Apie neholivudinių žvaigždžių gyvenimus (20)
Visokiausios žvaigždės ir žvaigždelės yra bene didžiausias daugybės žurnalų ir naujienų portalų žinių (o gal ir pelno) šaltinis. Kiekvienas jų krustelėjimas yra fotografuojamas, dokumentuojamas ir čia pat pateikiamas visiems tokių smulkmenų geidžiantiems. Tačiau šiame portale tokių dalykų pasitaiko labai retai. Metas pataisyti situaciją.
Prisijunk prie technologijos.lt komandos!
Laisvas grafikas, uždarbis, daug įdomių veiklų. Patirtis nebūtina, reikia tik entuziazmo.
Sudomino? Užpildyk šią anketą!
Savaime suprantama, apie Holivudo žvaigždes nepasakosiu. Geriau pakalbėkime apie toli kosmose skrajojančius šviesulius, vienas kurių aprūpina mūsų planetą gyvybine energija, o kiti nušviečia nakties dangų ir nuo pat žmonijos aušros teikia peno mitologijai bei vaizduotei. Tuo labiau, kad kiek anksčiau rašiau apie žvaigždžių susiformavimą, tad logiškas tęsinys yra pasakojimas apie jų gyvenimus.
Kaip ir vėlyvosiose formavimosi stadijose, taip ir viso žvaigždės gyvenimo metu, svarbiausia jos savybė yra masė. Nuo masės priklauso žvaigždės vidaus struktūra, pagrindinė energiją gaminančių reakcijų seka, bendras žvaigždės šviesis ir dydis, gyvenimo trukmė ir tai, kas iš jos lieka gyvenimo pabaigoje. Žinoma, kiti parametrai – cheminė sudėtis, sukimosi greitis, magnetinio lauko stipris – taip pat turi įtakos, bet lyginant su masės indėliu, ji yra nedidelė ir kalbant apie bendrus evoliucijos bruožus, į šią įtaką galima neatsižvelgti. Bet geriau neužbėgsiu įvykiams už akių, o parašysiu apie viską po truputį ir nuosekliai.
Struktūra ir spinduliuotė
Žvaigždžių paviršių temperatūra matuojama tūkstančiais laipsnių (laipsniai Kelvino, žymimi K; bet kai temperatūra tokia didelė, galima skaičiuoti ir Celsijaus skalėje – 273 padalų skirtumas yra palyginus menkas). Pavyzdžiui, Saulės paviršius įkaitęs iki 5700 K. Didesnių pagrindinės sekos žvaigždžių paviršiai karštesni, mažesnių – vėsesni. Tačiau jei galėtume prasiskverbti į žvaigždės gilumą, matytume, kad temperatūra, tankis ir slėgis ima sparčiai augti. Žvaigždės šerdyje temperatūra pasiekia milijonus ar net milijardus laipsnių. Čia vyksta termobranduolinės reakcijos: vandenilio branduoliai – protonai – pavirsta helio branduoliais ir išskiria galybę energijos. Vėlgi imant pavyzdžiu Saulę, per sekundę joje sudega daugiau nei pusė milijardo tonų vandenilio, o išskiriamos energijos pakaktų visos Žemės poreikiams patenkinti kone milijoną metų. Tačiau šis labai paprastas įvertinimas slepia gerokai sudėtingesnius procesus, kuriuos pristatyti galima pažvelgiant į vieno protono, o vėliau – fotono gyvenimą.
Žvaigždės gelmėse esantis protonas juda labai dideliu greičiu, siekiančiu šimtus kilometrų per sekundę. Tiesa, labai toli jis nenukeliauja – stumdomas aplink zujančių kitų protonų ir traukomas elektronų, skrieja tai šen, tai ten, ir šerdies nepalieka. Kartais jis trumpam prisitraukia kokį elektroną tiek, kad pastarasis pradeda suktis aplink protoną; bet tokios poros ilgai neišgyvena, nes aplink esantys labai energingi fotonai iškart suskaldo trapią vandenilio atomo jungtį. Prie kitų protonų priartėti yra labai sunku, nes elektrinė stūma tam priešinasi, ir gerokai lengviau yra judėti kuo toliau nuo likimo brolių. Bet kartkartėmis protonui pavyksta susidurti su kitu atomo branduoliu, ir tada ima dėtis įdomūs dalykai.
Susidūrimai tarp dviejų protonų, tiesą sakant, nėra labai retas reiškinys. Tačiau net ir įveikus elektrinės sąveikos barjerą, branduolinės jėgos negali išlaikyti dviejų protonų junginio (helio-2 branduolio) ir jis čia pat suyra. Vienintelė galimybė protonui negrįžti atgal į vienišą egzistenciją – tuo metu, kol yra susijungęs su kitu protonu, suskilti į neutroną, pozitroną (elektrono antidalelę) bei elektrono-neutriną (tokia reakcija vadinama atvirkštiniu beta skilimu). Tuomet naujasis junginys tampa deuterio branduoliu, o šis jau yra stabilus. Vienam protonui pavirsti deuterio branduolio dalimi vidutiniškai prireikia milijardo metų.
Susikūrus deuterio branduoliui, reikalai ima klostytis gerokai sparčiau. Maždaug per sekundę šis branduolys susiduria su dar vienu protonu ir suformuoja helio-3 branduolį, kuris jau yra stabilus. Toks branduolys su pavieniais protonais nesijungia (litis-4 yra nestabilus), o neutronų aplink nėra, taigi žvaigždės gelmėse jis skrajoja dar apie milijoną metų, kol susitinka kitą tokį patį branduolį, jie susiduria ir pavirsta helio-4 branduoliu (2 protonai ir 2 neutronai) bei išmeta lauk du protonus. Taip per maždaug milijardą metų keturi protonai pavirsta vienu helio branduoliu. Taip pat šio proceso metu išsiskiria 27 megaelektronvoltai energijos. Žinoma, žvaigždės šerdyje yra, švelniai tariant, ne vienas protonas, taigi ir tokių reakcijų – vadinamų pp grandine (pp chain; pp reiškia du protonus) kiekvieną sekundę įvyksta daugybė.
Yra ir kitas būdas protonams virsti helio branduoliais. Tai – CNO ciklas (CNO cycle). Jo pagrindas – šerdyje esantys anglies, azoto ir deguonies branduoliai, kurie veikia kaip reakcijų katalizatoriai. Stabilusis anglies-12 izotopas gali prisijungti protoną ir pavirsti azotu-13; pastarasis yra nestabilus ir per keletą minučių skyla į anglį-13. Šioji vieną po kito „suvalgo“ dar du protonus ir pavirsta pirmiausia azotu-14, o tada ir deguonimi-15. Deguonis-15 vėlgi yra nestabilus ir skyla į azotą-15. O kai azotas-15 prisijungia dar vieną protoną, tai susidaręs deguonis-16 aukštoje žvaigždės šerdies temperatūroje pasidalija į anglį-12 ir helio-4 branduolį. Taigi ir vėl keturi protonai pavirsta vienu helio branduoliu, tačiau reakcijai įvykti padeda kiti, sunkesni elementai.
Abiejų reakcijų sparta priklauso nuo įvairių parametrų, tačiau svarbiausias iš jų yra temperatūra. Pirmosios, pp grandinės, greitis priklauso nuo temperatūros ketvirtajame laipsnyje, o CNO ciklo – net septynioliktajame! Taip pat gana žemos temperatūros branduoliuose CNO ciklas išvis nevyksta. Saulėje vyksta abi reakcijos, bet pp sekoje pagaminama 98 procentai visos energijos. Tačiau žvaigždėse, kurių masė didesnė nei 1,3-1,5 Saulės masės, branduolio temperatūra pakyla virš ~17 milijonų laipsnių ir CNO ciklas tampa dominuojantis.
***
Reakcijose gimusių fotonų judėjimas priklauso nuo žvaigždės masės; galima sakyti, kad nuo dominuojančios termobranduolinės reakcijos. Jei fotonas išspinduliuojamas pp grandinėje, iš branduolio jis išlekia beveik tiesiai tolyn, su kitomis dalelėmis sąveikaudamas silpnai. Tačiau iškart už branduolio, nukeliavus maždaug ketvirtį kelio iki paviršiaus, prasideda spindulinė zona. Čia visi atomai yra jonizuoti, tačiau jų yra tiek daug ir tokių energingų, kad kiekvienas fotonas į juos „trankosi“ (tiksliau sakant, atiduoda arba gauna energijos įvairių procesų metu) daugybę kartų, o jo judėjimo kryptis nuolat kinta. Nors fotonas po truputį keliauja tolyn nuo žvaigždės centro, išsilaisvinimui jam prireikia gal net milijono metų. Beje, Saulės masės žvaigždžių branduoliai taip pat gali būti laikomi spindulinių zonų dalimi.
Nukeliavus apie tris ketvirčius atstumo iki žvaigždės paviršiaus, prasideda konvekcinė zona. Tikslus atstumas priklauso nuo jos masės – kuo žvaigždė lengvesnė, tuo jis mažesnis; mažose žvaigždėse spindulinės zonos beveik nebūna, visa žvaigždė yra konvekcinė. Čia temperatūra pernelyg žema, kad vandenilis būtų jonizuotas, taigi visi iš centro atkeliaujantys fotonai yra absorbuojami, vėl išspinduliuojami, ir taip daugybę kartų, kol visiškai sugeriami. Taip konvekcinės zonos apačia įkaista, ima plėstis ir karštų dujų burbulas ima kilti aukštyn – panašiai kaip karšto oro balionas. Kildamas burbulas vėsta, ir jo energija yra išspinduliuojama žvaigždės paviršiuje. Šitaip sąlygiškai greitai (gerokai greičiau, nei spindulinėje zonoje) energija perduodama iš maždaug ketvirčio žvaigždės spindulio gilumos į paviršinius sluoksnius. Šis procesas vadinamas konvekcija, ir dėl jo Saulės paviršiuje pro teleskopą galima matyti granules – tai yra konvekciniai burbulai, kylantys į paviršių ir ten sproginėjantys. Jei žvaigždės masė yra pakankamai didelė, kad didžioji energijos dalis būtų gaminama CNO cikle, energijos pernaša pasikeičia. Tokių žvaigždžių temperatūra paprastai iki pat paviršiaus yra pakankamai didelė, kad vandenilis būtų jonizuotas, taigi spinduliniu būdu energija gali būti perduodama visame žvaigždės tūryje. Iš kitos pusės, žvaigždės centre temperatūra leidžiantis gilyn kyla taip sparčiai, kad konvekcinis energijos perdavimas tampa efektyvesnis už spindulinį, taigi konvekcinė zona susiformuoja žvaigždės branduolyje. Atrodo, tarsi masyvesnė žvaigždė yra išvirkščia, lyginant su Saulės masės sesėmis. Žvaigždėje zujantys fotonai aplinkinėms dalelėms perduoda ne tik dalį savo energijos, bet ir judesio kiekį. Taip susidaro tam tikras slėgis, vadinamas spinduliuotės slėgiu, kuris palaiko žvaigždę, kad ši nesugriūtų į save dėl gravitacijos. Tokia stabili būsena yra vadinama hidrostatine pusiausvyra (angl. hydrostatic equilibrium). Bet jei žvaigždė yra labai masyvi, išoriniuose sluoksniuose spinduliuotės slėgis tampa pernelyg didelis, ir gravitacija nebegali išlaikyti įkaitusių stumiamų dujų. Taip sukuriamas stiprus žvaigždės vėjas – jo šaltinis yra kitoks, nei Saulės vėjo, kuris irgi atsiranda pačiame mūsų žvaigždės paviršiuje, bet kyla tiesiog dėl labai aukštos temperatūros, o ne dėl spinduliuotės slėgio, – dėl kurio per metus žvaigždė gali netekti maždaug vienos milijonosios Saulės masės. Turint galvoje, kad net ir masyviausios žvaigždės gyvena po keletą milijonų metų (žr. žemiau), dėl vėjo netenkama reikšminga masės dalis. Dauguma žvaigždžių, beveik nepriklausomai nuo pradinės masės, savo gyvenimus baigia „sverdamos“ ne daugiau, nei ~15 Saulės masių. Visi šie aukščiau aprašyti reiškiniai – skirtinga spinduliuotės pernaša, stiprūs vėjai – atsispindi žvaigždžių masės ir šviesio sąryšyje. Labai mažų žvaigždžių, tų, kurios beveik visiškai konvekcinės, šviesis didėja kaip masė 2,3 laipsnyje (t. y. dvigubai masyvesnė žvaigždė skleidžia maždaug 5 kartus daugiau energijos). Saulės tipo žvaigždžių, t. y. tų, kurių centrai spinduliniai, o išorės – konvekcinės, šviesis kinta kaip masė 4 laipsnyje (dvigubai masyvesnė žvaigždė šviečia 16 kartų šviesiau). „Išvirkščiųjų“ žvaigždžių, kurių konvekcinė zona yra branduolyje, sąryšio laipsnis yra 3,5. Ir galiausiai masyvesnių nei ~20 Saulės masių (maždaug nuo šitos ribos žvaigždiniai vėjai tampa labai svarbūs) šviesis yra tiesiog proporcingas masei. Šie sąryšiai yra gana apytiksliai, ypač labai mažos ir labai didelės masės žvaigždėms, tad kartais naudojama tik viena priklausomybė – šviesis laikomas proporcingu masei, pakeltai 3,3 laipsniu.Viršsvoris trumpina gyvenimą
Žvaigždės masės ir šviesio sąryšis taip pat nulemia ir kitą labai svarbų dalyką – jos gyvenimo trukmę. Kadangi kiekvienos pilnos reakcijos metu yra sunaudojami keturi protonai, o jų kiekis žvaigždėje nėra begalinis, galima apskaičiuoti ir ryšį tarp žvaigždės masės ir protonų „valgymo“ greičio – proporcingumas yra toks pat, kaip ir šviesio. Padarius daugmaž teisingas prielaidas, kad gyvenimo pradžioje žvaigždė sudaryta beveik vien iš vandenilio ir didžioji jos masės dalis yra šerdyje, kur ir vyksta termobranduolinės reakcijos, protonų „valgymo“ greitis gali būti pervadintas „kuro vartojimo sparta“. Šis dydis išreiškiamas mase, suvartojama per laiko vienetą. Padalinus žvaigždės masę iš kuro vartojimo spartos, randame apytikrį laiką, kurio prireiks žvaigždei, didžiąją dalį savyje esančio vandenilio paversti heliu. Šis laikas vadinamas pagrindinės sekos gyvenimo trukme (angl. main sequence lifetime).
Didėjant žvaigždės masei, jos gyvenimo trukmė mažėja. Pavyzdžiui, daugmaž Saulės masės žvaigždžių gyvenimo trukmė yra proporcinga masei maždaug -3 laipsnyje, t. y. dvigubai masyvesnė žvaigždė gyvena aštuonis kartus trumpiau. Saulė susiformavo prieš maždaug penketą milijardų metų, o pagrindinėje sekoje dar bus antra tiek, taigi jos gyvenimas truks 10 milijardų metų. Dviejų Saulės masių žvaigždė gyvena tik kiek ilgiau nei milijardą metų. Na, o masyvios, daugiau nei 20 Saulės masių, žvaigždės pagrindinėje sekoje praleidžia vos apie 4 milijonus metų (jų gyvenimo trukmė nuo masės praktiškai nebepriklauso).
Ši labai universali žvaigždžių savybė leidžia matuoti žvaigždžių spiečių amžių. Vos tik jis viršija 4 milijonus metų, viena po kitos žvaigždės palieka pagrindinę seką. Kadangi pirma gyvenimą baigia masyvios žvaigždės, esančios kairėje H-R diagramos pusėje, spiečiaus žvaigždžių pagrindinės sekos linija vis trumpėja. Pagal tai, kurioje vietoje ji baigiasi, galima nustatyti, kada spiečius susiformavo.
Iš kitos pusės, trumpas masyvių žvaigždžių gyvenimas reiškia, kad jų Galaktikoje yra nedaug. O jos ne tik kad trumpai gyvena, bet ir susiformuoja jų mažiau, nei Saulės masės atstovių. Taigi tyrinėdami masyvias žvaigždes, mokslininkai turi pasitenkinti gerokai menkesniais stebėjimų duomenimis. Visgi didelis šviesis, taigi ir didesnis atstumas, kuriuo esančias žvaigždes galime stebėti, atperka neskaitlingumą.
Pagrindinė žvaigždės gyvenimo seka baigiasi tada, kai jos šerdyje vandenilio lieka tiek mažai, kad termobranduolinės reakcijos nebegali palaikyti hidrostatinės pusiausvyros. Žvaigždė vėl ima trauktis, kaip ir pačioje gyvenimo pradžioje, ir jos temperatūra bei šviesis sparčiai kinta. H-R diagramoje tokios žvaigždės ima judėti aukštyn ir dešinėn, taigi sakoma, kad jos „palieka“ pagrindinę seką ir (dažniausiai) įžengia į milžinių šaką (angl. giant branch).
Priešmirtinė agonija
Nutrūkus vandenilio degimui žvaigždės šerdyje, tolesnis jos gyvenimas ir vėl priklauso nuo – niekada neatspėsite – masės. Pačios mažiausios, iki 0,5 Saulės masės, žvaigždutės turėtų trauktis ir susitraukti į degeneratyvaus helio branduolius, suformuodamos vadinamąsias helio baltąsias nykštukes. Rašau „turėtų“ todėl, kad tokių žvaigždžių pagrindinės sekos gyvenimo trukmė yra apie 80 milijardų metų, t. y. gerokai ilgesnė, nei dabartinis Visatos amžius. Taigi šios žvaigždės dar nepaliko pagrindinės sekos ir dar ilgai joje gyvens.
Žvaigždės, kurių masė neviršija aštuonių Saulės masių, po pagrindinės sekos vystosi šitaip. Visų pirma, pradėjus trauktis, temperatūra žvaigždėje kyla toliau, kol pradeda degti vandenilis jos išoriniuose sluoksniuose. Degimas sukuria didelį spinduliuotės slėgį ir žvaigždė ima plėstis – pavirsta raudonąja milžine (angl. red giant). Milžinės spindulys gali siekti net vieną astronominį vienetą, t. y. atstumą nuo Saulės iki Žemės. Manoma, jog Žemė ir netgi Marsas visiškai sudegs, kai Saulė pavirs raudonąja milžine. Tačiau plečiasi tik žvaigždės apvalkalas; jos branduolys vis dar traukiasi ir kaista, kol galų gale tampa degeneratyvus (t. y. slėgį ima palaikyti ne dujų šiluminis judėjimas, o kvantiniai efektai). Temperatūra kyla toliau, kol per dešimtis milijonų metų pasiekia maždaug 100 milijonų laipsnių; tada branduolyje užsidega helis. Jo branduoliai grupėmis po tris jungiasi į anglį arba po keturis – į deguonį. Degimo metu išsiskiria labai daug energijos, branduolio temperatūra staigiai pakyla, reakcija toliau spartėja ir galų gale branduolys ima vėl plėstis. Tai vadinama helio žybsniu, tačiau matomas jis būna labai retai, nes išoriniai žvaigždės sluoksniai, kad ir kaip išretėję, vis tiek sugeria didžiąją dalį fotonų.
Besiplečiančiame žvaigždės apvalkale vyksta keli įdomūs reiškiniai. Vandenilio degimas yra spartesnis, nei pagrindinės sekos žvaigždės branduolyje (dėl aukštesnės temperatūros), taigi ir žvaigždės šviesis padidėja. Tačiau žvaigždė išsiplečia tiek, kad jos paviršiaus temperatūra sumažėja; dėl to šios milžinės yra raudonos. Temperatūros kitimas tarp žvaigždės centro ir paviršiaus tampa staigesnis, nei anksčiau, ir ima dominuoti konvekcinė energijos pernaša. Kartu su energija, konvekcija į paviršių iškelia ir įvairius degimo produktus – helį bei netradicinius anglies ir deguonies izotopus. Įvykus helio žybsniui ir žvaigždės branduoliui išsiplėtus, vandenilio degimas apvalkale sustoja, tad visa žvaigždė vėl ima trauktis. Ji nesusitraukia iki pagrindinės sekos dydžio, tačiau pereina į „horizontaliąją“ H-R diagramos šaką (angl. horizontal branch), kuri yra į kairę ir žemyn nuo raudonųjų milžinių šakos; tai reiškia, kad žvaigždės paviršiaus temperatūra padidėja, o šviesis sumažėja. Traukimasis tęsiasi, kol apvalkalo temperatūra pakyla pakankamai, jog jame pradėtų degti helis. Tuomet kartojasi ankstesnis plėtimosi ciklas, tik žvaigždės temperatūra yra gerokai didesnė. Ji pereina į asimptotinę milžinių šaką (angl. asymptotic giant branch), kur praleidžia apie milijoną metų. Asimptotinė milžinė yra sudaryta iš degeneratyvaus anglies ir deguonies branduolio, degančio helio apvalkalo ir išorinio vandenilio sluoksnio. Pastarojo temperatūra pakyla tiek, kad didelė dalis dujų ima atsiskirti nuo žvaigždės ir išlekia į kosminę erdvę. Toks milžinės vėjas yra daugybę kartų stipresnis, nei masyvių pagrindinės sekos žvaigždžių. Galų gale žvaigždės apvalkale sudega ir (beveik) visas helis. Jei pradinė žvaigždės masė neviršija 8 Saulės masių, tai likusio deguonies ir anglies branduolio masė neviršija 1,4 Saulės masės; toks branduolys tampa degeneratyvus ir termobranduolinės reakcijos jame nebevyksta. Apvalkale „suanglėjęs“ helis nusėda branduolio paviršiuje, išlaisvindamas gana daug gravitacinės potencinės energijos, kuri perduodama dar likusiam vandeniliui ir išstumia jį tolyn. Besiplečiantis vandenilio debesis atrodo panašus į tarpžvaigždinės medžiagos debesį, ir seniai seniai buvo manoma, kad tokie debesys egzistuoja prie jaunų žvaigždžių ir iš jų formuojasi planetos. Nors ši hipotezė jau seniausiai atmesta, pavadinimas „planetinis ūkas“ (angl. planetary nebula) išliko. Žvaigždžių, masyvesnių nei 8 Saulės, gyvenimo pabaiga yra kiek kitokia. Nors palikusi pagrindinę seką tokia žvaigždė išsiplečia į raudonąją milžinę, bet apvalkalo vandenilio degimo energijos pakanka, kad jos spindulys pasiektų maždaug pusantro astronominio vieneto, o temperatūra nukristų iki vos poros tūkstančių laipsnių; tokios žvaigždės vadinamos raudonosiomis supermilžinėmis (viena jų gerai matoma iš Žemės, tai – kairysis Oriono petis Betelgeizė). Centre besitraukiantis helio branduolys užsidega netapęs degeneratyviu, taigi helio žybsnis neįvyksta – procesas yra gerokai tolygesnis. Tolygesnis yra ir tolesnis žvaigždės priešmirtinis „spardymasis“; tokių pokyčių, kaip mažesnės masės žvaigždžių migracija į horizontaliąją ir asimptotinę sekas nematysime. Tiesiog jos branduolys praktiškai niekada netampa degeneratyvus, ir helio degimo metu sukurta anglis bei deguonis greitai ima skilinėti bei persijunginėti į neoną ir magnį. Kartais reakcijos visgi sustoja šioje vietoje, ir iš žvaigždės lieka tik baltoji nykštukė, bet jau sudaryta iš truputį sunkesnių elementų. Dažniausiai branduolio masės pakanka šitiems elementams vystytis ir toliau: dėl aukštos temperatūros jie skyla, išmesdami helio branduolius, kurie greitai prisijungia prie kitų branduolių ir taip po truputį didina vis sunkesnių elementų kiekius. Kiekvienai naujai reakcijai prasidėti reikalinga vis aukštesnė temperatūra. Taigi kuo sunkesnis elementas, tuo arčiau centro jis susiformuoja. Taip galų gale žvaigždė tampa sluoksniuota, kaip koks svogūnas. Pačiame išoriniame sluoksnyje yra vandenilis; žemiau – helis; toliau gilinantis randame berilį, anglį, deguonį ir taip toliau, iki geležies. Geležis yra toks įdomus elementas: visos (termo)branduolinės reakcijos kuria elementus, artimesnius geležiai, negu reagentai. Taip yra dėl to, kad lengvesnius už geležį elementus yra lengviau sujungti, nei suskaldyti, o sunkesnius – priešingai. Taigi kai branduolyje atsiranda geležies, ji niekur nepranyksta, ir reakcijos sustoja. Trapi hidrostatinė pusiausvyra pranyksta ir niekas, netgi degeneratyvus dujų slėgis, nebegali pasipriešinti gravitacinei traukai. Žvaigždės branduolys sukrenta į save (kolapsuoja), pavirsdamas juodąja skyle arba neutronine žvaigžde, o išsiskyrusi gravitacinio sąryšio energija yra perduodama apvalkalui, kuris ima staigiai plėstis į visas puses. Iš šalies tai atrodo kaip staigus žvaigždės suirimas ir milžiniškas nušvitimas, vadinamas supernova.Kažkaip labai čia greit viskas…
Turiu prisipažinti, kad ši žvaigždžių evoliucijos apžvalga yra labai apytikrė. Daugelis dalykų yra tik vos paminėta, kai kurie, toli gražu ne iki galo išsiaiškinti, dalykai pristatyti be detalių teorijos paaiškinimų, o kai kas (pavyzdžiui dvinarių žvaigždžių įdomybės) išvis nepaminėti. Visgi žvaigždžių gyvenimai yra tokia sritis, apie kurią net ištisas knygas žmonės rašo, taigi visų detalių tikrai negalėčiau išnagrinėti, net ir norėdamas. Nusprendžiau geriau pristatyti bendrą vaizdą, o ne gilintis į smulkmenas.
Vienas svarbus dalykas, apie kurį šiame rašinyje nepapasakojau – tai supernovos ir žvaigždžių „pomirtinės liekanos“ – baltosios nykštukės, neutroninės žvaigždės ir juodosios skylės. Visi trys dangaus kūnų tipai ir pastaruosius du sukuriantys sprogimai yra labai įdomūs ir vertingi astrofizikams, taigi paminėti juos tik probėgšmiais nenorėjau. O kiek išsamesnis papasakojimas užimtų, kiek jau parašyta, taigi paliksiu jį kitam kartui.