Звездна еволюция

Звездната еволюция описва промяната на физичните характеристики на звездите с времето. Всяка звезда преминава през три стадия – протозвезда, стабилна фаза (звезда от Главната последователност), мъртва звезда. Продължителността на живота на звездите зависи основно от тяхната маса, като по-масивните звезди имат по-кратък живот от по-малките за сметка на по-интензивните процеси в техните недра. Примерната таблица показва тази зависимост.^[1]

Звездите се образуват в газово-прахови облаци, съставени предимно от водород, равновесието в които е нарушено от избухнала наблизо свръхнова или преминала наблизо звезда. Гравитационните сили предизвикват гравитационен колапс, при който облакът намалява значително размерите си и настъпва адиабатно нагряване. Когато температурата във вътрешността стане достатъчно голяма, се отключват термоядрени реакции, чиято енергия уравновесява гравитационните сили и звездата навлиза в стабилния си период.

Стабилният период от живота на една звезда продължава от стотици милиони до десетки милиарди години. През това време физичните характеристики на звездата я поставят на Главната последователност на Диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел.

Колкото по-масивна е една звезда от Главната последователност, толкова по-силно свети. Най-ярки и масивни са сините гиганти, а най-малки са червени джуджета. Колкото е по-масивна една звезда, толкова по-бързо тя изчерпва водородното си гориво и преминава на следващия еволюционен стадий поради по-интензивните процеси в нейното ядро и по-мощното излъчване.

Последния стадий от живота на звездите протича за много по-кратко време в сравнение с другите. Звезди с маси по-малки от Границата на Чандрасекар се превръщат в червени гиганти, които впоследствие загубват най-външните си слоеве, образуващи планетарна мъглявина, докато звездното ядро се превръща в бяло джудже. Звездите с маса по-голяма от ${\displaystyle 1,4{\mathcal {M}}_{\odot }{\ddot {a}}}$ избухват като свръхнови и се превръщат в неутронни звезди или черни дупки. Белите джуджета излъчват светлина известно време, след което се превръщат в плътни тъмни тела. Неутронните звезди са мощен източник на радиовълни. Черните дупки с течение на времето се изпаряват поради ефект, познат като Лъчение на Хокинг.

Маса на звездата (в слънчеви маси, ${\displaystyle {\mathcal {M}}_{\odot }}$)	${\displaystyle 30{\mathcal {M}}_{\odot }}$	${\displaystyle 10{\mathcal {M}}_{\odot }}$	${\displaystyle 3{\mathcal {M}}_{\odot }}$ Mo	${\displaystyle 1{\mathcal {M}}_{\odot }}$	${\displaystyle 0.3{\mathcal {M}}_{\odot }}$
Светимост в стабилния стадий (Слънчева светимост=1)	10 000	1000	100	1	0,004
Живот на главната последователност (в милиарди години)	0,06	0,10	0,30	10	800
Термоядрените реакции спират до получаване на ядра на	желязо	силиций	кислород	въглерод	хелий
Преход към краен стадий	свръхнова	свръхнова	планетарна мъглявина	раздуване	раздуване
Изхвърлена маса	24 Mo	8,5 Mo	2,2 Mo	0,3 Mo	0,01 Mo
Съдба на ядрото	черна дупка	неутронна звезда	бяло джудже	бяло джудже	бяло джудже
Маса на тялото (в ${\displaystyle {\mathcal {M}}_{\odot }}$)	6	1,5	0,8	0,7	0,3
плътност (за водата=1)	5×1014	3×1015	2×107	107	106
Радиус (в m)	17861,44 m	6192,21 m	2,67×106 m	3,22×106 m	5,22×106
Ускорение на силата на тежестта (в m.s-2)	2,5×1012	5,19×1012	1,49×107	8,99×106	1,46×106