מחזור החיים של כוכב הוא תהליך שבו כוכב עובר שלבים גדולים במשך מיליוני עד טריליוני שנים, תלוי במסתו ההתחלתית. התפתחות הכוכב מתחילה בקריסה של ענן מולקולרי, ענן גדול של גז ואבק. במהלך הקריסה הענן מתפרק לחלקים והאזור שמקרו מקבל חום ולחץ, עד שנוצר כדור גז חם ונקרא קדם-כוכב (protostar).
המשך ההתפתחות תלוי במסה של הקדם-כוכב. חלק מהכוכבים יתחממו מספיק כדי להפעיל היתוך גרעיני. אחרים יתקפלו אך לא יגיעו לטמפ' וללחץ הנדרשים, אלו יהפכו לננסים חומים.
ננס חום הוא גוף עם מסה נמוכה מ-0.08 מסות שמש. הוא לא מצליח לבצע היתוך מימן להליום. הננסים החומים פולטים אור חלש. הם יכולים להתכווץ במשך עשרות מיליארדי שנים בלי לשנות הרבה.
בשלב שבו הדאוטריום וההליום מתחילים להימס בליבת הקדם-כוכב, נוצרים סילונים חזקים של חומר שנפלטים משני הקטבים. סילונים אלה מפעילים דחייה של החומר שמסתפח וכשמספיק חומר נפלט, הם מפסים את שאריות הענן. התצפיות הקלאסיות אודות סילונים אלה נקשרו לשמות המגלים ג'ורג' הרביג וגילרמו הארו.
כוכבי T בשור (T Tauri) הם כוכבים מאוד צעירים בשלב המעבר בין קדם-כוכב לסדרה הראשית. הם נמצאים בקרבת ענני הגז והאבק. עוצמת האור שלהם משתנה באופן בלתי סדיר. בטמפרטורה יחסית נמוכה ורדיוס גדול, ניתן למצוא סביבם דיסקה של חומר. כבר קורה בהם היתוך מימן, אך הם עדיין מתכווצים.
כאשר ההיתוך הגרעיני בליבה מתחיל, הכוכב נכנס לשווי משקל הידרוסטטי. זהו שלב ארוך בחיי הכוכב, והוא מופיע כסדרה הראשית בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל. הדיאגרמה כוללת כ-23,000 כוכבים; הסדרה הראשית היא האלכסון שבה כוכבים חמים ובהירים בצד אחד וכוכבים קרים וחיוורים בצד השני. כוכב מקבל את מיקומו בסדרה לפי מסתו.
כוכבים קטנים (ננסים אדומים) דולקים לאט ויכולים להישאר בסדרה הראשית במשך מאות מיליארדי עד טריליוני שנים. כוכבים עם מסה כשל השמש נקראים ננסים צהובים וימשיכו כ-10 מיליארד שנים. כוכבים מסיביים מאוד ישרפו את דלקם מהר וישהו בסדרה הראשית למיליוני שנים בלבד.
כשמימן הליבה נגמר, הכוכב עוזב את הסדרה הראשית. המשך ההתפתחות תלוי במסה ההתחלתית.
כוכבים קטנים מ-0.5 מסות שמש עדיין לא עזבו את הסדרה הראשית מאז היווצרות היקום. לכן ההבנה לגביהם מבוססת על מודלים תאורתיים וסימולציות מחשב.
כוכבים עם מסה בין 0.5 ל-8 מסות שמש מסתיימים בהיתוך מימן בליבה. הליבה מתנוונת ולחץ אלקטרונים מנוונים (לחץ שנוצר על ידי אלקטרונים בצפיפות רבה) עוצר קריסה נוספת. מעל הליבה שורפת שכבה דקה של מימן והכוכב מתנפח לענק אדום. בהמשך נדלק היתוך הליום ליצירת פחמן וחמצן. לאחר מכן הכוכב נכנס לשלב AGB (הענף האסימפטוטי של הענקים), שבו הוא מאבד מסה בקצב גדל והמעטפת נעשית עשירה ביסודות כבדים.
לבסוף המעטפת מפלטת במהירות (super wind) והליבה נחשפת. נותר ננס לבן, גוף חם אך ללא היתוך גרעיני, שמורכב בעיקר מפחמן וחמצן. הננס הלבן מתקרר במשך מאות אלפי שנים. המסה המקסימלית לננס לבן היא 1.44 מסות שמש, גבול צ'נדראסקאר.
החומר שעוזב את הכוכב יוצר ערפיליות פלנטריות יפהפיות. בערפיליות אלה יש מימן וגם יסודות כבדים יותר, כמו פחמן וחמצן.
כוכבים כבדים מ-8 מסות שמש עוברים שרשרת תגובות גרעיניות שיוצרת יסודות כבדים יותר, עד ליישום של ברזל בליבה. השלבים המאוחרים קצרים מאוד. זאת כי כמות האנרגיה שמתקבלת ליחידת מסה קטנה והכוכב צריך לשרוף חומר מהר יותר. בנוסף, בטמפרטורות הגבוהות נוצרים ניוטרינו, חלקיקים זעירים שמפליטים אנרגיה מהכוכב כמעט בלי להתקשר עם חומר.
כאשר בליבה יש ברזל, היתוך כבר לא מייצר אנרגיה. הליבה קורסת במהירות. הקריסה מפיקה גל הלם חזק שמפלט את מעטפת הכוכב בהתפוצצות סופרנובה. במרכז נשארים שאריות דחוסות: כוכב נייטרונים או חור שחור. הסופרנובה פולטת אנרגיה אדירה; רק חלק קטן מזה הוא אור נראה. חלק גדול נפל לטובת חלקיקי ניוטרינו.
ישנם סוגים שונים של סופרנובות (לדוגמה SN type II או SN type Ib/Ic). ההבדלים קשורים במידה רבה למספר המסה ובשאלה האם מעטפת המימן נשארה לפני ההתפרקות. בתנאים החזקים בסופרנובה נוצרים יסודות כבדים יותר מברזל. קיימת דעה שמקורם של חלק מהיסודות הכבדים בתהליכים אלה, אך בשנים האחרונות נטען שהתפקיד של סופרנובות בתהליך-R קטן יותר ממה שחשבו.
כוכבים נוצרים מענן גדול של גז ואבק שנקרא ענן מולקולרי. הענן קורס ויוצר כדור גז חם שנקרא קדם-כוכב. קדם-כוכב הוא שלב לפני הכוכב.
אם הקדם-כוכב כבד מספיק, הליבה מתחממת והחומר שבה מתחיל להתאחד ולהפיק אנרגיה. אם הוא קל מדי, הוא לא מצליח בכך והוא יהפוך לננס חום.
ננס חום הוא גוף קטן. הוא לא יכול לייצר היתוך מימן להליום. לכן הוא זוהר אך חלש ולפעמים נשאר אותו דבר למשך זמן רב.
כשכוכב צעיר סופח חומר, הוא יכול לבסוף לשלח שני סילונים חזקים משני הקטבים. סילונים אלה קרויים על שמות האסטרונומים הרביג והארו.
כוכבי T הם כוכבים מאוד צעירים. סביבם יש עוד אבק וגז. הם משנים את אורם לעתים.
כשהיתוך בליבה יציב, הכוכב נכנס לסדרה הראשית. זהו השלב הארוך ביותר בחייו. כוכב כמו השמש יישאר כ-10 מיליארד שנים. כוכבים קטנים יותר יכולים לחיות זמן ענק, אפילו טריליונים של שנים. כוכבים גדולים חיים רק כמה מיליוני שנים.
כוכבים קטנים הופכים לענקים אדומים ואז נשארים כננס לבן. ננס לבן הוא ליבה חמה של כוכב שמתקשה לייצר אנרגיה. יש גבול מסה שנקרא 1.44 מסות שמש. אם הכוכב כבד מדי, הוא לא יהפוך לננס לבן.
כוכבים כבדים עוברים תהליכים נוספים. בסופו של דבר נוצרת בליבה שכבה של ברזל. אז הליבה קורסת במהירות והכוכב מתפוצץ בסופרנובה. סופרנובה היא התפרצות מאוד חזקה. אחרי ההתפרקות נשאר כוכב נייטרונים או חור שחור.
התפוצצויות כאלה מפיצות בחלל יסודות כבדים. מקצת האנרגיה יוצא כאור, ורוב האנרגיה יוצאת כחלקיקים זעירים שנקראים ניוטרינו.
תגובות גולשים