Jak gwiazdy się formują i ewoluują: nauka o cyklu życia gwiazd

Każda gwiazda widoczna teraz na nocnym niebie zaczęła w ten sam sposób: jako zimny gaz dryfujący wewnątrz chmury molekularnej. Według NASA Science chmury te składają się głównie z wodoru i pyłu, są wystarczająco zimne, aby gaz mógł się skupiać, i dają początek gęstym kieszeniom, gdzie turbulencja tworzy grawitacyjnie niestabilne węzły.

Narodziny w chmurze molekularnej

Kiedy gęsty węzeł wewnątrz chmury molekularnej staje się wystarczająco masywny, zawala się pod własną grawitacją. Portal edukacyjny Europejskiej Agencji Kosmicznej opisuje mgławice — gigantyczne chmury gazu znajdujące się w spiralnych ramionach galaktyk — jako surowiec tego procesu, zwracając uwagę, że zapadarnie mgławicy może zostać spowodowane wyzwoleniem zewnętrznym, takim jak wybuch pobliskiej supernowej lub zderzenie się chmur.

Grupa obserwatoriów Las Cumbres Observatory ilustruje skalę zjawiska modelowaną chmurą molekularną o szerokości około 1,2 roku świetlnego i temperaturze około 10 Kelwinów (-263 stopni Celsjusza) — blisko zera absolutnego. Kiedy taka chmura się zawala, zaczyna się obracać, spłaszczając się w dysk z gęstym, rozgrzewającym się jądrem w centrum.

Od protogwiazdy do prawdziwej gwiazdy

To rozgrzewające się jądro nazywa się protogwiazdą. Według Las Cumbres Observatory protogwiazda świeci od ciepła samego skurczu grawitacyjnego — nie jest jeszcze gwiazdą w sensie fuzji. Materiały edukacyjne ESA dodają, że otaczający dysk protogwiazdy stale dostarcza masę do jądra poprzez akrecję, podczas gdy obracające się pole magnetyczne młodego obiektu napędza wychodzące wiatry i strumienie, które stopniowo usuwają pozostały gaz i pył.

Protogwiazda nadal się kurczy i rozgrzewa, dopóki temperatura jej jądra nie przekroczy około 10 milionów Kelwinów. W tym momencie jądra wodoru mogą się łączyć w hel, uwalniając energię i zatrzymując dalsze zapadarnie. NASA Science i ESA obaj identyfikują ten moment — zapłon utrzymanej fuzji wodoru — jako punkt, w którym protogwiazda staje się gwiazdą ciągu głównego. Według Las Cumbres Observatory, długość tej fazy skurczu przed ciągiem głównym zależy ostro od masy: protogwiazda o wysokiej masie może się zawalić w gwiazdę w około jeden milion lat, protogwiazda podobna do Słońca zajmuje około 50 milionów lat, a protogwiazdy o niskiej masie mogą zajmować ponad 100 milionów lat.

Ciąg główny: długi, zależny od masy wiek średni

Gdy tylko fuzja się zaczyna, gwiazda wchodzi w ciąg główny, stabilną fazę, w której spędza większość swojego życia, zamieniając wodór na hel w swoim jądrze. NASA Science stwierdza, że wszystkie gwiazdy żyją większość swojego istnienia w ten sposób, ale jak długo ta faza trwa, zależy prawie całkowicie od masy: bardziej masywne gwiazdy spalają swój wodór znacznie szybciej niż mniejsze, chociaż zaczynają z większymi zapasami paliwa.

Te liczby, zaczerpnięte z materiałów edukacyjnych ESA dotyczących ewolucji gwiazd, pokazują, dlaczego najbardziej masywne, najgorętsze gwiazdy żyją również najkrócej: gwiazda O-typu o masie około 40 mas słonecznych spala się w ciągu około miliona lat, podczas gdy czerwony karzeł o masie około połowy masy Słońca może teoretycznie kontynuować fuzję wodoru przez dziesiątki miliardów lat, dłużej niż Wszechświat istnieje.

Śmierć: trzy różne końce

NASA Science i ESA zgadzają się, że masa gwiazdy decyduje również o tym, jak umiera. Gwiazdy podobne do Słońca i gwiazdy o niskiej masie puchną w czerwone olbrzymy, gdy wodór w jądrze się wyczerpuje, następnie zrzucają swoje zewnętrzne warstwy jako świecącą powłokę gazu — mgławicę planetarną — pozostawiając za sobą gorące, niezwykle gęste jądro zwane białym karłem. ESA opisuje białe karły jako osiągające gęstości powyżej 1000 kilogramów na centymetr sześcienny, które następnie powoli stygną przez ogromne okresy czasu.

Gwiazdy o masie około ośmiu lub więcej mas słonecznych spotykają daleko bardziej gwałtowny koniec. Materiały ESA opisują gwiazdy średniej masy (około 8 do 20 mas słonecznych) przechodzące przez kolejne etapy fuzji węgla, tlenu, neonu, krzemu i żelaza, zanim katastrofalnie zapadną się w supernową typu II, pozostawiając za sobą gwiazdę neutronową. NASA Science podobnie zauważa, że gwiazdy znacznie bardziej masywne niż Słońce kończą się wybuchami supernowych, które rozrzucają elementy stworzone wewnątrz nich z powrotem w kosmos.

Dla najbardziej masywnych gwiazd, ESA stwierdza, że jeśli zapadające się jądro pozostałości przekracza około trzy masy słoneczne, nawet ekstremalne ciśnienie, które wspiera gwiazdę neutronową, nie może go utrzymać, i zapada się dalej w czarną dziurę — obiekt, który NASA Science opisuje jako posiadający grawitację "tak intensywną, że nawet światło nie może od niej uciec."

Przerobione na nowe gwiazdy

Materiał, który uwalnia umierająca gwiazda, nie znika. NASA Science zauważa, że materia wyrzucona w supernowej lub zrzucona przez umierającą gwiazdę podobną do Słońca wraca do ośrodka międzygwiazdowego, wzbogacając go elementami stworzonymi przez fuzję i umożliwiając nowym gwiazdom — i potencjalnie nowym systemom planetarnym — formowanie się z pozostałości. Ten cykl zapadarni, fuzji i rozproszenia to to, co astronomowie zbiorowo nazywają cyklem życia gwiazd.