Co je životní cyklus hvězdy?

Hvězda začíná jako oblak mezihvězdného plynu, většinou vyrobeného z vodíku. Nakonec malé diferenciály hustoty začínají vytvářet oblak a vytvářejí gravitační vrty, přibližují ostatní částice blíže a kondenzují je. V průběhu času tento proces zhutňování vytváří sféricky tvarovaný centrální mrak, obíhající kolem plynu na okrajích, a vytváří takzvaný akreční disk.

Kritickým krokem při zrození hvězdy je vytvoření úrovní hustoty dostatečných k iniciaci vodíkové fúze. Fúze spojuje atomová jádra lehčí než jádro železa a uvolňuje energii v procesu. První atomy, které se spojily v kondenzujícím hvězdném oblaku, jsou pravděpodobně atomy deutria, izotop vodíku s jedním neutronem. Navzdory jejich nedostatku v porovnání s konvenčním vodíkem vyžadují k tavení nižší teplotu a tlak, a proto by pravděpodobně začaly jako první. Spojení atomových jader je obtížné dosáhnout kvůli elektrostatickému odpudení způsobenému elektrónovými náboji obou atomů.

Poté, co se deutrium v ​​hvězdném oblaku vznítí a začne uvolňovat obrovské množství energie, je jen otázkou času, než se okolní vodík začne roztavit a nebeské tělo se stane skutečnou hvězdou. Kojenecké hvězdy s jádrem několika desítek milionů stupňů nebo větším jsou často nejenergičtějšími těly po dobu světelných let.

Převážná většina atomů, z nichž jsou naše těla vyrobena, byla syntetizována fúzí atomových jader v procesu zvaném hvězdná nukleosyntéza. Tímto způsobem se tvoří většina atomů kromě vodíku.

Další budoucnost a životnost hvězdy závisí na její hmotnosti. Většina hvězd tráví většinu svého života na tom, co se nazývá Hlavní sekvence, spojující lehká jádra do energetických reakcí. Když začnou spojovat všechen svůj vodík, hvězdy začnou ztrácet energii. U hvězd asi 0,4násobku hmotnosti Slunce nebo níže to způsobuje gravitační kolaps. Hvězda se změní na homogenního červeného trpaslíka a už nikdy prvky nerozpojí.

U hvězd 0,4násobku hmotnosti našeho Slunce až asi desetkrát se začne hélium agregovat v jádru hvězdy, jak pokračuje proces fúze. Hélium se snadno nerozpojí, takže to prostě visí. Jeho větší hustota způsobuje, že vodík je ve vrstvách nad ním velmi silně tlačen, urychluje fúzi zbývajícího vodíku a činí hvězdu 1 000 až 10 000krát jasnější. Tím se vytvoří červený obr s poloměrem podobným vzdálenosti, ve které Země obíhá kolem Slunce. Poté, co červený gigant vyčerpá své palivo, prudce se zhroutí. Smyková síla tření hmoty uvolní obrovské množství energie, což způsobí výbuch supernovy. Supernovy jsou některé z nejenergičtějších jevů ve vesmíru, vhodný konec majestátního života hvězdy.