Zvaigžņu evolūcija
Zvaigžņu evolūcija ir pētījums par to, kā zvaigzne laika gaitā mainās. Zvaigznes var ļoti daudz mainīties laikā no brīža, kad tās pirmo reizi tika radītas, līdz brīdim, kad tām beidzas enerģija. Tā kā zvaigznes var ražot gaismu un siltumu miljoniem vai miljardiem gadu, zinātnieki pēta zvaigžņu evolūciju, pētot daudzas dažādas zvaigznes dažādos to dzīves posmos.
Zvaigznes dzīves posmi ir šādi: miglājs, galvenās sekvences zvaigzne, sarkanais milzenis un baltais punduris, kam seko melnais punduris, neitronu zvaigzne vai melnais caurums.
Saules dzīves cikls
Kā dzimst zvaigzne
Zvaigzne savu dzīvi sāk kā putekļu un gāzes mākonis, ko sauc par miglāju. Gravitācijas spēks to savelk kopā, un tas liek tam sakarst. Tā arī sāk griezties un izskatās kā bumba. Kad tā kļūst pietiekami karsta, tā sāk izdalīt enerģiju kodolsintēzes procesā, pārvēršot ūdeņradi par hēliju. Tā rezultātā tā spīd ļoti spoži un kļūst par to, ko astronomi dēvē par galvenās sekvences zvaigzni. Tā var palikt galvenās sekvences zvaigzne un izskatīties apmēram tāpat miljardiem gadu.
Zvaigznes, piemēram, mūsu Saules, spilgtuma un temperatūras izmaiņas, tai novecojot.
Kā zvaigzne ienāk vecumdienās
Agri vai vēlu gandrīz viss ūdeņradis centrā ir pārvērties par hēliju. Tas izraisa kodolreakcijas apstāšanos zvaigznes centrā, un zvaigznes smaguma spēka ietekmē centrs sāk samazināties. Zvaigznes slānis tieši ārpus centra sāks pārveidot ūdeņradi par hēliju, atbrīvojot enerģiju.
Zvaigznes ārējie slāņi kļūs daudz, daudz lielāki. Zvaigzne izstaros daudz vairāk gaismas, dažkārt pat desmit tūkstošus reižu vairāk nekā sākotnēji. Tā kā zvaigznes virsma kļūs lielāka, šī enerģija tiks izkliedēta daudz lielākā teritorijā. Tāpēc virsmas temperatūra pazemināsies un krāsa mainīsies uz sarkanu vai oranžu. Tā kļūs par sarkano milzi. Tā var norīt visas planētas, kas riņķo ap to.
Kā mirst zvaigzne
Vēlāk sarkanā milze, kas palikusi no tādas zvaigznes kā mūsu, pārstāj degt. Izplūst gāzes mākonis, un aiz tā paliek mazāka zvaigzne, ko sauc par balto rūķīti. Pēc ļoti ilga laika baltais rūķītis atdziest un kļūst par melno rūķīti.
Taču, kad eksplodē liels sarkanais milzis, sprādziens ir daudz lielāks, un to sauc par supernovu. Baltā pundurzvaigznes vietā paliek daudz mazāka, daudz blīvāka bumba, ko sauc par neitronu zvaigzni. Neitronu zvaigzne rodas tāpēc, ka gravitācijas spēks ir tik spēcīgs, ka atomu kodoliem, kas paliek aiz tās, nebūtu elektronu, kas riņķotu ap atomu kodoliem. Šādas vielas tējkarote varētu svērt tikpat daudz, cik visa Zeme.
Daudz lielāks sarkanais milzinis aiz sevis atstāj melno caurumu. Melnais caurums rodas, jo gravitācija ir tik spēcīga, ka pat protoni un neitroni sabrūk sevī. No melnā cauruma vairs nevar izkļūt pat gaisma. Tā kā mēs nezinām neko spēcīgāku par spēku, kas satur kopā atomu kodolus (vārda "kodols" daudzskaitlī), daži fiziķi uzskata, ka melnais caurums sabrūk līdz pat matemātiskam punktam, ko sauc par singularitāti.
