Žvaigždės susidarė ne tik formuojantis galaktikoms, bet ir vėliau — jos įsižiebia netgi mūsų laikais, kai tik didžiuliame kosminiame dujų ir dulkių debesyje dėl smūginės bangos ar kitų priežasčių susidaro maždaug kelių šviesos mėnesių skersmens sutankėjimas ir jo traukos jėga pasidaro pakankama aplinkinių dalelių chaotiškam judėjimui įveikti. Didėjant sutankėjimo masei, jis vis stipriau traukia ir apima vis didesnę debesies dalį. Antra vertus, besisukantis kamuolys vis greičiau sukasi, nublokšdamas nuo savęs kai kurias lėtai krintančias daleles atgal į erdvę. Susispausdama medžiaga įkaista, ypač centrinė besiformuojančios žvaigždės (prožvaigždės) dalis, iš jos laikas nuo laiko išsiveržia ugnies pliūpsniai.

Kosminis Hablo teleskopas įgalino 1995 m. pirmą kartą tiesiogiai pamatyti paslaptingą žvaigždžių gimimą. Žvaigždžių embrionai regimųjų spindulių dar neskleidžia, užtat labai ryškiai matyti minėtieji plazmos srautai, taip pat debesų kraštai, apšviesti aplinkinių žvaigždžių.

Prožvaigždė tampa tikra žvaigžde, kai temperatūra jos centre pasiekia maždaug 3 milijonus laipsnių ir įsidega branduolinė vandenilio virtimo heliu reakcija. Saulės masės žvaigždė susiformuoja maždaug per 40 milijonų metų. Jei prožvaigždės masė mažesnė negu 0,08 Saulės masės, tai jai traukiantis nesusidaro reikiama temperatūra ir žvaigždė neįsidega — tokia nepavykusi žvaigždė yra vadinama rudąja nykštuke.

Rudoji nykštukė Gl 229B

Žvaigždės raida priklauso nuo jos masės — kuo ji didesnė, tuo aukštesnė temperatūra susidaro žvaigždės viduje ir tuo greičiau vyksta branduolinės reakcijos, vadinasi, tuo spartesnė žvaigždės evoliucija. Be to, skirtingomis sąlygomis atsiveria vis kitokios raidos galimybės, tad mažos ir didelės masės žvaigždžių likimai esti skirtingi.

Žmogus, tarsi vienadienė peteliškė, mato tik akimirką žvaigždės raidoje. Laimė, Galaktikoje yra labai daug įvairaus amžiaus žvaigždžių. Antra vertus, bendrus žvaigždžių bruožus, jų raidą gerai aprašo palyginti paprasti modeliai (juk žvaigždė — gana vienalytis plazmos kamuolys), tad yra sukurti patikimi žvaigždžių evoliucijos scenarijai.

Kiekvieną stebimą žvaigždę galima atvaizduoti tašku Hercšprungo ir Raselo diagramoje, o panašias žvaigždes atitinka gretimi taškai. Daugumos žvaigždžių taškai išsidėsto išilgai krievės, pavaizduotos punktyru.



Tai pagrindinė žvaigždžių seka, jai priklauso daugelis žvaigždžių, išskyrus prožvaigždes bei vėlyvųjų stadijų žvaigždes. Kai žvaigždėje prasideda helio sintezės reakcija, jos taškas atsiduria toje kreivėje (tuo aukščiau, kuo didesnė žvaigždės masė, taigi ir jos temperatūra). Vėliau vandeniliui virstant heliu, žvaigždė vis labiau įsidega, kyla jos temperatūra ir didėja šviesis, tad žvaigždė iš lėto kyla pagrindine seka aukštyn. Taigi naudojantis HR diagrama galima tirti ne tik žvaigždžių tipus, bet ir jų evoliuciją.

Panagrinėkime Saulės raidą (ji būdinga bet kuriai panašios masės žvaigždei).

Saulė įsidegė prieš 4,5 milijardo metų, jos to meto padėtis sekoje pažymėta mėlyna strėliuke. Dabar Saulė yra pasislinkusi diagramoje į viršų, betgi jos vandenilis dar toli gražu nėra išeikvotas, tad dar tris milijardus metų vyks lėta Saulės evoliucija išilgai pagrindinės sekos.

Baigiantis vandenilio jungimosi reakcijai žvaigždės šerdyje, ši ima trauktis (nes degimo produktų slėgis nebeatsveria traukos jėgų), o medžiagai susispaudžiant, jos temperatūra pakyla. Dėl to įkaista toliau esantis vandenilio sluoksnis — helio sintezės reakcija sklinda link žvaigždės išorės. Žvaigždė ima plėstis, jos šviesis stiprėja, ir žvaigždė nukrypsta nuo pagrindinės sekos, kildama diagramoje į viršų. Per maždaug pusę milijardo metų žvaigždės skersmuo išauga kelis šimtus kartų ir ji tampa raudonąja milžine.

Raudonoji milžinė

Taigi kada nors ateityje Saulė gerokai išsiplės ir spinduliuos daugiau energijos: iš pradžių ji sudegins Merkurijų, dar vėliau, jai išsiplėtus beveik ligi Žemės orbitos, mūsų planeta irgi užvirs, išgaruos, o jos likučiai nukris į Saulę. Laimė, tai įvyks dar labai negreit.

Žvaigždės šerdžiai labai įkaitus, staiga — galingu žybsniu — prasideda helio jungimosi reakcija. Žybsniai vyksta ir vėliau, nes ta reakcija nėra stabili — jos sparta labai priklauso nuo temperatūros. Taigi žvaigždė išgyvena neramų kelių milijonų metų periodą, jos dydis dar išauga. Helio jungimosi reakcijai priartėjus prie žvaigždės paviršiaus, jos šviesis dėl reakcijos nestabilumų ir kitų priežasčių pradeda pulsuoti — žvaigždė kurį laiką tampa kintamąja žvaigžde. Galų gale išoriniai žvaigždės sluoksniai neatlaiko galingo jos spindulių veikimo ir išsilaksto į visas puses, sudarydami burbulo pavidalo ūką aplink žvaigždę. Likusioji žvaigždės dalis, palaipsniui gęstant branduolinėms reakcijoms, virsta iš pradžių baltąja, o po to juodąja nykštuke.

Panašiai, bet žymiai greičiau evoliucionuoja žvaigždės, kurių masė keletą kartų didesnė už Saulės masę.

Jeigu prožvaigždės masė viršija šimtą Saulės masių, tai jos centras labai greitai ir smarkiai susispaudžia bei įkaista, vandenilio jungimosi reakcija prasideda taip audringai, kad žvaigždė susprogsta ir išsilaksto į šalis.

Jei prožvaigždės masė yra mažiau nei šimtas, bet daugiau nei 8—10 Saulės masių, jos irgi laukia katastrofa bei ypatingas likimas. Tokia žvaigždė gana greitai evoliucionuoja į supermilžinę su geležine šerdimi, kurioje nebevyksta jokios termabranduolinės reakcijos. Kai tokios šerdies masė pasidaro lygi maždaug 1,5 Saulės masės, jos traukos jėga taip sustiprėja, kad jai nebegali atsispirti elektrinės jėgos tarp dalelių: protonai susijungia su elektronais ir virsta neutronais. Centrinė žvaigždės dalis per sekundę virsta didžiuliu, labai tankiu atomo branduoliu — neutronų kamuoliu. Toks staigus medžiagos susitraukimas, arba kolapsas, sukelia nepaprastai galingą smūginę bangą. Žvaigždė sprogsta, jos didžioji dalis išsilaksto į visas puses 5000—10 000 km/s greičiais. Jei tai įvyksta mūsų Galaktikoje, danguje staiga sužimba nauja labai ryški žvaigždė, nes tuo metu ji spinduliuoja maždaug tiek pat energijos kiek milijardas Saulių. Tokia sprogusi žvaigždė vadinama supernova. Istoriniais laikais tai yra įvykę keletą kartų. Antai kinų metraščiai 1054 m. aprašė naujos žvaigždės atsiradimą Tauro žvaigždyne. Ji buvo matoma netgi dienos metu plika akimi 23 dienas. Palaipsniui toje vietoje atsirado Krabo ūkas — į visas puses plintantis žvaigždės sprogimo debesis. O visai neseniai, 1987 m., astronomai stebėjo supernovą, sužibusią gretimoje galaktikoje — Didžiajame Magelano Debesyje.

Krabo Ūkas

Supernovos išsklaido žvaigždžių gelmėse susidariusius įvairius cheminius elementus po kosminę erdvę ir tuo būdu praturtina jais tarpžvaigždinę medžiagą, iš kurios formuojasi naujos žvaigždės. Visi mes esame sudaryti iš supernovų sprogimo produktų.

Ilgą laiką dauguma astronomų manė, kad grandiozinio žvaigždės sprogimo metu išsilaksto ir žvaigždės šerdis. Tačiau 1967 m. buvo aptikti pulsarai — žvaigždės, siunčiančios didelio dažnio reguliarius radijo spindulius. Buvo nustatyta, kad tai yra labai greitai besisukančios, tik keliolikos kilometrų skersmens neutroninės žvaigždės — supernovų branduoliai. Spinduliavimas sklinda iš neutroninių žvaigždžių magnetinių polių vietų, ir, žvaigždei sukantis, jos spindulių pluoštas, lyg sukamas prožektorius, periodiškai švytruoja po dangų.

Ši hipotezė visiškai pasitvirtino atradus pulsarą Krabo ūko centre.

Krabo Ūko pulsaras

Teoriškai nustatyta, kad neutroninės žvaigždės masė negali viršyti maždaug trijų Saulės masių. Jeigu po supernovos sprogimo lieka masyvesnis objektas, tai jis ir toliau traukiasi, ir jokios jėgos nebegali atsispirti milžiniškai visuotinės traukos jėgai — žvaigždė virsta juodąja bedugne. Taigi galimos ne tik supermasyvios juodosios bedugnės galaktikų centruose, bet ir kelių ar keliolikos Saulės masių bedugnės, kaip masyvių žvaigždžių evoliucijos liekanos.

Juodoji bedugnė praktiškai neturi stebimų savybių, ją galima aptikti tik iš likusio gravitacinio lauko. Tad juodųjų bedugnių, susidariusių sprogus supernovoms, paieškos būtų ilgai užsitęsusios, jeigu maždaug pusė žvaigždžių nebūtų dvinarės ir net daugianarės žvaigždės.

Tokios žvaigždės susidaro iš pirminio debesies, kuriame yra ne vienas, o keli sutankėjimai. Tad susiformuoja dvi, o retkarčiais ir daugiau artimų žvaigždžių, besisukančių apie bendrą masės centrą. Viena iš jų gali tapti juodąja bedugne. O jeigu jos kaimynė yra gana arti ir lengvai netenka savo medžiagos, tai apie juodąją bedugnę susidaro krintančių dalelių verpetas. Pastarąjį įmanoma pastebėti iš neįprasto spinduliavimo.

Dvinarių žvaigždžių Doplerio reiškinio demonstracija

Dvinarių žvaigždžių šviesio pokyčio demonstracija