💥 Зоряна еволюція — від туманності до наднової
Простеж повний життєвий цикл зірки — від міжзоряної газової хмари до кінцевого залишку. Зміни початкову масу і спостерігай абсолютно різні шляхи еволюції — від тихих білих карликів до вибухових наднових і чорних дір.
Управління еволюцією
Поточна стадія
Властивості зірки
Головна посл.: діагональ зліва-вгору вниз-вправо
Гіганти: верхній правий кут
Білі карлики: нижній лівий кут
Колір = температура
Розмір = світність
Фізика зоряної еволюції
Зірки народжуються, коли гравітація стискає молекулярну хмару до займання термоядерного синтезу водню. Зірка проводить більшу частину свого життя на головній послідовності — синтезуючи водень у гелій зі швидкістю, що визначається масою. Масивніші зірки гарячіші, блакитніші та набагато яскравіші (L ∝ M3.5), але витрачають паливо значно швидше (τ ∝ M-2.5). Коли водень закінчується, ядро стискається, а зовнішні шари розширюються у червоний гігант. Зірки масою до ~8 M☉ закінчуються як планетарна туманність і білий карлик. Більш масивні зірки завершуються вибуховою наднової типу II, залишаючи нейтронну зірку або (понад ~25 M☉) чорну діру.