W astronomii przez ewolucję gwiazdy rozumiemy sekwencje zmian jaką gwiazda przechodzi podczas swego życia, w ciągu milionów czy miliardów lat emitując promieniowanie.
Ewolucja gwiazdy nie jest obserwowana bezpośrednio, odbywa się ona bardzo wolno. Zamiast tego astronomowie obserwują wiele gwiazd na różnym etapie ich życia i dokonują symulacji komputerowych pozwalających poznać budowę gwiazdy. Dane obserwacyjne jasności gwiazd w przeszłości (znane w kilkudziesięciu przypadkach) umożliwiają określenie czasu od wybuchu na tej gwieździe.
Narodziny gwiazdy
Gwiazda powstaje z obłoku pyłu i gazu, gdy w pewnym obszarze przestrzeni powstanie zagęszczenie obłoku pyłowo-gazowego. Ewolucja gwiazdy zaczyna się od gigantycznego obłoku molekularnego (ciemne mgławice, ang. Giant Molecular Cloud - GMC). Pusta przestrzeń wewnątrz galaktyki zawiera około 0.1 do 1 cząstek w cm3; wewnątrz GMC, typowa gęstość to kilka milionów cząstek na cm3. Masa GMC wynosi od 100,000 do 10,000,000 mas Słońca w rozmiarze obłoku rzędu od 50 do 300 lat świetlnych.
Obłoki pyłowo-gazowe wypełniające galaktyki mogą zagęszczać się w wyniku lokalnej fluktuacji gęstości ale częściej dochodzi do zagęszczenia w wyniku "zderzenia" dwóch obłoków. Inicjatorem zagęszczania się materii obłoku może być silne promieniowanie elektromagnetyczne będące wynikiem wybuchu innej gwiazdy, powoduje ono ruch cząsteczek obłoku od jednej strony tworząc linowy wzrost zagęszczenia. Stopniowo obłok ten zaczyna się zapadać pod wpływem grawitacji. Obłoki o masie około 50 mas Słońca mogą tworzyć pojedynczą gwiazdę. W tych obłokach gaz się rozgrzewa kosztem energii potencjalnej i obłok staje się sferyczą obracającą się protogwiazdą. W początkowym stadium protogwiazda jest ukryta wewnątrz gęstego obłoku gazu i pyłu. Czasami widać sylwetkę takiego kokonu na tle silnie emitującego gazu (mgławice Boka).
W wyniku zapadania grawitacyjnego obłoku rośnie gęstość i temperatura. Jeżeli jest wystarczająco masywny, po odpowiednim wzroście temperatury (do około 15 mln K) w jego wnętrzu rozpoczynają się procesy syntezy jądrowej i rodzi się nowa gwiazda. Dla niektórych protogwiazd masa jest zbyt niska by mogły się zacząć reakcje syntezy jądrowej (m<0.075 masy Słońca). Taka protogwiazda nazywana brązowym karłem (ścieżka 1) umiera wolno ochładzając się (wypromieniowując energię) w ciągu setek milionów lat.
Gwiazdy osiągają przeróżne wielkości i kolory – największe nadolbrzymy (np. Betelgeza) osiągają rozmiary kilkaset razy większe od Słońca. Ich kolor zależy od temperatury powierzchni.
Poszczególne typy gwiazd przedstawia diagram Hertzsprunga-Russella. Miejsce gwiazdy na diagramie zależy od jej temperatury (czyli barwy jej światła) oraz jasności absolutnej (nie tej którą widzimy ale takiej jakby wszystkie były w takiej samej odległości od nas). W trakcie ewolucji gwiazda będzie się po nim przemieszczała przez okres od kilku milionów (największe i najgorętsze gwiazdy), miliardów (gwiazdy o średniej masie, np. Słońce, ścieżka 3) do dziesiątków miliardów lat (czerwone karły), wypalając większość wodoru z jądra.
Diagram Hertzsprunga-Russella
Czerwone karły (ścieżka 2) są najmniejszymi, najwolniej ewoluujacymi gwiazdami, czyli ciałami w których zachodzi synteza termojądrowa. Gęstość i temperatura w nich wnętrzu sprawia że wodór zamienia się w hel bardzo powoli a jest zbyt niska by dalej mogła nastąpić synteza helu. Najbliższa nam Proxima Centauri jest czerwonym karłem.
Po milionach lub miliardach lat, w zależności od masy początkowej, w jądrze gwiazdy zaczyna kończyć się wodór. Spowalniane są reakcje jądrowe i tworzone są coraz bardziej masywne pierwiastki wskutek czego rośnie gęstość gwiazdy, może ona zająć mniejszą objętość spada też przewodnictwo cieplne gazu. W wyniku czego spada temperatura powierzchni ale rośnie temperatura wnętrza, wskutek czego zapadają się zewnętrzne warstwy materii (tak jak w czasie zagęszczania się obłoku gazowo-pyłowego na początku ewolucji gwiazdy). Temperatura gwiazdy nagle wzrasta, zewnętrzne warstwy są znów wypychane i gwiazda rośnie do rozmiarów jakich nigdy wcześniej w czasie swej ewolucji nie przyjmowała. Staje się czerwonym olbrzymem. Proces zapadania nie jest stabilny i dlatego prawie wszystkie czerwone olbrzymy są gwiazdami zmiennymi.
Nasze zrozumienie tego, co spotyka gwiazdę o małej masie kiedy już wyczerpie cały zapas paliwa wodorowego jest o tyle nikłe, że nikt jeszcze czegoś takiego nie zaobserwował. Wszechświat ma około 13 miliardów lat, a to mniej niż oczekiwany czas życia tych gwiazd. Stąd nasze teorie o tym, co dzieje się dalej z taką gwiazdą opierają się głównie na symulacjach komputerowych.
Gwiazda o masie mniejszej niż połowa masy Słońca nigdy nie będzie w stanie dokonać dalszej syntezy z helu, nawet gdy w jądrze zakończy się już synteza helu z wodoru. Powodem tego jest nikła masa gwiazdy, która nie pozwala jej wywrzeć wystarczająco dużego ciśnienia na jądro. Te gwiazdy to czerwone karły, takie jak np. Proxima Centauri i żyją one przez setki miliardów lat. Wszechświat jest wciąż za młody, aby któraś z tych gwiazd mogła już wyczerpać całe swoje paliwo.
Może się zdarzyć, że "ciężka-lekka" gwiazda (mająca około 0,3 masy Słońca) będzie dokonywała fuzji helu tylko w gorących częściach swojego jądra. Będzie to niestabilna i nierówno zachodząca reakcja, produkująca duży wiatr gwiazdowy. Gwiazda nie przekształci się w mgławicę planetarną, ale najzwyczajniej wyparuje i stanie się niczym więcej jak brązowym karłem.
Gwiazdy o niższych masach najprawdopodobniej powoli staną się brązowymi karłami. Z wypalonymi jądrami będą świecić słabo w zakresie podczerwieni i mikrofal. Wszystko to jest oczywiście spekulacją, ponieważ żaden brązowy karzeł nie może powstać przez wiele miliardów lat.
Kiedy gwiazda średniej wielkości (ścieżka 3) osiągnie fazę czerwonego olbrzyma, jej zewnętrzne warstwy ekspandują a jądro zapada się do środka. W jego wnętrzu zachodzi synteza atomów helu w węgiel. Synteza ta uwalnia energię i gwiazda ma "chwilę oddechu". Jednakże, w gwieździe wielkości Słońca proces ten może zająć tylko parę minut! Struktura atomowa węgla jest zbyt mocna, by być dalej ściskana przez otaczającą go materię. Jądro staje się stabilne i koniec gwiazdy jest blisko. Gwiazda rozpocznie teraz odrzucać swoje zewnętrzne warstwy, które utworzą rozmytą chmurę nazywaną mgławicą planetarną. Pod koniec pozostanie już tylko 20% początkowej masy gwiazdy, a gwiazda spędzi resztę swoich dni na stopniowym ochładzaniu się i kurczeniu, aż osiągnie średnicę zaledwie kilku tysięcy mil. Stanie się białym karłem. Węglowe jądro zapada się, a zewnętrzne warstwy uciekają w przestrzeń. Gwiazda dogorywa jako biały karzeł w którym ustały już reakcje syntezy termojadrowej.
Ewolucja supermasywnych gwiazd
Ewolucja gwiazd bardziej masywnych (więcej niż 5 mas Słońca) poprzez stadium błękitnego olbrzyma czy błękitnego nadolbrzyma (ścieżka 4-6) może prowadzić do stadium czerwonego nadolbrzyma. Budowa bardzo masywnych gwiazd ma strukturę warstwową, na różnych głębokościach odbywa się synteza kolejnych, coraz cięższych jąder. Dostarcza to coraz mniej energii. Reakcje pierwiastków cięższych od żelaza (56Fe) pochłaniają energię. Zmniejsza się ciśnienie i grawitacja zaczyna przeważać - jądro gwiazdy zaczyna się kurczyć. Zapadające się zewnętrzne warstwy zaczynają się odbijać od gęstniejącego jądra gwiazdy. W gęstniejącym i gorącym jądrze następuje wychwyt elektronów przez protony - powstawanie neutronów i neutrin (gwiazda protoneutronowa). Neutrina przedostając się przed spadającą materię wywołują reakcje syntezy cięższych jąder niż jądro Fe. Bez wybuchów supernowych żadne cięższe niż żelazo pierwiastki nie mogłyby istnieć. Propagująca się ku powierzchni fala szoku wraz z neutrinami rozpędza materię na zewnątrz gwiazdy. Materia ta może później utworzyć następne gwiazdy czy liczne planety. Mechanizm wybuchu supernowej nie został jeszcze dobrze zrozumiany.
Zmiana ścieżki ewolucji
Na każdym etapie ewolucji gwiazdy ścieżka ewolucji może ulec zmianie w wyniku dostarczenia do gwiazdy nowego materiału zdolnego do syntezy termojądrowej, co następuje w wyniku wchłonięcia przez gwiazdę obłoku pyłowo gazowego.