Na czym polega ewolucja gwiazdy?
Ewolucja gwiazdy to sekwencja przemian struktury wewnętrznej i właściwości gwiazdy na przestrzeni jej całego życia – od narodzin w obłoku molekularnym po śmierć jako biały karzeł, gwiazda neutronowa lub czarna dziura. Scenariusz ewolucji zależy przede wszystkim od masy początkowej gwiazdy.
Gwiazda rodzi się przez grawitacyjny kolaps fragmentu obłoku molekularnego – powstaje protogwiazda, która nagrzewa się adiabatycznie. Gdy temperatura w centrum osiąga ok. 10 milionów K, zapala się fuzja termojądrowa wodoru w hel – gwiazda wchodzi na ciąg główny, gdzie spędza większość życia. Słońce (1 masa Słońca) będzie na ciągu głównym ok. 10 miliardów lat; gwiazda o masie 20 mas Słońca – zaledwie kilka milionów lat (jaśniejsze gwiazdy „spalają” swoje paliwo nieporównanie szybciej).
Po wyczerpaniu wodoru w jądrze gwiazda porzuca ciąg główny: małe i średnie gwiazdy (do ok. 8 mas Słońca) rozszerzają się w czerwone olbrzymy lub nadolbrzymy, tracą zewnętrzne warstwy tworząc mgławice planetarne i kończą jako białe karły. Masywne gwiazdy (powyżej 8 mas Słońca) przechodzą przez kolejne etapy fuzji (hel, węgiel, neon, tlen, krzem), a gdy powstanie żelazne jądro – grawitacyjnie implodują w supernowej, pozostawiając gwiazdę neutronową lub czarną dziurę. Ewolucja gwiazd jest źródłem niemal wszystkich pierwiastków ciężej niż wodór we Wszechświecie.