Podobnie jak inne ciała w przyrodzie, gwiazdy również nie mogąpozostają bez zmian. Rodzą się, rozwijają i ostatecznie „umierają”. Ewolucja gwiazd trwa miliardy lat, ale toczy się dyskusja na temat czasu ich powstania. Wcześniej astronomowie wierzyli, że proces ich „narodzin” z pyłu gwiezdnego trwa miliony lat, ale nie tak dawno uzyskano zdjęcia obszaru nieba z Wielkiej Mgławicy Oriona. Z biegiem lat pojawiła się tam mała gromada gwiazd.
Na zdjęciach z 1947 roku w tym miejscu byłzarejestrowano niewielką grupę obiektów przypominających gwiazdy. Część z nich już w 1954 r. Podłużyła się, a po kolejnych pięciu latach obiekty te rozpadły się na osobne. Tak więc po raz pierwszy proces narodzin gwiazd miał miejsce dosłownie na oczach astronomów.
Przyjrzyjmy się bliżej, jak przebiega struktura i ewolucja gwiazd, gdzie zaczynają się i jak kończy się ich niekończące się, według ludzkich standardów, życie.
Naukowcy tradycyjnie zakładali, że gwiazdypowstają w wyniku kondensacji chmur środowiska gazowo-pyłowego. Pod działaniem sił grawitacyjnych z utworzonych chmur powstaje nieprzezroczysta kula gazowa o gęstej strukturze. Jego wewnętrzne ciśnienie nie może zrównoważyć ściskających go sił grawitacyjnych. Stopniowo kula kurczy się tak bardzo, że temperatura wnętrza gwiazdy wzrasta, a ciśnienie gorącego gazu wewnątrz kuli równoważy siły zewnętrzne. Następnie kompresja się zatrzymuje. Czas trwania tego procesu zależy od masy gwiazdy i zwykle waha się od dwóch do kilkuset milionów lat.
Struktura gwiazd sugeruje bardzo wysokątemperatura w ich jelitach, która przyczynia się do ciągłych procesów termojądrowych (wodór, który je tworzy, zamienia się w hel). To właśnie te procesy powodują intensywne promieniowanie gwiazd. Czas, jaki zajmuje im zużywanie dostępnego zapasu wodoru, zależy od ich masy. Od tego zależy również czas trwania promieniowania.
Kiedy wyczerpują się rezerwy wodoru, następuje ewolucja gwiazdzbliża się do etapu formowania się czerwonego olbrzyma. Dzieje się to w następujący sposób. Po ustaniu uwalniania energii siły grawitacyjne zaczynają ściskać rdzeń. W tym przypadku gwiazda znacznie się powiększa. Jasność również wzrasta, ponieważ proces reakcji termojądrowych trwa, ale tylko w cienkiej warstwie na granicy jądra.
Procesowi temu towarzyszy wzrost temperatury zapadającego się jądra helu i przemiana jąder helu w jądra węgla.
Według prognoz nasze Słońce może zmienić się wczerwony olbrzym za osiem miliardów lat. Jednocześnie jego promień zwiększy się kilkadziesiąt razy, a jasność wzrośnie setki razy w porównaniu z obecnymi wskaźnikami.
Żywotność gwiazdy jak jużodnotowany zależy od jego masy. Obiekty o masie mniejszej od Słońca bardzo ekonomicznie „zużywają” rezerwy paliwa jądrowego, dzięki czemu mogą świecić przez dziesiątki miliardów lat.
Ewolucja gwiazd kończy się pojawieniem się białych karłów. Dzieje się tak z tymi z nich, których masa jest zbliżona do masy Słońca, tj. nie przekracza 1,2 od niej.
Gigantyczne gwiazdy mają tendencję do szybkiego wysychaniawłasne zapasy paliwa jądrowego. Towarzyszy temu znaczny ubytek masy, w szczególności w wyniku wyrzucania zewnętrznych łusek. W rezultacie pozostaje tylko stopniowo ochładzająca się część centralna, w której reakcje jądrowe zostały całkowicie zatrzymane. Z biegiem czasu takie gwiazdy przestają promieniować i stają się niewidoczne.
Ale czasami normalna ewolucja i struktura gwiazdjest naruszony. Najczęściej dotyczy to masywnych obiektów, które wyczerpały wszystkie rodzaje paliwa termojądrowego. Następnie mogą przekształcić się w gwiazdy neutronowe, supernowe lub czarne dziury. Im więcej naukowców dowiaduje się o tych obiektach, tym więcej pojawia się nowych pytań.
