הכוכבים נולדים בתוך עננים מולקולריים של מימן, כאשר התפרצות סופרנובה גורמת לפלוקטואציות בתוך הענן שסופן בקריסה כבידתית של חלקי ענן מסוימים, המכונים קדם-כוכבים. הקדם-כוכב מתכווץ בהדרגה תחת כבידה עצמית והטמפרטורה בו הולכת ועלה כתוצאה מהלחץ ההולך וגדל, עד שהיא תהיה מספיקה להתחלת תהליכי היתוך גרעיני בליבת הכוכב, שיאזנו את תהליך הקריסה הכבידתית לתוך עצמו, וכך נוצר כוכב יציב.
הכוכב מבלה את מרבית חייו על הסדרה הראשית, כאשר רדיוסו וטמפרטורת פניו אינם משתנים באופן ניכר ומתאימים לנקודה בודדת על דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל. בזמן הזה המימן בליבת הכוכב הופך להליום בתהליכי היתוך תרמו-גרעיניים. משך זמן שהותו של הכוכב על הסדרה הראשית נקבע על-פי מסתו, כאשר כוכבים בעלי מסה קטנה, כגון הננסים האדומים, יכולים להישאר על הסדרה במשך עשרות או אף מאות מיליארדי שנים, ואילו כוכבים מאסיביים מאוד עוזבים את הסדרה אחרי מספר מיליוני שנים בלבד. כוכב ממוצע, הדומה לשמש שלנו יימצא על הסדרה הראשית כ-10 מיליארד שנה.
אחרי שהמימן בליבת הכוכב אוזל, עוזב הכוכב את הסדרה הראשית. שכתוצאה מהטמפרטורות הגבוהות ניצת המימן שבמעטפת הכוכב, וכתוצאה מהתגובות במעטפת רדיוסו של הכוכב מתארך (הכוכב מתרחב) וטמפרטורת פני שטחו יורדת – הכוכב הופך לענק אדום (על פי חוק וין, צבע אדום מרמז על טמפרטורת פני שטח נמוכה יותר). לאחר שלב זה, חייו של הכוכב יכולים להסתיים במספר דרכים, והדבר תלוי במסתו של הכוכב או במצב התפתחות של בן זוגו, במקרה ומדובר בכוכבים זוגיים.
אין תגובות:
הוסף רשומת תגובה