Životni ciklus zvijezda. Evolucija zvijezda

Iako zvijezde izgledaju vječne na ljudskoj vremenskoj skali, one se, kao i sve u prirodi, rađaju, žive i umiru. Prema općeprihvaćenoj hipotezi o oblaku plina i prašine, zvijezda se rađa kao rezultat gravitacijske kompresije međuzvjezdanog oblaka plina i prašine. Kako se takav oblak zgušnjava, prvo se formira protostar, temperatura u njegovom središtu stalno raste sve dok ne dostigne granicu potrebnu za brzinu termičko kretanječestica je premašila prag nakon kojeg protoni mogu savladati makroskopske sile međusobnog elektrostatičkog odbijanja ( cm. Coulombov zakon) i ulazi u reakciju termonuklearne fuzije ( cm. Nuklearni raspad i fuzija).

Kao rezultat višestepene reakcije termonuklearne fuzije, četiri protona na kraju formiraju jezgro helija (2 protona + 2 neutrona) i oslobađa se čitava fontana raznih elementarnih čestica. U konačnom stanju, ukupna masa formiranih čestica je manje mase četiri početna protona, što znači da se slobodna energija oslobađa tokom reakcije ( cm. Teorija relativnosti). Zbog toga se unutrašnje jezgro novorođene zvijezde brzo zagrije do ultravisokih temperatura, a njen višak energije počinje prskati prema njenoj manje vrućoj površini - i van. Istovremeno, pritisak u centru zvezde počinje da raste ( cm. Jednačina stanja idealnog gasa). Dakle, "sagorevanjem" vodika u procesu termonuklearne reakcije, zvijezda ne dozvoljava silama gravitacijske privlačnosti da se stisnu u super-gusto stanje, suprotstavljajući se gravitacijskom kolapsu kontinuirano obnavljajućim unutarnjim toplinskim pritiskom, što rezultira stabilnim energetska ravnoteža. Za zvijezde u fazi aktivnog sagorevanja vodonika se kaže da su u svojoj "glavnoj fazi". životni ciklus ili evolucija ( cm. Hertzsprung-Russell dijagram). Transformacija jednog hemijskog elementa u drugi unutar zvezde naziva se nuklearna fuzija ili nukleosinteza.

Konkretno, Sunce je bilo u aktivnoj fazi sagorijevanja vodonika u procesu aktivne nukleosinteze oko 5 milijardi godina, a rezerve vodonika u jezgru za njegov nastavak trebale bi biti dovoljne za našu svjetiljku još 5,5 milijardi godina. Što je zvijezda masivnija, to ima veće zalihe vodoničnog goriva, ali da bi se suprotstavila silama gravitacionog kolapsa, mora sagorijevati vodonik intenzitetom koji premašuje stopu rasta rezervi vodonika kako se masa zvijezde povećava. Dakle, što je zvijezda masivnija, to je njen životni vijek kraći, određen iscrpljivanjem zaliha vodonika, a najveće zvijezde bukvalno izgaraju za “nekih” desetina miliona godina. Najmanje zvijezde, s druge strane, udobno žive stotine milijardi godina. Dakle, na ovoj ljestvici naše Sunce pripada „jakoj srednjoj klasi“.

Prije ili kasnije, međutim, svaka zvijezda će potrošiti sav vodonik pogodan za sagorijevanje u svojoj termonuklearnoj peći. šta je sljedeće? Zavisi i od mase zvijezde. Sunce (i sve zvezde koje ne prelaze njegovu masu za više od osam puta) okončale su moj život na veoma banalan način. Kako se zalihe vodonika u utrobi zvijezde iscrpljuju, sile gravitacijske kompresije, koje su strpljivo čekale ovaj sat od samog trenutka rođenja zvijezde, počinju da uzimaju prednost - i pod njihovim utjecajem zvezda počinje da se smanjuje i postaje gušća. Ovaj proces ima dvostruki efekat: temperatura u slojevima neposredno oko jezgra zvezde raste do nivoa na kojem vodonik koji se tamo nalazi konačno prolazi kroz termonuklearnu fuziju da bi se formirao helijum. Istovremeno, temperatura u samom jezgru, koje se sada gotovo u potpunosti sastoji od helijuma, raste toliko da sam helijum – neka vrsta “pepela” nestajuće reakcije primarne nukleosinteze – ulazi u novu reakciju termonuklearne fuzije: od tri jezgri helijuma, formira se jedno jezgro ugljika. Ovaj proces sekundarne reakcije termonuklearne fuzije, za koji proizvodi primarne reakcije služe kao gorivo, jedan je od ključne tačkeživotni ciklus zvezda.

Tokom sekundarnog sagorevanja helijuma u jezgru zvezde, oslobađa se toliko energije da zvezda bukvalno počinje da se naduvava. Konkretno, ljuska Sunca u ovoj fazi života će se proširiti izvan orbite Venere. U ovom slučaju, ukupna energija zračenja zvezde ostaje približno na istom nivou kao i tokom glavne faze njenog života, ali pošto se ta energija sada emituje kroz mnogo veću površinu, spoljašnji sloj zvezde se hladi do crveni dio spektra. Zvezda se pretvara u crveni gigant.

Za zvijezde solarne klase, nakon što je gorivo koje opskrbljuje sekundarnom reakcijom nukleosinteze iscrpljeno, faza gravitacijskog kolapsa počinje ponovo - ovaj put konačna. Temperatura unutar jezgra više ne može porasti do nivoa potrebnog za pokretanje sljedećeg nivoa termonuklearne reakcije. Zbog toga se zvijezda skuplja sve dok se sile gravitacijske privlačnosti ne uravnoteže sljedećom barijerom sile. Njegovu ulogu igra degenerisani pritisak elektronskog gasa(cm. Chandrasekhar granica). Elektroni, koji su do ove faze igrali ulogu nezaposlenih statista u evoluciji zvijezde, ne učestvujući u reakcijama nuklearne fuzije i slobodno se krećući između jezgara u procesu fuzije, u određenoj fazi kompresije nađu se lišeni “životnog prostora” i počinju da se "opiru" daljem gravitacionom kompresiji zvezde. Stanje zvijezde se stabilizira, i ona se pretvara u degeneraciju bijeli patuljak, koji će zračiti zaostalu toplotu u prostor dok se potpuno ne ohladi.

Zvezde masivnije od Sunca suočavaju se sa mnogo spektakularnijim krajem. Nakon sagorijevanja helijuma, njihova masa tijekom kompresije pokazuje se dovoljnom da zagrije jezgro i ljusku na temperature potrebne za pokretanje sljedećih reakcija nukleosinteze - ugljika, zatim silicija, magnezija - i tako dalje, kako nuklearne mase rastu. Štaviše, sa početkom svake nove reakcije u jezgru zvezde, prethodna se nastavlja u njenoj ljusci. U stvari, sve hemijski elementi sve do gvožđa koje čini Univerzum nastale su upravo kao rezultat nukleosinteze u dubinama umirućih zvezda ovog tipa. Ali željezo je granica; ne može poslužiti kao gorivo za nuklearnu fuziju ili reakcije raspada na bilo kojoj temperaturi ili pritisku, jer i njegov raspad i dodavanje dodatnih nukleona zahtijevaju priliv vanjske energije. Kao rezultat toga, masivna zvijezda postepeno akumulira željezno jezgro unutar sebe, koje ne može poslužiti kao gorivo za dalje nuklearne reakcije.

Kada temperatura i pritisak unutar jezgra dostignu određeni nivo, elektroni počinju da stupaju u interakciju sa protonima jezgri gvožđa, što rezultira stvaranjem neutrona. I u vrlo kratkom vremenskom periodu - neki teoretičari smatraju da je za to potrebno nekoliko sekundi - elektroni slobodni tokom prethodne evolucije zvijezde bukvalno se otapaju u protonima željeznih jezgara, cijela supstanca jezgra zvijezde pretvara se u čvrstu gomilu neutrona i počinje se brzo sabijati u gravitacionom kolapsu, budući da protupritisak degenerisanog elektronskog gasa pada na nulu. Vanjska ljuska zvijezde, ispod koje je izbijena sva potpora, ruši se prema centru. Energija sudara srušene vanjske ljuske s neutronskim jezgrom je toliko visoka da se odbija ogromnom brzinom i raspršuje se u svim smjerovima od jezgra - a zvijezda bukvalno eksplodira u zasljepljujućem bljesku supernova zvijezde. Za nekoliko sekundi, eksplozija supernove može osloboditi više energije u svemir nego sve zvijezde u galaksiji zajedno u isto vrijeme.

Nakon eksplozije supernove i širenja omotača zvijezda s masom od oko 10-30 solarnih masa, gravitacijski kolaps koji je u toku dovodi do formiranja neutronske zvijezde čija se materija sabija sve dok se ne počne osjećati. pritisak degenerisanih neutrona - drugim riječima, sada neutroni (baš kao što su elektroni činili ranije) počinju da se opiru daljnjoj kompresiji, zahtijevajući sebiživotni prostor. To se obično događa kada zvijezda dostigne veličinu od oko 15 km u prečniku. Rezultat je brzo rotirajuća neutronska zvijezda koja emituje elektromagnetnih impulsa sa svojom frekvencijom rotacije; takve zvijezde se zovu pulsari. Konačno, ako masa jezgra zvijezde premašuje 30 solarnih masa, ništa ne može zaustaviti njen dalji gravitacijski kolaps, a eksplozija supernove rezultira

Kao i svako tijelo u prirodi, zvijezde također ne mogu ostati nepromijenjene. Oni se rađaju, razvijaju i na kraju „umiru“. Evolucija zvijezda traje milijarde godina, ali se raspravlja o vremenu njihovog formiranja. Ranije su astronomi vjerovali da je proces njihovog "rađanja" iz zvjezdane prašine trajao milionima godina, ali ne tako davno su dobijene fotografije područja neba iz Velike Orionove magline. Tokom nekoliko godina, mali

Fotografije iz 1947. godine pokazale su malu grupu objekata nalik zvijezdama na ovoj lokaciji. Do 1954. neki od njih su već postali duguljasti, a pet godina kasnije ti su se objekti raspali u zasebne. Tako se po prvi put proces rađanja zvijezda odvijao doslovno pred očima astronoma.

Pogledajmo detaljno strukturu i evoluciju zvijezda, gdje počinje i završava njihov beskrajni, po ljudskim standardima, život.

Tradicionalno, naučnici pretpostavljaju da se zvijezde formiraju kao rezultat kondenzacije oblaka plina i prašine. Pod uticajem gravitacionih sila, od nastalih oblaka formira se neprozirna gasna lopta guste strukture. Njegov unutrašnji pritisak ne može uravnotežiti gravitacione sile koje ga sabijaju. Postepeno, lopta se toliko skuplja da temperatura unutrašnjosti zvijezde raste, a pritisak vrućeg plina unutar lopte se uravnotežuje spoljne sile. Nakon toga kompresija prestaje. Trajanje ovog procesa zavisi od mase zvezde i obično se kreće od dve do nekoliko stotina miliona godina.

Struktura zvijezda sugerira vrlo visoka temperatura u njihovim dubinama, što doprinosi kontinuiranim termonuklearnim procesima (vodik koji ih formira pretvara se u helijum). Upravo ti procesi uzrokuju intenzivno zračenje zvijezda. Vrijeme tokom kojeg troše raspoloživu zalihu vodonika određeno je njihovom masom. O tome zavisi i trajanje zračenja.

Kada se rezerve vodika potroše, evolucija zvijezda se približava fazi formiranja. Nakon što prestane oslobađanje energije, gravitacijske sile počinju sabijati jezgro. Istovremeno, zvijezda se značajno povećava u veličini. Svjetlost se također povećava kako se proces nastavlja, ali samo u tankom sloju na granici jezgre.

Ovaj proces je praćen povećanjem temperature kontrahirajućeg helijumskog jezgra i transformacijom jezgri helija u jezgra ugljika.

Predviđa se da bi naše Sunce moglo postati crveni džin za osam milijardi godina. Njegov radijus će se povećati nekoliko desetina puta, a njegov sjaj će se povećati stotinama puta u odnosu na trenutne nivoe.

Životni vek zvezde, kao što je već rečeno, zavisi od njene mase. Objekti čija je masa manja od Sunca „troše“ svoje rezerve veoma ekonomično, tako da mogu da sijaju desetinama milijardi godina.

Evolucija zvijezda se završava formiranjem. To se događa onima od njih čija je masa bliska masi Sunca, tj. ne prelazi 1,2 od toga.

Džinovske zvezde, po pravilu, brzo iscrpe svoje zalihe nuklearnog goriva. Ovo je praćeno značajnim gubitkom mase, posebno zbog osipanja vanjskih ljuski. Kao rezultat, ostaje samo postepeno hlađenje centralni dio, u kojoj nuklearne reakcije potpuno zaustavljen. Vremenom, takve zvijezde prestaju emitovati i postaju nevidljive.

Ali ponekad je normalna evolucija i struktura zvijezda poremećena. Najčešće se radi o masivnim objektima koji su iscrpili sve vrste termonuklearnog goriva. Tada se mogu pretvoriti u neutrone, ili I što više naučnici saznaju o ovim objektima, to se više novih pitanja postavlja.

Naše Sunce sija više od 4,5 milijardi godina. Istovremeno, konstantno troši vodonik. Apsolutno je jasno da bez obzira koliko su velike njegove rezerve, one će jednog dana biti iscrpljene. A šta će biti sa svjetiljkom? Na ovo pitanje postoji odgovor. Životni ciklus zvijezde može se proučavati iz drugih sličnih kosmičkih formacija. Uostalom, u svemiru postoje pravi patrijarsi, čija je starost 9-10 milijardi godina. A tu su i veoma mlade zvezde. Oni nisu stari više od nekoliko desetina miliona godina.

Shodno tome, posmatranjem stanja različitih zvijezda kojima je Univerzum „prešaran“, može se razumjeti kako se one ponašaju tokom vremena. Ovdje možemo povući analogiju sa vanzemaljskim posmatračem. Odletio je na Zemlju i počeo proučavati ljude: djecu, odrasle, starce. Dakle, apsolutno kratak period Vremenom je shvatio kakve se promene dešavaju ljudima tokom života.

Sunce je trenutno žuti patuljak - 1
Milijarde godina će proći i postaće crveni gigant - 2
A onda će se pretvoriti u bijelog patuljka - 3

Stoga, sa punim povjerenjem možemo to reći kada su rezerve vodonika u centralnom dijelu Sunca iscrpljene, termonuklearna reakcija neće prestati. Zona u kojoj će se ovaj proces nastaviti počeće da se pomera prema površini naše zvezde. Ali u isto vrijeme, gravitacijske sile više neće moći utjecati na pritisak koji nastaje kao rezultat termonuklearne reakcije.

Kao posljedica toga, zvijezda će početi rasti i postepeno se pretvarati u crvenog diva. Ovo je svemirski objekat u kasnoj fazi evolucije. Ali slučajno je i on isti ranoj fazi tokom formiranja zvezda. Samo u drugom slučaju crveni div se smanjuje i pretvara u zvijezda glavne sekvence. Odnosno onaj u kojem se odvija reakcija sinteze helijuma iz vodonika. Jednom rečju, gde počinje životni ciklus zvezde tamo se i završava.

Naše Sunce će se toliko povećati da će progutati obližnje planete. To su Merkur, Venera i Zemlja. Ali nemojte se plašiti. Zvezda će početi da umire za nekoliko milijardi godina. Tokom ovog vremena, desetine, a možda i stotine civilizacija će se promijeniti. Čovek će više puta uzeti palicu, a nakon hiljada godina ponovo će sesti za kompjuter. Ovo je uobičajena cikličnost na kojoj se temelji cijeli Univerzum.

Ali postati crveni gigant ne znači kraj. Termonuklearna reakcija će baciti vanjsku školjku u svemir. A u centru će ostati helijumsko jezgro bez energije. Pod uticajem gravitacionih sila, on će se stisnuti i, na kraju, pretvoriti u izuzetno gustu kosmičku formaciju velike mase. Takvi ostaci izumrlih i polako ohlađujućih zvijezda nazivaju se bijeli patuljci.

Naš bijeli patuljak će imati radijus 100 puta manji od radijusa Sunca, a njegova svjetlost će se smanjiti za 10 hiljada puta. U ovom slučaju, masa će biti uporediva sa trenutnom solarnom, a gustina će biti milion puta veća. Takvih bijelih patuljaka ima puno u našoj galaksiji. Njihov broj je 10%. ukupan broj zvijezde

Treba napomenuti da su bijeli patuljci vodonik i helijum. Ali nećemo ići u divljinu, već ćemo samo primijetiti da uz jaku kompresiju može doći do gravitacijskog kolapsa. A ovo je ispunjeno kolosalnom eksplozijom. U ovom slučaju se opaža eksplozija supernove. Termin "supernova" ne opisuje starost, već sjaj blica. Samo što se bijeli patuljak dugo nije vidio u kosmičkom ponoru i odjednom se pojavio sjajan sjaj.

Većina eksplodirajućih supernova raspršuje se kroz svemir ogromnom brzinom. A preostali središnji dio je sabijen u još gušću formaciju i zove se neutronska zvijezda. To je krajnji proizvod zvjezdane evolucije. Njegova masa je uporediva sa Sunčevom, a radijus mu je samo nekoliko desetina kilometara. Jedna kocka cm neutronska zvijezda može težiti milione tona. U svemiru ima dosta takvih formacija. Njihov broj je oko hiljadu puta manji od običnih sunaca kojima je Zemljino noćno nebo posuto.

Mora se reći da je životni ciklus zvijezde direktno povezan s njenom masom. Ako odgovara masi našeg Sunca ili je manja od nje, tada se na kraju svog života pojavljuje bijeli patuljak. Međutim, postoje svjetiljke koje su desetine i stotine puta veće od Sunca.

Kada se takvi divovi smanjuju kako stare, oni toliko iskrivljuju prostor i vrijeme da se umjesto bijelog patuljka pojavljuje bijeli patuljak. crna rupa . Njegova gravitaciona privlačnost je toliko jaka da ga čak ni oni objekti koji se kreću brzinom svjetlosti ne mogu savladati. Dimenzije rupe karakteriziraju gravitacioni radijus. Ovo je polumjer sfere omeđen horizont događaja. Predstavlja prostorno-vremensko ograničenje. Svako kosmičko tijelo, nakon što ga savlada, nestaje zauvijek i nikada se više ne vraća.

Postoje mnoge teorije o crnim rupama. Svi su zasnovani na teoriji gravitacije, budući da je gravitacija jedna od najvažnijih sila Univerzuma. A njegov glavni kvalitet je svestranost. Barem, danas nije otkriven nijedan svemirski objekat kojem nedostaje gravitaciona interakcija.

Postoji pretpostavka da se kroz crnu rupu može ući u paralelni svijet. To jest, to je kanal u drugu dimenziju. Sve je moguće, ali svaka izjava zahtijeva praktične dokaze. Međutim, nijedan smrtnik još nije uspio izvesti takav eksperiment.

Dakle, životni ciklus zvijezde sastoji se od nekoliko faza. U svakom od njih, svjetiljka se pojavljuje u određenom kapacitetu, koji se radikalno razlikuje od prethodnih i budućih. Ovo je jedinstvenost i misterija svemira. Upoznajući ga, nehotice počinjete misliti da i osoba prolazi kroz nekoliko faza u svom razvoju. A ljuska u kojoj sada postojimo je samo prelazna faza u neko drugo stanje. Ali ovaj zaključak opet zahtijeva praktičnu potvrdu..

> Životni ciklus zvijezde

Opis život i smrt zvezda: faze razvoja sa fotografijama, molekularni oblaci, protozvijezda, T Bik, glavna sekvenca, crveni džin, bijeli patuljak.

Sve se na ovom svijetu razvija. Svaki ciklus počinje rođenjem, rastom i završava smrću. Naravno, zvijezde imaju ove cikluse na poseban način. Podsjetimo se barem da su njihovi vremenski okviri veći i mjere se milionima i milijardama godina. Osim toga, njihova smrt nosi određene posljedice. Kako to izgleda životni ciklus zvezda?

Prvi životni ciklus zvijezde: Molekularni oblaci

Počnimo sa rođenjem zvijezde. Zamislite ogroman oblak hladnog molekularnog plina koji može mirno postojati u Univerzumu bez ikakvih promjena. Ali iznenada supernova eksplodira nedaleko od nje ili se sudari sa drugim oblakom. Zbog takvog pritiska aktivira se proces uništavanja. Podijeljen je na male dijelove, od kojih je svaki uvučen u sebe. Kao što već razumijete, sve ove grupe se spremaju da postanu zvijezde. Gravitacija zagrijava temperaturu, a pohranjeni impuls održava proces rotacije. Donji dijagram jasno prikazuje ciklus zvijezda (život, faze razvoja, opcije transformacije i smrt nebeskog tijela sa fotografijom).

Drugi životni ciklus zvijezde: Protostar

Materijal se gušće kondenzira, zagrijava i odbija se gravitacijskim kolapsom. Takav objekat se naziva protozvijezda, oko koje se formira disk materijala. Dio se privlači prema objektu, povećavajući njegovu masu. Preostali ostaci će se grupirati i stvoriti planetarni sistem. Dalji razvoj zvijezde zavisi od mase.

Treći životni ciklus zvezde: T Bik

Kada materijal udari u zvijezdu, oslobađa se ogromna količina energije. Nova zvezdana pozornica dobila je ime po prototipu - T Tauri. To je promjenljiva zvijezda koja se nalazi na udaljenosti od 600 svjetlosnih godina (u blizini).

Može postići veliku svjetlinu jer se materijal raspada i oslobađa energiju. Ali središnji dio nema dovoljno temperature da podrži nuklearnu fuziju. Ova faza traje 100 miliona godina.

Četvrti životni ciklus zvijezde:Glavna sekvenca

U određenom trenutku temperatura nebeskog tijela raste do potrebnog nivoa, aktivirajući nuklearnu fuziju. Sve zvezde prolaze kroz ovo. Vodik se pretvara u helijum, oslobađajući ogromnu toplotu i energiju.

Energija se oslobađa u obliku gama zraka, ali zbog usporenog kretanja zvijezde, ona pada istom talasnom dužinom. Svjetlost se istiskuje i dolazi u sukob sa gravitacijom. Možemo pretpostaviti da je ovdje stvorena idealna ravnoteža.

Koliko dugo će ona biti u glavnoj sekvenci? Morate početi od mase zvijezde. Crveni patuljci (polovina mase Sunca) mogu sagorijevati svoje zalihe goriva stotinama milijardi (triliona) godina. Prosječne zvijezde (kao ) žive 10-15 milijardi. Ali najveće su stare milijarde ili milione godina. Pogledajte kako izgleda evolucija i smrt zvijezda različitih klasa na dijagramu.

Peti životni ciklus zvijezde: Crveni gigant

Tokom procesa topljenja, vodonik nestaje i helijum se akumulira. Kada uopće ne ostane vodonika, sve nuklearne reakcije prestaju, a zvijezda počinje da se smanjuje zbog gravitacije. Vodikova ljuska oko jezgra se zagrijava i pali, uzrokujući da objekt poraste 1000 do 10 000 puta veći. U određenom trenutku, naše Sunce će ponoviti ovu sudbinu, povećavajući se do Zemljine orbite.

Temperatura i pritisak dostižu svoj maksimum i helijum se stapa u ugljenik. U ovom trenutku zvijezda se smanjuje i prestaje biti crveni džin. Sa većom masivnošću, predmet će spaliti druge teške elemente.

Šesti životni ciklus zvijezde: Bijeli patuljak

Zvijezda solarne mase nema dovoljan gravitacijski pritisak da spoji ugljik. Dakle, smrt se javlja sa prestankom helijuma. Vanjski slojevi se izbacuju i pojavljuje se bijeli patuljak. Počinje vruće, ali se nakon stotina milijardi godina ohladi.

Zvjezdana evolucija u astronomiji je slijed promjena kroz koje zvijezda prolazi tokom svog života, odnosno tokom stotina hiljada, miliona ili milijardi godina dok emituje svjetlost i toplinu. U tako ogromnim vremenskim periodima, promjene su prilično značajne.

Evolucija zvijezde počinje u džinovskom molekularnom oblaku, koji se još naziva i zvjezdana kolijevka. Većina "praznog" prostora u galaksiji zapravo sadrži između 0,1 i 1 molekula po cm 3 . Molekularni oblak ima gustinu od oko milion molekula po cm 3 . Masa takvog oblaka premašuje masu Sunca za 100.000-10.000.000 puta zbog svoje veličine: od 50 do 300 svjetlosnih godina u prečniku.

Evolucija zvijezde počinje u džinovskom molekularnom oblaku, koji se još naziva i zvjezdana kolijevka.

Dok oblak slobodno rotira oko centra svoje matične galaksije, ništa se ne dešava. Međutim, zbog nehomogenosti gravitacionog polja, u njemu mogu nastati poremećaji koji dovode do lokalnih koncentracija mase. Takvi poremećaji uzrokuju gravitacijski kolaps oblaka. Jedan od scenarija koji dovode do toga je sudar dva oblaka. Drugi događaj koji uzrokuje kolaps mogao bi biti prolazak oblaka kroz gusti krak spiralna galaksija. Takođe bi kritičan faktor mogla biti eksplozija obližnje supernove, čiji će se udarni talas sudariti sa molekularnim oblakom ogromnom brzinom. Također je moguće da se galaksije sudare, što bi moglo uzrokovati eksploziju formiranja zvijezda jer se oblaci plina u svakoj galaksiji sabijaju sudarom. Općenito, bilo kakve nepravilnosti u silama koje djeluju na masu oblaka mogu pokrenuti proces formiranja zvijezda.

bilo koje nehomogenosti u silama koje djeluju na masu oblaka mogu pokrenuti proces formiranja zvijezda.

Tokom ovog procesa, nehomogenosti molekularnog oblaka će se sabijati pod uticajem sopstvene gravitacije i postepeno poprimiti oblik lopte. Kada se komprimuje, gravitaciona energija se pretvara u toplotu, a temperatura objekta raste.

Kada temperatura u centru dostigne 15-20 miliona K, počinju termonuklearne reakcije i kompresija prestaje. Objekt postaje puna zvijezda.

Naknadne faze evolucije zvijezde gotovo u potpunosti zavise od njene mase, a samo na samom kraju evolucije zvijezde njen kemijski sastav može igrati ulogu.

Prva faza života zvijezde je slična onoj Sunca - njome dominiraju reakcije ciklusa vodonika.

U tom stanju ostaje veći dio svog života, na glavnom nizu Hertzsprung-Russell dijagrama, sve dok ne ponestane rezerve goriva u njegovom jezgru. Kada se sav vodonik u centru zvijezde pretvori u helijum, formira se helijumsko jezgro, a termonuklearno sagorijevanje vodonika nastavlja se na periferiji jezgra.

Mali, hladni crveni patuljci polako sagorevaju svoje rezerve vodonika i ostaju na glavnoj sekvenci desetinama milijardi godina, dok masivni supergiganti napuštaju glavni niz u roku od nekoliko desetina miliona (a neki i samo nekoliko miliona) godina nakon formiranja.

Trenutno se ne zna sa sigurnošću šta se dešava sa svetlosnim zvezdama nakon što se zalihe vodonika u njihovim jezgrama iscrpe. Budući da je starost svemira 13,8 milijardi godina, što nije dovoljno da se zalihe vodikovog goriva u takvim zvijezdama iscrpe, moderne teorije zasnivaju se na kompjuterskom modeliranju procesa koji se dešavaju u takvim zvijezdama.

Prema teorijskim konceptima, neke od svjetlosnih zvijezda, gubeći svoju materiju (zvjezdani vjetar), postepeno će ispariti, postajući sve manje i manje. Drugi, crveni patuljci, će se polako hladiti tokom milijardi godina, dok će nastaviti da emituju slabe emisije u infracrvenom i mikrotalasnom opsegu elektromagnetnog spektra.

Zvijezde srednje veličine poput Sunca ostaju na glavnom nizu u prosjeku 10 milijardi godina.

Vjeruje se da je Sunce još uvijek na njemu jer je u sredini svog životnog ciklusa. Jednom kada zvijezdi ponestane vodonika u svom jezgru, ona napušta glavni niz.

Jednom kada zvijezdi ponestane vodonika u svom jezgru, ona napušta glavni niz.

Bez pritiska koji je nastao tokom termonuklearnih reakcija i izbalansirao unutrašnju gravitaciju, zvijezda počinje ponovo da se skuplja, kao što je to ranije činila tokom procesa svog formiranja.

Temperatura i pritisak ponovo rastu, ali, za razliku od faze protostar, na mnogo viši nivo.

Kolaps se nastavlja sve dok na temperaturi od približno 100 miliona K ne počnu termonuklearne reakcije sa helijumom, tokom kojih se helijum pretvara u teže elemente (helijum u ugljenik, ugljenik u kiseonik, kiseonik u silicijum i na kraju – silicijum u gvožđe).

Kolaps se nastavlja sve dok termonuklearne reakcije koje uključuju helijum ne počnu na temperaturi od približno 100 miliona K

Termonuklearno "sagorevanje" materije, nastavljeno na novom nivou, izaziva monstruoznu ekspanziju zvezde. Zvijezda "nabubri", postaje vrlo "labava", a njena veličina se povećava za otprilike 100 puta.

Zvezda postaje crveni džin, a faza sagorevanja helijuma traje oko nekoliko miliona godina.

Šta će se dalje desiti zavisi i od mase zvezde.

U zvijezdama srednje veličine, reakcija termonuklearnog sagorijevanja helijuma može dovesti do eksplozivnog oslobađanja vanjskih slojeva zvijezde s formiranjem planetarna maglina. Jezgro zvijezde, u kojem se zaustavljaju termonuklearne reakcije, hladi se i pretvara u helijum bijelog patuljka, obično mase do 0,5-0,6 solarnih masa i prečnika reda prečnika Zemlje.

Za masivne i supermasivne zvijezde (sa masom od pet solarnih masa ili više), procesi koji se odvijaju u njihovom jezgru kako se gravitacijsko kompresija povećava dovode do eksplozije supernova uz oslobađanje ogromne energije. Eksplozija je praćena izbacivanjem značajne mase zvezdane materije u međuzvjezdani prostor. Ova supstanca kasnije sudjeluje u formiranju novih zvijezda, planeta ili satelita. Zahvaljujući supernovama, svemir u cjelini, a posebno svaka galaksija, kemijski evoluira. Zvjezdano jezgro preostalo nakon eksplozije može završiti svoju evoluciju kao neutronska zvijezda (pulsar), ako je masa zvijezde manja od kasne faze prelazi Chandrasekharovu granicu (1,44 solarne mase), ili kao crna rupa ako masa zvijezde premašuje Oppenheimer-Volkoffovu granicu (procijenjene vrijednosti od 2,5-3 solarne mase).

Proces evolucije zvijezda u svemiru je kontinuiran i cikličan - stare zvijezde nestaju, a nove svijetle da ih zamjene.

Prema modernim naučnim konceptima, elementi neophodni za nastanak planeta i života na Zemlji nastali su od zvjezdane materije. Iako ne postoji jedinstveno opšteprihvaćeno gledište o tome kako je nastao život.