a gorące gwiazdy białe lub niebieskie, diagram przedstawia czerwone gwiazdy po prawej stronie i białe lub niebieskie gwiazdy po lewej stronie. Na górze diagramu znajdują się gwiazdy o dużej jasności, a na dole - o małej jasności.

Sekwencja główna

Większość gwiazd na diagramie H-R znajduje się w ukośnym pasie biegnącym od lewego górnego rogu do prawego dolnego rogu. Ten pasek nazywa się „sekwencja główna” . Znajdujące się na nim gwiazdy nazywane są „gwiazdami ciągu głównego”. Nasze Słońce należy do gwiazd ciągu głównego i znajduje się w tej części, która odpowiada żółte gwiazdki. Na górze ciągu głównego znajdują się najjaśniejsze i najgorętsze gwiazdy, a na dole po prawej stronie znajdują się najsłabsze i w rezultacie najdłużej żyjące gwiazdy.

Gwiazdy ciągu głównego znajdują się w najbardziej „cichej” i stabilnej fazie swojego istnienia, czyli, jak mówią, fazie życia.

Źródłem ich energii jest. Według współczesnych szacunków teorii ewolucji gwiazd faza ta odpowiada za około 90% życia każdej gwiazdy. Dlatego większość gwiazd należy do ciągu głównego.

Zgodnie z teorią ewolucji gwiazd, gdy wyczerpią się zapasy wodoru we wnętrzu gwiazdy, opuszcza on ciąg główny, odchylając się w prawo. W tym przypadku temperatura gwiazdy zawsze spada, a jej rozmiar gwałtownie rośnie. Rozpoczyna się złożony, coraz bardziej przyspieszający ruch gwiazdy po diagramie.

Czerwone olbrzymy i białe karły

Osobno po prawej stronie i nad ciągiem głównym znajduje się grupa gwiazd o bardzo dużej jasności, a temperatura takich gwiazd jest stosunkowo niska – są to tzw. gwiazdy-olbrzymy i nadolbrzymy . Są to gwiazdy chłodne (około 3000°C), które jednak są znacznie jaśniejsze od gwiazd o tej samej temperaturze znajdujących się w ciągu głównym. Jeden centymetr kwadratowy powierzchnie zimna gwiazda emituje stosunkowo niewielką ilość energii na sekundę. Wysoką ogólną jasność gwiazdy tłumaczy się dużą powierzchnią jej powierzchni: gwiazda musi być bardzo duża. Olbrzymy to gwiazdy, których średnica jest 200 razy większa niż średnica Słońca.

W ten sam sposób możemy rozważyć lewicę Dolna część diagramy. Są tam gorące gwiazdy o małej jasności. Ponieważ centymetr kwadratowy powierzchni gorącego ciała emituje dużo energii na sekundę, a gwiazdy w lewym dolnym rogu diagramu mają niską jasność, musimy stwierdzić, że są małe. Dlatego w lewym dolnym rogu znajdują się białe karły , bardzo gęste i zwarte gwiazdy o rozmiarach średnio 100 razy mniejszych od Słońca, o średnicy porównywalnej ze średnicą naszej planety. Jedną z takich gwiazd jest na przykład satelita Syriusza zwany Syriuszem B.

Ciągi gwiazd diagramu Hertzsprunga-Russella w przyjętej numeracji konwencjonalnej

Na diagramie Hertzsprunga-Russella oprócz sekwencji, które rozważaliśmy powyżej, astronomowie faktycznie identyfikują jeszcze kilka sekwencji, a ciąg główny ma liczbę warunkową V . Wymieńmy je:

Ia - sekwencja jasnych nadolbrzymów,
Ib - sekwencja słabych nadolbrzymów,
II- sekwencja jasnych gigantów,
III- sekwencja słabych gigantów,
IV - sekwencja podolbrzymów,
V - ciąg główny,
VI - sekwencja podkarłów,
VII - sekwencja białych karłów.

Zgodnie z tą klasyfikacją nasze Słońce ze swoją klasą widmową G2 jest oznaczone jako G2V .

Zatem na podstawie ogólnych rozważań, znając jasność i temperaturę powierzchni, możemy oszacować wielkość gwiazdy. Temperatura mówi nam, ile energii emituje jeden centymetr kwadratowy powierzchni. Jasność, równa energii emitowanej przez gwiazdę w jednostce czasu, pozwala nam poznać wielkość powierzchni emitującej, a tym samym promień gwiazdy.

Trzeba też poczynić zastrzeżenie, że pomiar natężenia światła docierającego do nas od gwiazd nie jest taki łatwy. Atmosfera ziemska nie przepuszcza całego promieniowania. Na przykład światło o krótkiej długości fali w zakresie ultrafioletu widma nie dociera do nas. Należy również zauważyć, że pozorne jasności odległych obiektów ulegają osłabieniu nie tylko na skutek absorpcji przez atmosferę ziemską, ale także na skutek absorpcji światła przez ziarna pyłu obecne w przestrzeni międzygwiazdowej. Oczywiste jest, że nawet teleskop kosmiczny działający poza atmosferą ziemską nie może zostać wyeliminowany z tego czynnika zakłócającego.

Jednak intensywność światła przechodzącego przez atmosferę można mierzyć na różne sposoby. Ludzkie oko odbiera tylko część światła emitowanego przez Słońce i gwiazdy. Promienie światła o różnej długości, posiadające inny kolor, nie wywierają tak samo intensywnego wpływu na siatkówkę, kliszę fotograficzną czy fotometr elektroniczny. Przy określaniu jasności gwiazd bierze się pod uwagę tylko światło postrzegane przez ludzkie oko. Dlatego do pomiarów konieczne jest stosowanie przyrządów, które za pomocą filtrów barwnych imitują wrażliwość barwną ludzkiego oka. Dlatego na diagramach H-R zamiast prawdziwej jasności podaje się jasność w widoczny obszar spektrum postrzegane przez oko. Nazywa się to również jasnością wizualną. Wartości jasności prawdziwej (bolometrycznej) i wizualnej mogą się znacznie różnić. Przykładowo gwiazda o masie 10 razy większej od Słońca emituje około 10 tysięcy razy więcej energii niż Słońce, podczas gdy w widzialnym zakresie widma jest to zaledwie 1000 razy jaśniejszy od Słońca. Z tego powodu typ widmowy gwiazdy jest dziś często zastępowany innym równoważnym parametrem, tzw „indeks koloru”; Lub „indeks koloru” , wyświetlane na osi poziomej wykresu. We współczesnej astrofizyce wskaźnik barwy jest zasadniczo różnicą między jasnościami gwiazdy w różnych zakresach widmowych (zwykle mierzy się różnicę między jasnościami w niebieskiej i widzialnej części widma, tzw. B-V lub B minus V z angielskiego Blue and Visible). Parametr ten pokazuje ilościowy rozkład energii emitowanej przez gwiazdę przy różnych długościach fal, co jest bezpośrednio powiązane z temperaturą powierzchni gwiazdy.

Wykres H-R jest zwykle podawany w następujących współrzędnych:
1. Jasność to efektywna temperatura.
2. Wielkość bezwzględna – wskaźnik kolorowy.
3. Wielkość bezwzględna - klasa spektralna.

Fizyczne znaczenie diagramu HR

Fizyczne znaczenie diagramu H-R jest takie, że po jego narysowaniu maksymalny numer doświadczalnie obserwowanych gwiazd, na podstawie ich lokalizacji można określić wzorce ich rozkładu pod względem stosunku widma i jasności. Gdyby nie istniał związek pomiędzy jasnością a jej temperaturą, wówczas wszystkie gwiazdy byłyby na takim diagramie równomiernie rozłożone. Diagram ukazuje jednak kilka regularnie rozmieszczonych grup gwiazd, które właśnie zbadaliśmy, zwanych sekwencjami.

Diagram Hertzsprunga-Russella jest bardzo pomocny w badaniu ewolucji gwiazd w trakcie ich istnienia. Gdyby można było prześledzić ewolucję gwiazdy przez całe jej życie, tj. przez kilkaset milionów, a nawet kilka miliardów lat, obserwowalibyśmy jego powolne przesuwanie się na wykresie HR zgodnie ze zmianami właściwości fizycznych. Ruchy gwiazd na diagramie w zależności od ich wieku nazywane są torami ewolucyjnymi.

Innymi słowy, diagram H-P pomaga nam zrozumieć ewolucję gwiazd w trakcie ich istnienia. Dokonując obliczeń wstecznych za pomocą tego diagramu, możesz obliczyć odległości do gwiazd.

Drodzy goście!

Twoja praca jest wyłączona JavaScript. Włącz skrypty w swojej przeglądarce, a otworzy się przed Tobą pełna funkcjonalność serwisu!

Gwiazdy ciągu głównego

Jednostki

Większość cech gwiazd wyraża się zwykle w SI, ale stosuje się także GHS (na przykład jasność wyraża się w ergach na sekundę). Masę, jasność i promień podaje się zwykle w odniesieniu do naszego Słońca:

Aby wskazać odległość do gwiazd, używane są takie jednostki, jak rok świetlny i parsek.

Długie dystanse, takie jak promień gigantyczne gwiazdy lub półoś wielka układów podwójnych gwiazd jest często wyrażana za pomocą

jednostka astronomiczna(au) - średnia odległość między Ziemią a Słońcem (150 milionów km).

Rys. 1 – diagram Hertzsprunga-Russella

Rodzaje gwiazd

Klasyfikacje gwiazd zaczęto budować natychmiast po tym, jak zaczęto pozyskiwać ich widma. W pierwszym przybliżeniu widmo gwiazdy można opisać jako widmo ciała doskonale czarnego, ale z nałożonymi na nie liniami absorpcyjnymi lub emisyjnymi. Na podstawie składu i siły tych linii gwiazda została przypisana do jednej lub drugiej określonej klasy. Tak właśnie robią teraz, jednak obecny podział gwiazd jest znacznie bardziej złożony: dodatkowo obejmuje bezwzględną wielkość gwiazdową, obecność lub brak zmienności jasności i wielkości, a główne klasy widmowe są podzielone na podklasy.

Na początku XX wieku Hertzsprung i Russell nakreślili „Absolutną teorię”. ogromʼʼ - ``klasa widmowa'' różne gwiazdki i okazało się, że większość z nich jest zgrupowana wzdłuż wąskiej krzywizny. Później ten diagram (obecnie nazywany Diagram Hertzsprunga-Russella) okazały się kluczem do zrozumienia i zbadania procesów zachodzących wewnątrz gwiazdy.

Teraz jest teoria Struktura wewnętrzna gwiazd i teorii ich ewolucji stało się możliwe wyjaśnienie istnienia klas gwiazd. Okazało się, że cała gama typów gwiazd to nic innego jak odbicie cechy ilościowe gwiazdy (takie jak masa i skład chemiczny) I etap ewolucyjny, na którym w ten moment jest gwiazda.

W katalogach i na piśmie klasa gwiazd jest zapisywana jednym słowem i pierwszym idzie alfabetycznie oznaczenie głównej klasy widmowej (jeżeli klasa nie jest dokładnie zdefiniowana, zapisuje się zakres liter, np. O-B), wówczas podklasę widmową podaje się cyframi arabskimi, następnie klasę jasności (numer obszaru na diagramie Hertzsprunga-Russella ) jest określone cyframi rzymskimi, a następnie następuje Dodatkowe informacje. Na przykład Słońce ma klasę G2V.

Najliczniejszą klasą gwiazd są gwiazdy ciągu głównego, do tego typu gwiazd należy również nasze Słońce. Z ewolucyjnego punktu widzenia ciąg główny to miejsce na diagramie Hertzsprunga-Russella, w którym znajduje się gwiazda bardzo własne życie. W tym czasie straty energii spowodowane promieniowaniem są kompensowane energią uwalnianą podczas reakcji jądrowych. Czas życia ciągu głównego zależy od masy i udziału pierwiastków cięższych od helu (metaliczność).

Nowoczesna (harwardzka) klasyfikacja widmowa gwiazd została opracowana w Obserwatorium Harvarda w latach 1890–1924.

Podstawowa (harwardzka) klasyfikacja widmowa gwiazd
Klasa	Temperatura, K	prawdziwy kolor	Widoczny kolor	Główne cechy
O	30 000-60 000	niebieski	niebieski	Słabe linie obojętnego wodoru, helu, zjonizowanego helu, wielokrotnie zjonizowanego Si, C, N.
B	10 000-30 000	biało niebieski	biało-niebieski i biały	Linie absorpcji helu i wodoru. Słabe linie H i K Ca II.
A	7500-10 000	biały	biały	Seria Strong Balmera, linie H i K Ca II nasilają się w kierunku klasy F. Również bliżej klasy F zaczynają pojawiać się linie metali
F	6000-7500	Żółto-biały	biały	Linie H i K Ca II, linie metali, są mocne. Linie wodoru zaczynają słabnąć. Pojawia się linia Ca I. Pojawia się i nasila pasmo G, utworzone przez linie Fe, Ca i Ti.
G	5000-6000	żółty	żółty	Linie H i K Ca II są intensywne. Linia Ca I i liczne linie metalowe. Linie wodoru w dalszym ciągu słabną i pojawiają się pasma cząsteczek CH i CN.
K	3500-5000	Pomarańczowy	żółtawo-pomarańczowy	Metalowe linie i pasmo G są intensywne. Linia wodoru jest prawie niewidoczna. Pojawiają się pasma absorpcji TiO.
M	2000-3500	czerwony	pomarańczowy czerwony	Pasma TiO i innych cząsteczek są intensywne. Pasmo G słabnie. Metalowe linie są nadal widoczne.

Brązowe karły

Brązowe karły to rodzaj gwiazd, w których reakcje jądrowe nigdy nie będzie w stanie zrekompensować strat energii spowodowanych promieniowaniem. Przez długi czas brązowe karły były obiektami hipotetycznymi. Ich istnienie przewidywano już w połowie XX wieku w oparciu o wyobrażenia o procesach zachodzących podczas powstawania gwiazd. W tym samym czasie w 2004 roku po raz pierwszy odkryto brązowego karła. Do chwili obecnej odkryto całkiem sporo gwiazd tego typu. Ich klasa widmowa to M – T. Teoretycznie wyróżnia się inną klasę – oznaczoną Y.

Gwiazdy ciągu głównego – koncepcja i rodzaje. Klasyfikacja i cechy kategorii „Gwiazdy ciągu głównego” 2017, 2018.

Gwiazdy są najciekawszymi obiektami astronomicznymi i reprezentują najbardziej podstawowe cegiełki galaktyki. Wiek, rozmieszczenie i skład gwiazd w galaktyce pozwala nam określić jej historię, dynamikę i ewolucję. Ponadto gwiazdy odpowiadają za produkcję i dystrybucję przestrzeń kosmiczna pierwiastki ciężkie takie jak węgiel, azot, tlen i ich właściwości są ze sobą ściśle powiązane układy planetarne które tworzą. Dlatego zajmuje się badaniem procesu narodzin, życia i śmierci gwiazd centralne miejsce w dziedzinie astronomii.

Narodziny gwiazd

Gwiazdy rodzą się w obłokach pyłu i gazu rozproszonych po większości galaktyk. Uderzający przykład Rozmieszczenie takiego obłoku to Mgławica Oriona.

Prezentowany obraz łączy w sobie obrazy widzialne i zasięg podczerwieni odbierane fale teleskop kosmiczny Hubble'a i Spitzera. Turbulencje w głębi tych chmur prowadzą do powstania węzłów o masie wystarczającej do rozpoczęcia procesu nagrzewania materiału w środku tego węzła. To właśnie to gorące jądro, lepiej znane jako protogwiazda, może pewnego dnia stać się gwiazdą.

trójwymiarowy modelowanie komputerowe proces powstawania gwiazd pokazuje, że wirujące chmury gazu i pyłu mogą zapaść się na dwie lub trzy części; to wyjaśnia, dlaczego większość gwiazd w droga Mleczna są w parach lub małych grupach.

Nie cała materia z obłoku gazu i pyłu trafia do przyszłej gwiazdy. Pozostała materia może uformować się w planety, asteroidy, komety lub po prostu pozostać w postaci pyłu.

Główna sekwencja gwiazd

Gwiazda wielkości naszego Słońca potrzebuje około 50 milionów lat, aby dojrzewać od momentu powstania do dorosłości. Nasze Słońce pozostanie w tej fazie dojrzałości przez około 10 miliardów lat.

Gwiazdy żywią się energią uwolnioną w tym procesie fuzja nuklearna wodór z tworzeniem się helu w jego głębinach. Wypływ energii z centralnych obszarów gwiazdy zapewnia ciśnienie niezbędne, aby zapobiec zapadnięciu się gwiazdy pod wpływem grawitacji.

Jak pokazano na diagramie Hertzsprunga-Russella, główny ciąg gwiazd obejmuje szeroki zasięg jasność i kolor gwiazd, które można klasyfikować według tych cech. Najmniejsze gwiazdy, zwane czerwonymi karłami, mają masę około 10% masy Słońca i emitują tylko 0,01% energii w porównaniu do naszej gwiazdy. Temperatura ich powierzchni nie przekracza 3000-4000 K. Pomimo swoich miniaturowych rozmiarów, czerwone karły są zdecydowanie najliczniejszym typem gwiazd we Wszechświecie i mają dziesiątki miliardów lat.

Z drugiej strony większość masywne gwiazdy, znane jako hiperolbrzymy, mogą mieć masę 100 razy lub większą, więcej masy Słońca i temperatury powierzchni przekraczające 30 000 K. Hiperolbrzymy uwalniają setki tysięcy razy więcej energii niż Słońce, ale ich czas życia wynosi zaledwie kilka milionów lat. Naukowcy uważają, że takie ekstremalne gwiazdy były szeroko rozpowszechnione we wczesnym Wszechświecie, ale obecnie są niezwykle rzadkie – w całej Drodze Mlecznej znanych jest tylko kilka hiperolbrzymów.

Ewolucja gwiazdy

W Ogólny zarys, Jak więcej gwiazdek, tym krótsza jest jej średnia długość życia, chociaż wszystko z wyjątkiem supermasywne gwiazdyżyć przez miliardy lat. Kiedy gwiazda całkowicie wytworzy wodór w swoim jądrze, reakcje jądrowe w jej jądrze ustają. Pozbawiony energii potrzebnej do utrzymania rdzenia, zaczyna się zapadać i staje się znacznie cieplejszy. Wodór pozostały na zewnątrz jądra nadal napędza reakcję jądrową poza jądrem. Coraz gorętsze jądro zaczyna wypychać zewnętrzne warstwy gwiazdy na zewnątrz, powodując, że gwiazda rozszerza się i ochładza, zamieniając ją w czerwonego olbrzyma.

Jeśli gwiazda jest wystarczająco masywna, proces zapadania się jądra może podnieść jej temperaturę na tyle, aby wywołać bardziej egzotyczne reakcje jądrowe, które zużywają hel i wytwarzają różne ciężkie pierwiastki, w tym żelazo. Jednak takie reakcje dają jedynie chwilową ulgę globalna katastrofa gwiazdy. Stopniowo, wewnętrznie procesy nuklearne gwiazdy stają się coraz bardziej niestabilne. Zmiany te powodują pulsację wewnątrz gwiazdy, co następnie doprowadzi do zrzucenia jej zewnętrznej powłoki, otaczając się chmurą gazu i pyłu. To, co stanie się dalej, zależy od rozmiaru jądra.

Dalsze losy gwiazdy w zależności od masy jej jądra

	W przypadku gwiazd średniej wielkości, takich jak Słońce, proces odrywania jądra od zewnętrznych warstw trwa do momentu wyrzucenia całej otaczającej go materii. Pozostały, silnie nagrzany rdzeń nazywany jest białym karłem. Białe karły są porównywalne pod względem wielkości z Ziemią i mają masę pełnoprawnej gwiazdy. Do niedawna pozostawały one dla astronomów zagadką – dlaczego nie następuje dalsze niszczenie jądra. Mechanika kwantowa rozwiązał tę zagadkę. Ciśnienie szybko poruszających się elektronów chroni gwiazdę przed zapadnięciem się. Im masywniejszy rdzeń, tym gęstszy jest karzeł. Zatem niż mniejszy rozmiar biały karzeł, tym jest masywniejszy. Te paradoksalne gwiazdy są dość powszechne we Wszechświecie – nasze Słońce również za kilka miliardów lat zamieni się w białego karła. W związku z brakiem źródło wewnętrzne energii, białe karły z czasem ochładzają się i znikają w rozległych przestrzeniach przestrzeni kosmicznej.
	Jeśli biały karzeł uformował się w układzie podwójnym lub wielokrotnym układ gwiazd, koniec jego życia może być bardziej bogaty w wydarzenia, znany jako edukacja nowa. Kiedy astronomowie wydarzenie Nadali jej taką nazwę, naprawdę myśleli, że tworzy się nowa gwiazda. Jednak dzisiaj wiadomo, że faktycznie mówimy o o bardzo starych gwiazdach - białych karłach. Jeśli biały karzeł znajduje się wystarczająco blisko gwiazdy towarzyszącej, jego grawitacja może wyciągnąć wodór z zewnętrznych warstw atmosfery sąsiada i utworzyć własną warstwę powierzchniową. Kiedy na powierzchni białego karła zgromadzi się wystarczająca ilość wodoru, następuje eksplozja paliwo jądrowe. Powoduje to wzrost jego jasności i usunięcie pozostałego materiału z powierzchni. W ciągu kilku dni jasność gwiazdy maleje i cykl zaczyna się od nowa. Czasami, zwłaszcza w przypadku masywnych białych karłów (których masa przekracza 1,4 masy Słońca), może stać się tak zarośnięty duża ilość materiału tak, aby podczas eksplozji uległy całkowitemu zniszczeniu. Proces ten nazywany jest narodzinami supernowa.
	W rezultacie gwiazdy ciągu głównego o masach około 8 lub więcej mas Słońca są skazane na śmierć potężna eksplozja. Proces ten nazywany jest narodzinami supernowej. Supernowa to nie tylko duża nowa. W nowej wybuchają tylko warstwy powierzchniowe, podczas gdy w supernowej zapada się samo jądro gwiazdy. W rezultacie uwalniana jest kolosalna ilość energii. W ciągu kilku dni do kilku tygodni supernowa może swoim światłem zaćmić całą galaktykę. Terminy Nova i Supernova nie opisują dokładnie istoty procesu. Jak już wiemy, fizycznie nie dochodzi do powstawania nowych gwiazd. Następuje zniszczenie istniejących gwiazd. Istnieje kilka wyjaśnień tego błędnego przekonania przypadki historyczne kiedy pojawili się na niebie jasne gwiazdy, które do tego czasu były praktycznie lub całkowicie niewidoczne. Ten efekt i pojawienie się nowej gwiazdy wpłynęły na terminologię.
	Jeśli w centrum supernowej znajduje się rdzeń o masie od 1,4 do 3 mas Słońca, niszczenie rdzenia będzie trwało, dopóki elektrony i protony nie połączą się i nie utworzą neutronów, które następnie uformują gwiazdę neutronową. Gwiazdy neutronowe są niezwykle gęste obiekty kosmiczne- ich gęstość jest porównywalna z gęstością jądro atomowe. Ponieważ duża liczba masa upakowana w małej objętości, grawitacja na powierzchni gwiazda neutronowa po prostu niesamowite Gwiazdy neutronowe są duże pola magnetyczne co może przyspieszyć cząstki atomowe wokół niej bieguny magnetyczne wytwarzając potężne wiązki promieniowania. Jeśli taka wiązka jest skierowana w stronę Ziemi, wówczas możemy wykryć regularne impulsy w zakresie rentgenowskim tej gwiazdy. W tym przypadku nazywa się to pulsarem.
	Jeśli jądro gwiazdy ma więcej niż 3 masy Słońca, wówczas w procesie jej zapadnięcia powstaje czarna dziura: nieskończenie gęsty obiekt, którego grawitacja jest tak silna, że ​​nawet światło nie może przed nią uciec. Ponieważ fotony są jedynym narzędziem, za pomocą którego możemy badać wszechświat, bezpośrednie wykrycie czarnych dziur jest niemożliwe. Ich istnienie można poznać jedynie pośrednio. Jednym z głównych czynników pośrednich wskazujących na istnienie czarnej dziury na danym obszarze jest jej ogromna grawitacja. Jeśli w pobliżu czarnej dziury znajduje się jakakolwiek materia – najczęściej gwiazdy towarzyszące – zostanie ona przechwycona przez czarną dziurę i przyciągnięta do niej. Przyciągnięta materia będzie przemieszczać się w kierunku czarnej dziury po spirali, tworząc wokół niej dysk, który nagrzewa się do ogromnych temperatur, emitując obfite ilości promieni rentgenowskich i gamma. To właśnie ich wykrycie pośrednio wskazuje na istnienie czarnej dziury obok gwiazdy.

Przydatne artykuły, które odpowiedzą na większość ciekawe pytania o gwiazdach.

Obiekty głębokiego kosmosu