Еволюция на звездите

Основни еволюционни етапи
    С течение на времето звездите се променят – те еволюират. В своята еволюция всяка звезда преминава през няколко важни етапа. Те са следните: 
    Раждане. Звездите се раждат във вътрешността на огромни газови облаци, когато те колапсират под влияние на собственото им гравитационно привличане (фиг. ). Тези облаци са изцяло от водород и хелий, останали от Големия взрив, плюс 1-2 % от по-тежки елементи, създадени от предишни генерации на звезди.
    Гравитационен колапс. Звездният зародиш, наричан протозвезда, се свива и при това се нагрява. Ако обаче неговата маса е твърде малка, ядрените реакции на синтез (които са източникът на енергията на звездата) не могат да „се запалят“ – вместо това зародишът започва по малко да излъчва енергия, докато се изразходва целия й запас. Протозвезда с маса, близка до тази на Слънцето, в хода на гравитационното свиване достига стадий, на който топлината се пренася от вътрешността към повърхността чрез конвекция. Звездата бързо (вероятно от порядъка на столетие) става около 100-1000 пъти по-ярка от сегашното Слънце. Но по-нататък тя продължава да се свива и нейната светимост намалява – звездата попада в главната последователност на диаграмата „спектър-светимост“.
    Запалване. Когато температурата в ядрото на звездата нарасне достатъчно (~ 107 К), там започват да протичат ядрени реакции на синтез. Ядрата на водорода се сливат и образуват ядра на хелий.
 
    Този изтоп е нестабилен (β+-радиоактивен) и реакциите протичат циклично по следната схема:
 
    По такъв начин стабилният елемент хелий се образува от ядрата на водородния атом. Тези процеси се съпровождат с преобразуване на част от масата в енергия на излъчване, която е 26 MeV на 1 цикъл (това е т.нар. протон-протонен цикъл). Звездата се заселва в главната последователност за дълъг период на устойчиво съществуване, който вероятно продължава до 10 милиарда години.
    Умиране. Накрая запасът от водородно „гориво“ започва да се изчерпва. Хелиевото ядро на звездата бързо се свива и отново се нагрява, поради което водородът може да „гори“ в обкръжаващата ядрото обвивка; външните слоеве на звездата при това се разширяват и охлаждат. Звездата се издува, напуска главната последователност и става червен гигант. По-нататъшната й съдба се определя  от нейната маса М. Ако тя е по-малка от 1,4 пъти масата на Слънцето, ядрото на звездата продължава да колапсира, докато неговата плътност и температура станат достатъчни за сливането на хелиевите ядра. Това условие се постига  при температура 108 К и експлозивната реакция, наречена хелиево избухване, силно издухва настрани външната обвивка, като оставя само централното ярко ядро. Този процес продължава да смалява звездата, докато плътността и стане 103 kg/cm3. При тези условия веществото е съставено от отделни атомни ядра и несвързани с тях  електрони. Свободните електрони образуват газ, чието налягане уравновесява гравитационните сили и свиването се прекратява – звездата се превръща в бяло джудже, заобиколено от издуханите газове, които образуват т.нар. планетарна мъглявина (фиг. ). След това тя продължава много бавно да изстива и постепенно „умира“ – става тъмна (ненаблюдаема). На фиг. е показана снимка на планетарната мъглевина NGC2392 в съзвездието Близнаци. Централната звезда е все още нагряваща се. Предполага се, че такава ще бъде съдбата на Слънцето след около 5 милиарда години!
    Повечето масивни звезди (с маси 1,4 пъти по-големи от масата на Слънцето) остават върху главната последователност за по-кратък период от време, изгаряйки своя водород с много по-голяма скорост. Те също стават червени гиганти, но ядрата им продължават да се свиват, ставайки все по-горещи и по-плътни, докато започнат да синтезират хелия във въглерод, а светимостта на звездите дори се увеличава.
    При температура на ядрото около 3.109 К става катастрофално изменение на структурата на звездата: ядрото бързо се свива, излъчвайки поток от неутрино (в резултат на ядрените реакции на синтез), който издухва мантията на звездата в пространството, а самото то раздробява оставащите ядра на протони и неутрони. Такава невероятна експлозия се нарича свръхнова звезда и за няколко секунди експлодиращата звезда излъчва толкова енергия, колкото Слънцето за милиони години. Свръхновата звезда 1987А се появява внезапно на 23 февруари 1987 г. с излъчване на електромагнитни вълни в целия диапазон – от радиовълни до гама-лъчи (фиг. ). На фиг. е показана снимка на Ракообразната мъглявина М1 в съзвездието Бик, която е най-известната от всички свръхнови звезди. Тя е най-ярката свръхнова звезда и е регистрирана от китайски астрономи през 1054 г. като „гостуваща звезда“.
 
Колапсиращи звезди
    Какво се случва колапсиращата сърцевина на една свръхнова звезда? Гравитационните сили в нейната вътрешност са толкова големи, че протоните захващат електрони, образувайки неутрони и звездата става неутронна звезда. Такава звезда наподобява масивно неутрално ядро, съставено изцяло от неутрони, с диаметър няколко десетки километра и свързано като цяло от гравитацията. Плътността на ядрената материя е около 1012 kg/сm3 – неутронна звезда със същата маса на Земята би имала радиус само няколко стотици метра! Една чаена лъжичка от веществото на неутронната звезда би имала маса 100 милиона тона! Неутроните образуват своеобразен „газ“, чието налягане е много по-голямо от налягането на неутронния газ в белите джуджета. Това голямо налягане спира гравитационното свиване, поради което неутронните звезди са стабилни образования.
    Неутронната звезда се върти около ос и притежава силно магнитно поле (фиг. ), което се дължи на токовете на свръхфлуидни течащи слоеве от протони и електрони. Интензивно въртящото магнитно поле индуцира силно електрично поле, което ускорява заредените частици към полюсите на неутронната звезда и ги кара да излъчват електромагнитна енергия. Това е подобно на интензивен насочен радиофар, който се върти със звездата. Когато той пресича нашата „линия на прецелване“ от радиотелескоп, получаваме импулс от излъчване – това е пулсиращия сигнал (един на всеки 1,337011 s), който Джоселин Бел за първи път е детектирала през 1967 г. в Кеймбридж (Великобритания). Такива бързовъртящи се пулсиращи неутронни звезди се наричат пулсари и имат периоди, чиято регулярност е сравнима с тази на атомен часовник! Открити са също изключително бързи, милисекундни пулсари.
    Неизвестен засега физичен закон възпрепятства дадена свръхнова звезда да съществува, когато масата на нейното ядро надвишава 2,5 слънчеви маси, а общата й маса е по-голяма от 10 слънчеви маси – тя колапсира в точка с безкрайна плътност и звездата завършва своя живот като черна дупка. Мощната гравитация предизвиква забавяне на времето: за фиктивен наблюдател, намиращ се на звездата, колапсът продължава само няколко минути, докато за нас изминава цяла вечност. Самото име подсказва какво разбираме под черна дупка. Тя е „черна“, защото дори светлината не може „да се отскубне“ от нейното силно гравитационно поле. Съгласно терорията на относителността нищо не може да се разпространява по-бързо от светлината, така че ако светлината не е способна да се измъкне от черната дупка, още по-малко може да се очаква това от друг обект – всяко нещо, което попадне в черна дупка, е загубено завинаги! Непосредствено наблюдаване на черна дупка е практически невъзможно. Независимо от това ние можем да узнаем за нейното съществуване. Например черната дупка може да засмуче в себе си облак от междузвезден газ. Частиците на газа се движат по спирала към черната дупка (фиг. ) и под действие на огромните гравитационни сили достигат високи скорости. При удара помежду си те предизвикват рентгеново излъчване. Вече са открити компактни рентгенови източници, за които се предполага, че са черни дупки. Някои учени предполагат, че в черните дупки може би е „скрита“ част от масата на Вселената. На фиг. е показана снимка (направена от космическия телескоп „Хъбл“ в рентгеновия диапазон) на масивна черна дупка, поглъщаща галактиката NGC4261.
    И така в зависимост от своята маса дадена звезда завършва житейския си път като бяло джудже, неутронна звезда (евентуално пулсар) или черна дупка.