Pomyśl o tym, jak kolor kawałka metalu zmienia się w zależności od temperatury. Cewka piecyka elektrycznego zaczyna się od czarnego koloru, ale po podgrzaniu zaczyna świecić na matową czerwień. Przy większej ilości ciepła cewka zmienia kolor na jaśniejszy czerwony, a następnie pomarańczowy. W ekstremalnie wysokich temperaturach cewka stanie się żółto-biała, a nawet niebiesko-biała (trudno sobie wyobrazić, aby cewka kuchenki elektrycznej była tak gorąca). Kolor gwiazdy zależy również od temperatury jej powierzchni. Stosunkowo chłodne gwiazdy są czerwone, cieplejsze – pomarańczowe lub żółte, a ekstremalnie gorące – niebieskie lub niebiesko-białe.Kolor jest najczęstszym sposobem klasyfikacji gwiazd. Poniższa tabela przedstawia system klasyfikacji. Klasa gwiazdy jest określana za pomocą litery. Każda litera odpowiada kolorowi, a także zakresowi temperatur. Zauważ, że litery te nie odpowiadają nazwom kolorów; są one pozostałością po starszym systemie, który nie jest już używany. Dla większości gwiazd temperatura powierzchni jest również związana z ich wielkością. Większe gwiazdy produkują więcej energii, więc ich powierzchnie są gorętsze. Gwiazdy te mają tendencję do niebiesko-białego koloru. Mniejsze gwiazdy produkują mniej energii. Ich powierzchnie są mniej gorące i dlatego mają tendencję do bycia żółtawymi.
Jak NASA zauważa, gwiazdy mają cykl życia, który jest wyrażony podobnie do cyklu życia żywej istoty: rodzą się, rosną, zmieniają się w czasie i w końcu umierają. Większość gwiazd zmienia swój rozmiar, kolor i klasę co najmniej raz w ciągu swojego życia. To, co astronomowie wiedzą o cyklach życiowych gwiazd, zawdzięczamy danym zebranym z teleskopów wizualnych, radiowych i rentgenowskich. Aby dowiedzieć się więcej o formowaniu się gwiazd z Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA), kliknij tutaj.
Sekwencja główna
Przez większość życia gwiazdy, fuzja jądrowa w jądrze wytwarza hel z wodoru. Gwiazda w tym stadium jest gwiazdą ciągu głównego. Termin ten pochodzi od przedstawionego tutaj diagramu Hertzsprunga-Russella. Dla gwiazd w ciągu głównym temperatura jest bezpośrednio związana z jasnością. Gwiazda znajduje się w ciągu głównym tak długo, jak długo jest w stanie równoważyć siłę grawitacji skierowaną do wewnątrz z siłą syntezy jądrowej skierowaną na zewnątrz w swoim jądrze. Im bardziej masywna gwiazda, tym więcej musi spalać paliwa wodorowego, aby zapobiec kolapsowi grawitacyjnemu. Ponieważ spalają one więcej paliwa, bardziej masywne gwiazdy mają wyższe temperatury. Nasze Słońce jest gwiazdą ciągu głównego od około 5 miliardów lat i będzie kontynuowało ten ciąg jeszcze przez około 5 miliardów lat. Bardzo duże gwiazdy mogą pozostawać na ciągu głównym tylko przez 10 milionów lat. Bardzo małe gwiazdy mogą trwać od dziesiątek do setek miliardów lat.
Czerwone olbrzymy i białe karły
Jak gwiazda zaczyna zużywać wodór, łączy atomy helu w cięższe atomy, takie jak węgiel. Gwiazda typu niebieski olbrzym wyczerpała swoje paliwo wodorowe i znajduje się w fazie przejściowej. Kiedy lekkie pierwiastki są w większości zużyte, gwiazda nie może już dłużej opierać się grawitacji i zaczyna zapadać się do środka. Zewnętrzne warstwy gwiazdy rosną na zewnątrz i stygną. Większa, chłodniejsza gwiazda zmienia kolor na czerwony i dlatego nazywana jest czerwonym olbrzymem. To, co dzieje się później, zależy od tego, jak masywna jest gwiazda. Typowa gwiazda, taka jak Słońce, całkowicie zaprzestaje syntezy jądrowej. Kolaps grawitacyjny kurczy jądro gwiazdy do postaci białego, świecącego obiektu wielkości Ziemi, zwanego białym karłem. Biały karzeł ostatecznie zanika.
Supergianty i supernowe
Gwiazda, której zabraknie helu, zakończy swoje życie znacznie bardziej dramatycznie. Kiedy bardzo masywne gwiazdy opuszczają ciąg główny, stają się czerwonymi supergigantami. W przeciwieństwie do czerwonego olbrzyma, kiedy hel w czerwonym supergigancie się skończy, fuzja jądrowa trwa nadal. Lżejsze atomy łączą się w cięższe atomy, aż do atomów żelaza. Tworzenie pierwiastków cięższych niż żelazo w wyniku fuzji jądrowej zużywa więcej energii niż jest wytwarzane, więc gwiazdy zazwyczaj nie tworzą cięższych pierwiastków. Kiedy w gwieździe nie ma już pierwiastków do stopienia, jej jądro ulega grawitacji i zapada się, tworząc gwałtowną eksplozję zwaną supernową. Eksplozja supernowej zawiera tak dużo energii, że atomy mogą łączyć się ze sobą, tworząc cięższe pierwiastki, takie jak złoto, srebro i uran. Supernowa może przez krótki czas świecić tak jasno, jak cała galaktyka. Wszystkie pierwiastki o liczbie atomowej większej niż lit powstały w wyniku fuzji jądrowej w gwiazdach.
Gwiazdy neutronowe i czarne dziury
Po wybuchu supernowej resztki materiału w jądrze są niezwykle gęste. Jeśli jądro jest mniejsze niż około cztery razy masa Słońca, gwiazda staje się gwiazdą neutronową. Gwiazda neutronowa składa się prawie w całości z neutronów, stosunkowo dużych cząstek, które nie mają ładunku elektrycznego.Jeśli masa jądra pozostałego po wybuchu supernowej jest większa niż około pięciokrotność masy Słońca, jądro zapada się w czarną dziurę. Czarne dziury są tak gęste, że nawet światło nie jest w stanie uciec przed ich grawitacją. Ze względu na brak światła, czarna dziura nie może być bezpośrednio obserwowana. Można ją jednak rozpoznać po tym, jak oddziałuje na otaczające ją obiekty oraz po promieniowaniu, które wycieka z jej krawędzi. Poniższy filmik po lewej stronie pokazuje, jak wyglądałaby obserwacja supernowej, podczas gdy drugi TED Talk dotyczy polowania na czarne dziury.