ŽVAIGŽDĖS GYVENIMAS Spausdinti
Visatos pažinimas per paskutiniuosius penkiasdešimt metų labai daug pažengė pirmyn. Atsirado visai naujos astronomijos šakos, o kai kurios iš buvusių svarbiausių jos šakų nuslinko į antraeilę vietą. Dabar aktualiausi klausimai yra: pavienių žvaigždžių struktūra, galaktikos struktūra, visatos struktūra, o taip pat jų visų atsiradimas ir išsivystymas. Čia ir bus nagrinėjama žvaigždės gyvenimas. Palyginti, dar ne daug dešimtmečių praėjo nuo to laiko, kai žvaigždė buvo vadinta "ugnies rutuliu". Tai buvo laikyta gana aiškia ir tikslia jos definicija. Šiandien, kada mes daug daugiau žinome apie žvaigždes, daug sunkiau atsakyti, kas yra žvaigždės ir ar jos gimsta ir miršta kaip žmonės.

Artimiausia žvaigždė
Pirmiausia pravartu pakalbėti apie mūsų saulę, kaip artimiausią žvaigždę, nes ją mes geriau pažįstame, negu bet kurį kitą dangaus kūną. Be to, kitas žvaigždes neretai teks lyginti su mūsų saule.

Saulės atstumas nuo žemės yra 9.29 x 107 mylių. Sekanti arčiausia žvaigždė yra Alfa Centauri, jos nuotolis yra 2.4 x 1013 mylių. Kol šviesa ateina nuo saulės, trunka 8.5 minutės, gi šviesai ateiti nuo Alfa Centauri reikia 4.2 metų, arba jos atstumas ir yra vadinamas 4.2 šviesmečio. Tokiu būdu žvaigždžių atstumai nuo mūsų, palyginus su saulės nuotoliu, yra labai dideli. Saulės masė yra 4.4 x 10™ svarų, arba 333,400 žemės masių. Saulės masės vidutinis sūdrumas yra tik apie 1.4 didesnis už vandens. Gravitacijos trauka yra apie 27.9 kart didesnė jos paviršiuj negu žemės paviršiuj. Jos skersmuo yra 864,-000 mylių. Jos tūris yra 3.37 X 1017 kubinių mylių; arba 1.3 x 10fi kartų didesnis negu žemės tūris. Saulė sukasi apie savo ašį ne kaip kietas kūnas, nes ties ekvatoriumi sukasi greičiausiai, o einant artyn prie polių, sukimasis lėtėja. Jos sukimosi periodas prie ekvatoriaus yra apie 25 dienos.

Saulės centro temperatūra siekia 20xl06K (absoliutinės temperatūros, kuri matuojama Celsijaus laipsniais nuo absoliutinio nul:o). Jos fo-tosferos temperatūra yra 6000K, jos chromosferos temperatūra apie 20,000K, gi jos vainiko (išlaukinės labai retos atmosferos) temperatūra siekia 108K. Pagal spektrą saulė priklauso prie dG2 grupės žvaigždžių. Jos regimas šviesumas yra didelis, kadangi ji yra labai arti mūsų, bet jos absoliutinis šviesumas yra tik 4.8 magnitudos. Jei ji būtų 32.6 šviesmečių atstume, ji būtų tik truputį šviesesnė už vos tik motomą plika akimi žvaigždę. Saulė išspinduliuoja apie 5xl023 arklio jėgų energijos kas sekundę. Jos energija yra pagaminama branduolinių reakcijų, verčiant vandenilį į helių. Prie augštos temperatūros saulės medžiaga yra daugiausia suskilusi į atomus. Tačiau chromosferoje yra randamos ir kai kurios molekulės ar radikalai. Spektroskopais iki šiol susekta buvimas 68 elementų ir 20 tipų molekulių saulės atmosferoje. Saulės atmosferos sudėtis procentais yra sekanti: 81.7% vandenilio, 18% heliaus, 0.03% deguonio, 0.02% magnezijaus, 0.01% azoto, 0.003% anglies, 0.003% sieros, 0.006 silikono ir 0.04% sudaro visi likusieji elementai. Taigi didžiumą atmosferos sudaro vandenilis. Saulės centro sudėtį galima tik skaičiavimais išaiškinti, skaičiavimai ir rodo, kad jos centre turi būti vandenilis.

Saulės amžius yra 5xl09 metų. Prie dabartinės energijos gamybos ji galėtų išgyventi iki 4x10"' metų. Geologiniai stebėjimai rodo žemės amžių esant 3xl09 mietų, taigi yra gana geras sutapimas amžiaus iš abiejų šaltinių.

Žvaigždžių didumas ir masės
Plika akimi matome iš karto apie 3000 žvaigždžių. Mūsų galaktikos sistemoje yra apie 10n žvaigždžių.

Žvaigždžių skersmens dydis svyruoja tarp vienos penkiasdešimtosios saulės diametro ir 400 saulės diametrų. Mažosios žvaigždės vadinasi nykštukais, o didžiosios vadinasi milžinais. Normalių žvaigždžių skersmens yra tarp 0.3 ir 6 saulės skersmenų. Dauguma žvaigždžių yra vadinamosios normalės žvaigždės. Tūrio atžvilgiu žvaigždės įvairuoja nuo pusės milijono kartų mažesnių iki šešiasdešimt milijonų kartų didesnių už saulę.

Daugumo žvaigždžių masės yra tarp 0.5 ir 2 saulės masių. Bet yra ir mažesnių žvaigždžių, pvz. 02 Eridani C masė tesudarė tik 0.2 saulės masės. Supermilžinai, kaip Antares, yra 30 kartų masingesnės negu saulė. Tačiau žinoma ir dar masingesnių žvaigždžių, būtent Tau Canis Majoris masė prilygsta 300 saulių.
 
Dvilypių žvaigždžių sistemose centrinė žvaigždė būna paprastai nuo 1.25 iki 2 kartų masingesnė negu išlaukinė. Tik retais atsitikimais tas santykis siekia apie 5 ir net iki 40 kartų.

Žvaigždžių temperatūros ir spektrai
Žvaigždžių paviršiaus temperatūra ir medžiaga charakterizuoja jų spektrą. Žvaigždės yra klasifikuojamos pagal jų spektrus. Spektro klasės skiriasi viena nuo kitos buvimu ar nebuvimu kai kurių elementų spektro linijų. Spektrų tipai žymimi sekančiomis raidėmis: O, B, A, F, G, K, M, N, R ir S. Normalios žvaigždės tipo O. turi paviršiaus temperatūrą 30000 K, nuėjus iki tipo M2 toji temperatūra bėra 2870 K. Žvaigždės milžinai turi kiek žemesnes temperatūras. E. Hertzsprung ir H. N. Russell pastebėjo, kad yra sąryšis tarp žvaigždžių spektrų ir jų absoliutinių šviesumų. Tas sąryšis jų pasiūlymu yra išreikštas diagrama (pav. 1). Spektrai ir temperatūra atidėtos ant horizontalinės linijos, o absoliutinės magnitudos ir šviesumai ant vertikalinės linijos. Šitoji diagrama yra vadinama Hertzsprung-Russell diagrama. Ji taipgi parodo žvaigždžių susiskirstymą į tipą I ir tipą II. Juodai užpaišytos diagramos vietos reprezentuoja žvaigždes tipo I. Vertikalinėmis linijomis užbraižytos vietos rodo žvaigždes tipo II. Pirmojo tipo žvaigždės yra galaktikos spiralėse, kur yra tarpžvaigždinės medžiagos. Tipo II žvaigždės yra mūsų galaktikos centre, rutuliniuose spiečiuose ir apskritai ten, kur nėra tarpžvaigždinės medžiagos.

Yra pagrindo manyti, kad yra visai tamsių žvaigždžių, tačiau jas susekti yra labai sunku. Pavyzdžiui, Sirius B yra net 400 kartų mažesnio šviesumo negu saulė. Iš kitos pusės, gerai pažįstama žvaigždžių mylėtojų Betelgeuse žvaigždė iš Oriono žvaigždyno yra apie 3600 kartų šviesesnė už saulę. Tokiu būdu šviesumai labai įvairuoja. Dešinėje pusėje diagramos duotas palyginimas žvaigždžių šviesumų su s^ule: tai svyruoja nuo šimtą tūkstančių kartų tamsesnių iki apie milijoną kartų šviesesnių už saulę. Daugumas žvaigždžių yra ne taip labai skirtingos savo šviesumu.

SPEKTRO TIPAS
Pav. 1. Hertzsprung-Russell diagrama (Iš Otto Struve, Stellar Evolution.)

Žvaigždžių sudėtis
M. Schwarzschild ir B. Stroemgren nustatė metodus, kaip susekti žvaigždžių sudėtį iš jų energijos gamybos. Tuo būdu gauti daviniai rodo, kad žvaigždės sudarytos taip: 70% vandenilis, 28% helius, 1.4% deguonio-azoto grupė ir 0.6% metalai ir visi kiti elementai. Kaip matėme, ir mūsų saulė turi beveik tuos pačius kiekius tų pat elementų. Todėl visai tinka sakyti, kad daugumas žvaigždžių yra sudarytos iš vandenilio. Visi daviniai rodo, kad visatoje yra daugiausia vandenilio ir kad žvaigždės atsiranda iš vandenilio debesų. P. W. Merrill pateikia sekantį elementų atomų gausumą visatoje: kiekvieną anglies atomą atitinka 3 azoto, 6 neono, 7 deguonio, 600 heliaus ir 10,000 vandenilio atomų.

Vidujinė žvaigždžių struktūra nusakoma sekančiais reikalavimais: 1. Kiekviename žvaigždės taške yra pusiausvyra tarp gravitacijos jėgos, traukiančios masę į centrą, ir dujų ir radiacijos spaudimo, varančių tą masę į lauką, 2. Žvaigždžių medžiaga klauso tobulų dujų dėsnio, būtent: P = c T D M-1, kur P yra spaudimas, T — temperatūra, D — sūdrumas, M — molekulinis svoris ir c — proporcingumo konstanta, 3. Žvaigždės medžiaga priešinasi radiacijos prasiveržimui. Dėl tos priežasties apskaičiuojama, kad iš saulės centro radiacijai prasiveržti į paviršių reikia apie 50,000,000 metų. Tačiau energija išsiveržia į lauką tik radiacijos dėka, bet ne per medžiagos maišymąsi, 4. Žvaigždžių energija yra pagaminama branduolinių reakcijų.

Žvaigždžių amžius
Pagal O. Struve, žvaigždžių amžius priklauso nuo jų masės ir šviesumo, masingesnės žvaigždės yra šviesesnės ir jų amžius yra trumpesnis. Pažiūrėkime į jo duotą žvaigždžių amžių lentelę.

žv.Spektro klasė    šviesumas    masė    amžiaus ilgis

 O        100,000        14    10X10`
 B        1,000            10    400X10`
 A        10                 2.5   500X10`
 F        2.5                1.3    20,000X10`
 G        1                   1      40,000X10`

Paskutinė lentelės eilutė atitinka mūsų saulę ir kitas jos klasės žvaigždes. Kitaip sakant, lentelės daviniai lyginami su saule. Matome, kad jauniausios žvaigždės yra šviesiausios. Iš įvairių davinių išvestas vidutinis žvaigždės amžius išeina apie 1010 metų, tai yra panašus į saulės amžių. S. Chandrasekhar aiškina, kad tas laikotarpis nėra žvaigždės amžius nuo atsiradimo iki išnykimo, bet tai yra laiko periodas, per kurį įvyksta reikšmingi žvaigždžių pasikeitimai. Nykštukai turi amžių apie 6X10n, o supermilžinai nuo 5X10« iki 10X10« metų. Žvaigždės tipo II yra senesnės negu žvaigždės tipo I. Skirtingais metodais apskaičiuotas galaktikos amžius yra 101(>. Jei priimti plėtimosi teoriją, tai visatos amžius išeina jau apie 10° metų. Kaip matome, žemės, žvaigždžių, saulės, galaktikos ir visatos amžiai rodo gana gerą sutikimą.

Žvaigždžių tipai
Dauguma žvaigždžių pastebimai savo šviesumo nekeičia, todėl jas dažniausiai vadina pastoviomis žvaigždėmis. Žvaigždžių istorijai rašyti daugiau pasitarnauja tokios žvaigždės, kurių šviesumas žymiai pasikeičia per trumpą laikotarpį. Šviesumas keičiasi, kai žvaigždės užstodamos užtemdo vienos kitas, arba kai žvaigždės viduje vykstąs pasikeitimas sukelia jos šviesumo pasikeitimą. Pirmo tipo žvaigždės vadinamos dvilypėmis ir daugialypėmis. Antrojo tipo žvaigždės vadinamos kintamomis žvaigždėmis. Šviesos keitimosi periodai svyruoja nuo maždaug pusės paros iki tūkstančio parų. Ekstra ilgi periodai tęsiasi eilę metų, o klasinių Novų periodai tęsiasi net iki milijonų metų.

Hertzsprung-Russell diagramos viršuje yra žvaigždės milžinai, pagal įstrižainę iš viršutinio kairio į apatinį dešinį kampą eina normalių žvaigždžių seka, o apačioje yra nykštukai. Daugumas žvaigždžių yra normalių žvaigždžių sekoje. Iš apačios į viršų einant, žvaigždžių šviesumas didėja.

Baltieji nykštukai pasižymi nepaprastu masės sūdrumu; jų vidutinis sūdrumas yra 105, o kartais net 108 kartų didesnis negu vandens. Tai parodo, kad ten masė yra degereruota, tai yra visa medžiaga yra ionizuota dėka spaudimo, kurį sukelia gravitacijos jėga. Jų medžiaga yra kieto kūno formoje, bet nebe idealių dujų. Šiose žvaigždėse nebėra arba beveik nebėra vandenilio, jų centre nebeveikia žinomos branduolinės reakcijos. Branduolinės reakcijos gali dar vykti jų paviršiuje ir tuo palaikyti šviesumą. Taip pat toki žvaigždė šviesumą gali pasakyti traukimusi. Buvusios didelės masės žvaigždės, pagal Chandrasekhar apskaičiavimus, negali pavirsti baltais nykštukais. Saulės aplinkoje tik 3% žvaigždžių tėra baltieji nykštukai.

Dvilypės ir daugialypės žvaigždės yra tokios žvaigždžių sistemos, kurios sukasi apie bendrą masės centrą. Šio tipo žvaigždės yra gana gausios. Juo artimesnės poros žvaigždės, tuo greičiau sukasi. Yra tokių artimų porų žvaigždžių, kad jų apsisukimo periodas yra tik kelios dienos arba net ir tik kelios valandos. Tolimų porų apsisukimai trunka metais. Daugumas dvilypių žvaigždžių, kurių komponentės yra arti ir yra to pat spektro tipo žvaigždės, galėjo atsirasti, skilus vienai žvaigždei į dvi. A. Unsoeld ir C. F. von Weizsaecker aiškina, kad dvilypės žvaigždės galėtų atsirasti, išsiveržiant Novai. Kaip jos atsiranda, nėra galutinai išaiškinta. Gali būti, kad ir vienu ir kitu čia paminėtu būdu jos atsiranda.

Yra žvaigždžių, kaip W Didžiųjų Grįžulo Ratų, kur viena žvaigždė liečia kitą. Šiandie i sunku atsakyti, ar ten iš vienos žvaigždės formuojasi dvi ar iš dviejų viena. Ta pora apsupta ūku, ir galėtų eiti pavyzdžiu, kaip iš ūko formuojasi žvaigždės. Kitas įdomus pavyzdys yra UX Monocerotis. Tai yra dviejų žvaigždžių sistema, apsupta dujų lukštu, be to, didesnioji žvaigždė leidžia iš savęs masę, kuri pasiekia mažesniąja žvaigždę, besisukančią apie ją. Didesnioji yra apie keturis kartus didesnė už saulę. Dar kitos žvaigždės, kaip Nova Aquilae, turi apie save net du dujų lukštus, kurie tolsta nuo jos atitinkamai 1000 ir 1500 mylių greičiu per sekundę. Žvaigždės, išmetančios medžiagą iš savęs, vadinamos Wolf—Rayet žvaigždėmis. Oriono žvaigždyne yra nemažas skaičius žvaigždžių, apsuptų tirštu ūku. Galimas daiktas, kad jos ten gimsta, arba jau susiformavusios atsijaunina, paimdamos su savimi Oriono ūko medžiagą.

Yra dvilypių žvaigždžių su gana tamsiais palydovais. Tai rodo, kad gali būti mūsų galaktikoje daug sistemų, panašių į mūsų saulės sistemą. Kol kas mūsų instrumentai yra per silpni, kad galėtume nufotografuoti tamsias planetas prie tolimų žvaigždžių. Yra daugybės ir labai komplikuotų dvilypių ir daugialypių žvaigždžių sistemų, bet šių kelių pavyzdžių užteks reikiamai iliustracijai.

Tikros kintamosios arba vidujiniai k;ntaixos žvaigždės yra sugrupuotos i daugeli tipų, atsižvelgiant į jų kitimo periodą ir pobūdį. Kai kurios iš jų kinta labai reguliariai, pavyzdžiui, Cefeidos. Savu laiku buvo galvota jų kitimo periodą panaudoti laikrodžio tikslumui sekti. Tačiau tos minties atsisakyta, nes paaiškėjo, kad reikiamo tikslumo pasiekti negalima. Kitos iš jų kinta gana netaisyklingai. Kai kurių iš šių žvaigždžių spektrai rodo jų masių veržimąsi laukan ir paskui kritimą atgal arba ir galimą visos žvaigždės susitraukimą Periodo atžvilgiu yra dvi gausios grupės: viena—su periodu apie nepilną parą, o kita—su periodu apie metus.

Toliau eina kintamosios žvaigždės, kurių pulsavimo teorija rebeišaiškina. Jos neretai vadinamos sprogstančiomis žvaigždėmis. Prie šios grupės priklauso Novos ir Supernovos. Pagal F. Hoyle, jos turi būti senos žvaigždės, kurios nebegali savo energijos gamybos palaikyti sena tvarka dėl vandenilio trūkumo. Tada jos pradeda trauktis, kol įkaista ir tuo būdu savo energiją gamina traukimusi. Tuo laiku jos labai pašviesėja. Susitraukusios vėl pradeda tamsėti ir pasidaro baltu nykštuku. Kitais atvejais traukimosi greitis didėja, kol žvaigždė nebegali išlaikyti pusiausvyros ir įvyksta sprogimas. Kai sprogsta, tai yra momentas, kada ji pasirodo kaip Nova. Kai kurios iš jų laikas nuo laiko pakartoja, bet netaisyklingai, tokius išsiveržimus. F. L. Whipple Novų išsiveržimą aiškina, kaip rezultatą žvaigždžių susidūrimo. Galėtų būti taip pat žvaigždės staigus perėjimas iš vieno tipo į kitą, tik jo mechanizmas dabar dar nėra suprastas.

Supernovomis vadinamos tokios sprogstančios žvaigždės, kurios išsiveržimo metu pasiekia milžinišką šviesumą. Tycho Nova 1573 m. buvo pasiekusi tokio šviesumo, kad buvo matoma dienos metu. Vėžio ūkas yra geras pavyzdys tokios Supernovos, išsprogusios 1054 metais. Šių žvaigždžių spektrai rodo, kad jų medžiaga lekia iš centro net iki 2500 mylių per sekundę greičiu. Cecilia Gaposchkin teigia, kad jos sprogsta vieną kartą ant visados, išmesdamos didžiumą savo masės, kuri didžiausiu greičiu plečiasi į visas puses. Centre belieka maža žvaigždė, gi daugumas medžiagos pavirsta į dulkių debesi. Labai įdomus reiškinys, kad ūkas, į kurį pavirsta dalis tokios žvaigždės, turi tokias pat savybes ir sudėtį, kaip ir ūkas, kuris niekad nebuvo susiformavęs į žvaigždes. Apie 25 Novos išsiveržia galaktikoje per metus, bet Supernovos yra labai retos. F. Zwicky skaičiuoja, kad tik v'ena Supernova pasirodo mūsų galaktikoje kas 409 metų.

Tarpžvaigždinė masė

Nemažas kiekis medžiagos yra išsisklaidęs po visą galaktiką. Vietomis jos sūdrumas yra nepaprastai mažas, jis yra daug mažesnis negu bet kokia žemėj atsiekiama tuštuma, tėra tik 0.5X10—18 uncijos kubiniame colyje. Mūsų galaktikos ir kitų galaktikų centre jos yra dar mažiau. Galaktikų spiralėse jos yra daugiau ir jos pasiskirstymas nėra taisyklingas. Vietomis ta medžiaga daugiau susikoncentravus į tamsius ūkus. o kai kuriose vietose net į šviesius. Daugumas šių debesų juda vienodu greičiu su vietiniu galaktikos sukimosi greičiu. Taip pat tie debesys turi savo vietinius sūkurius ir sukimąsi 3D1-e savo masės centrą. Šios medžiagos sudėtyje randama daugiausia vandenilio, kalciaus, geležies, kaliaus, natrijaus, deguonio ir kai kurių kitų atomų ir molekulų. Temperatūra siekia 50 iki 100 K. Pastebėta, kad šitoji medžiaga poliarizuoja šviesą. Iš to daroma išvada, kad galaktikos magnetinis laukas išrikiuoja tarpžvaigždines medžiagos daleles viena kryptimi.


Pav. 2.  Tamsus ūkas, vadinamas "Anglių Maišas", yra į kairę ir žemyn esančių dviejų šviesių Pietų Kryžiaus žvaigždžių. (Georgetown Observatorijos foto.)


Žvaigždžių energijos gamyba
1936 m. H. Bethe ir C. F. von Weizsaecker išaiškino saulės energijos gamybą. Jie nustatė, kad ten vyksta vadinamasis anglies ciklas. Vėliau tas jų atradimas labai daug prisidėjo prie atominės energijos produkcijos žemėje. Kai tarpžvaigždinės medžiagos ūko centras pasiekia apie 20X10" K temperatūrą, tada prasideda anglies ciklas. Reakcija vyksta taip:



Kadangi keturi vandenilio atomai turi masę 4.02352, o vieno heliaus atomo masė yra 4.00386, tai reiškia, kad dalis medžiagos pavirsta energija.

Jeigu žvaigždė besitraukdama nepasiekia 15X10" K temperatūros, tada prasideda proton-proton reakcija. E. E. Salpeter sako, kad šita reakcija turi vykti tokiose žvaigždėse kaip saulė, gi masingesnėms žvaigždėms geriau tinka anglies ciklas. Vienas iš trumpiausių proton-proton reakcijos tipų yra sekantis:



Šitai reakcijai visai nereikalingas katalistas. Yra galimos vieno ir kito ciklo modifikacijos. Salpeter yra davęs taip pat išaiškinimą, kaip sunkesni elementai gali formuotis žvaigždėse. Chandrasekhar laiko anglies ciklą tinkamesnių visoms žvaigždėms su dideliu kiekiu vandenilio.

Minėtieji procesai nėra tinkami energijos gamybai išaiškinti milžinuose žvaigždėse. Jeigu jose vyktų šios reakcijos, tai jų amžius būtų labai trumpas, nes jos radijuoja energiją 100,003 kartų greičiau negu saulė. Tam išaiškinti yra dvi teorijos. G. Gamow ir Keller prileidžia, kad milžino žvaigždės branduolys yra sudėtas iš heliaus, kuris anksčiau buvo pagamintas vienos iš minėtų reakcijų. Tokioje žvaigždėje medž.aga nesimaišo ir vandenilis visai išsibaigia branduolyje. Tada reakcija eina į pakraščius, kur dar yra vandenilio. Už tos zonos, kur reakcija vyksta, yra trečioji zona. Tai išlaukinis lukštas, per kurį energija radijuoja laukan. Li Hen ir M. Scb,warzschild aiškina, kad energija yra gaminama konvekciniame branduolyje, kuris tesudaro tik vieną dvišimtinę dalį žvaigždės radijaus, toliau seka energijos negaminąs, bet ją praleidžiąs sluogsnis. Po to seka trečias retas ir skirtingos sudėties sluogsnis, kuris kaip tik ir tinka susidaryti žvaigždžių lukštams. Šis paskutinysis modelis gerai tinka išaiškinti milžinų šviesumui, bet taip pat nepakankamas išaiškinti supermilžinų šviesumo. Neaiškus yra dalykas, kas supermilžinų kevalą pučia tolyn nuo žvaigždės centro. Pirmasis į tą klausimą bando atsakyti D. H. Menzel. Jis įrodinėja, kad intensingos elektrinės srovės sąryšyje su magnetiniu lauku stumia tą kevalą tolyn nuo centro prieš gravitacijos jėgą.

Žvaigždžių išsivystymas

Nevieną kartą žvaigždžių išsivystymo istorija buvo bandyta surašyti, bet ir vėl ji keitėsi. Nėra pakankamai nei stebėjimo davinių nei tikslių įrodymų, kaip žvaigždė palaipsniui keičiasi, tai yra, kaip ji progresuoja nuo pat atsiradimo iki išnykimo. Tačiau toks keitimasis turi vykti, nes žvaigždė išspinduliuoja energiją, o jai gaminti suvartoja dalį savo medžiagos. Stebėjimo laikas, nuo kada yra užsilikusi rašyta astronomijos istorija, yra labai trumpas, palyginus su žvaigždžių amžiais, kurie matuojami 1010 rr.etų. Per tokį trumpą laiką negalima susidaryti vaizdo, kaip tas nuolatinis keitimasis nepertraukiamai vyksta. Stebėdami skirtingų tipų žvaigždes ir trumpo laikotarpio įvykius jose, matome gana daug, bet labai trumpų tos istorijos fragmentų, ir tai labai sunku sulipdyti į vieną visumą. Tai galima palyginti su vaizdu, kurį susidarytų bakterija, gyvenanti, sakysime, tik vieną sekundę, apie mūsų gyvenimą ir mirtį. Ji ar daugelis iš jų galėtų pamatyti daug mūsų gyvenimo reiškinių, bet negalėtų mūsų visos gyvenimo istorijos suprasti.

Vadinamosios pastovios žvaigždės, kurios sudaro daugumą žvaigždžių, nerodo beveik jokio pasikeitimo per visą stebėjimo laikotarpį. Netgi Cefeidų šviesos keitimasis neduoda galimybės susekti jų masės ir sūdrumo pasikeitimo. Novos ir Supernovos parodo daugiau savo keitimosi, bet jos yra labai retos. Kadangi tik viena Supernova pasirodo kas 400 metų, tai galėtų būti ir atsitiktinis įvykis, o ne pastovi žvaigždžių evoliucijos eiga. Tačiau drauge viską suėmus, pats įvairių tipų žvaigždžių egzistavimas yra įrodymas, kad žvaigždės turi evoliucijonuoti. Skirtingas gausumas įvairių tipų žvaigždžių gali reikšti du skirtingus galimumus. Jei nėra evoliucijos, tai pačioje pradžioje buvo pagaminti nevienodi skaičiai skirtingų tipų žvaigždžių. Jei yra žvaigždžių išsivystymas, tai kai kuriose stadijose žvaigždė pasilieka ilgesnį laikotarpį nesikeisdama. Tokiu būdu ilgiau trunkančių išsivystymo stadijų žvaigždžių skaičius yra didesnis. Paskutinysis aiškinimas ir turėtų atitikti tikrovę.

Pirmiausia prisiminkime bent keliais žodžiais ankstyvesniąsias žvaigždžių išsivystymo teorijas. 1900 m. J. N. Lockyer paskelbė evoliucijos teoriją, paremtą žvaigždės medžiagos susitraukimu ir lėtu atšalimu. Kai buvo surastos žvaigždės nykštukai ir milžinai, tai ši teorija nebegalėjo išaiškinti tų žvaigždžių atsiradimo. 1913 m. H. N. Russell aiškino, kad žvaigždžių evoliucija vyksta, joms pereinant Hertzsprung-Russell diagramos normalių žvaigždžių tipus iš viršaus į apačią pagal diagonalę. Per tą laiką visa žvaigždės medžiaga sudeganti, ir tai trunka 50X10" metų. Kai buvo nustatyta, kad žvaigždžių energija yra gaminama iš branduolinių reakcijų, paaiškėjo, kad žvaigždė, turinti daug vandenilio, turėtų būti tamsesnė, o mažai — šviesesnė. Tada žvaigždžių evoliucijos eiga eitų atvirkščia linkme. Gimusi žvaigždė būtų apačioje diagramos, o sendama liptų į viršų pagal normalių žvaigždžių seką. Vėliau prieita prie išvados, kad išsivystydama žvaigždė nebeperbė-ga visos diagramos nei iš viršaus žemyn, nei iš apačios augštyn, nes žvaigždės masė labai mažai tepasikeičia, suvartojant vandenilį. Vykstant branduolinėms reakcijoms, tesu vartojama tik apie vieną procentą žvaigždės medžiagos. Tai rodo, kad žvaigždės šviesumas mažai tepasikeičia evoliucijos metu, nes šviesumas proporcingas jos masei. Diagramos normalių žvaigždžių seka tada būtų vieta, kur jų vystymosi stadija ilgiau užtrunka. Žvaigžde vystytųsi, eidama pagal maždaug horizontalinę liniją per diagramą.

Ankstyvesnes teorijas paminėjome čia nors ir labai trumpai, nes jos buvo labai reikšmingos naujųjų teorijų sudarymui. Kai kurios jų iškeltos idėjos tebėra svarbios ir naujosiose.

Paskutiniausias pažiūras į žvaigždžių išsivystymą galima trumpai nupasakoti taip:

Erdvė yra pripildyta labai mažo sūdrumo dujų, kurių daugumas yra vandenilis. Tos dujos vietomis susiformuoja į tirštesnius netaisyklingos formos ūkus. Besikondensuojant arba visas kaip vienas gabalas pradeda suktis arba, jei pakankamai didelis, jo atskiros dalys pradeda suktis.   Koncentruojantis tokių rutulių gravitacija didėja   ir  dar  labiau  traukiasi.   Besitraukiant pradeda kaisti, ir tokiu būdu savo gravitacijos jėga pagamina šilimą. Įkaitusiame iki 20X10" K laipsnių  centre  prasideda  anglies  ciklas  arba proton-proton reakcijos. Tada vandenilis, virsdamas helium, pagamina žvaigždes energiją.  Jeigu taip gimstanti žvaigžde greitai sukasi apie savo ašį, tai ji dažniausiai išmeta į erdvę dalį savo medžiagos. Jei žvaigžde labai lėtai sukasi, tai  ji gali sugaudyti tarpžvaigždinę medžiagą, Der kurią ii keliauja. Nuo to, kokio masingumo buvo pradinis ūkas ar kiek besidaranti žvaigžde padidino savo masę, priklauso jos tolimesne istorija. C. Gaposchkin apskaičiavimu, iš pirminio ūko susiformuoti žvaigždei trunka 10e metų.  Toliau, kaip matėme iš pastovių žvaigždžių pavyzdžių,   Įsigali   pusiausvyra  tarp   žvaigždes gravitacijos traukimo į centrą ir jos energijos radiacijos spaudimo ir dujų spaudimo iš centro i išlaukę.  Vadinasi, tada žvaigžde nustoja traukusis ir nepradeda plėstis. Kada tas įvyksta, tai priklauso nuo žvaigždes masės dydžio ir nuo jos skersmens ir temperatūros kitimo. Suvartojant vandenilį, pirmiausia žvaigždes centras pasidaro iš heliaus, tada reakcija pradeda slinkti iš centro į pakraščius, nes nėra medžiagos mai-šymosi.   Žvaigždes   branduolio  susidarymas   iš masingesnio elemento — heliaus — priverčia jos struktūrą keistis. Skaičiavimai rodo, kad tada žvaigžde pradeda   plėstis.  Plečiantis  žvaigždes paviršius vėsta ir raudonėja. Žvaigžde pasidaro šviesesne dėl jos padidėjusio paviršiaus. Tada ji iš mėlynos pavirsta į raudoną milžiną. Kai visą vandenilį suvartoja, tada žvaigžde pradeda vėl trauktas.   Sumažėjus   energijos   gamybai,   dujų spaudimas ir radiacija sumažėja. Tada gravitacijos jėga perviršija pirmąsias dvi jėgas, suirsta pusiausvyra,   o   gravitacija  priverčia   žvaigždę trauktis. Besitraukiant paviršiui, jos šviesumas mažėja.   A. H.  Sandage teigia,   iog žvaigždės šviesumas gali tiek sumažėti, kad belieka tik viena milijonine dalis jos buvusio šviesumo. Tada ji yra pasidariusi baltu nykštuku. Po to tamsėja, kol pasidaro visai nematoma.

Tai yra normalių žvaigždžių gyvenimo istorija, bet čia dar tenka paminėti kai kuriuos ypatingus atvejus. Šitaip gyvenimą praleidžia žvaigždės, kurių masė nėra didesnė kaip 1.4 saulės masės. Masingesnės žvaigždės prieš pasikeitimą turi prarasti dalį savo masės. Tam dalykui išaiškinti gerai pasitarnauja Wolf-Rayet tipo žvaigždės, nes jos dalį savo medžiagos išmeta besisukdamos. Randama, kad jaunos žvaigždės greičiau sukasi. Jos, prarasdamos masę, praranda ir dalį savo sukimosi greičio.

Kitas kelias masei sumažinti yra sprogimas, kas atsitinka su Novomis ir Supernovomis. Centre atlikusi maža žvaigždė gali vystytis normaliu būdu. Gi medžiagos perteklius pavirsta į besiplečiantį ūką, kaip matėme Vėžio ūko atveju.

Dar yra kitas būdas masei sumažinti: tai žvaigždės skilimas į dvi. Kaip matėme, yra pakankamai pavyzdžių patvirtinti šiai teorijsi. Kiek modifikuotas skilimo procesas galėtų paaiškinti ir galimą planetų sistemų, panašių į saulės, atsiradimą prie žvaigždžių. Tačiau jų negalime pastebėti dėl didelių atstumų nuo mūsų.

Dėl žvaigždžių atsiradimo laiko atžvilgiu yra dvi kraštutinės teorijos. Vieni teigia, kad visos žvaigždės yra gimusios vienu metu. Kiti, kurių tarpe yra F. Hoyle ir R. A. Lyttleton, įrodinėja, kad yra nuolatinis nesustojąs žvaigždžių kūrimas. Jie teigia, kad iš vandenilio  debesų nuolat gimsta žvaigždės, bet nesuranda atsakymo, iš kur tas vandenilis atsiranda. F. L. Whipple, L. Spitzer, Jr. ir B. J. Bok išskaičiuoja, kad žvaigždės gali gimti ir skirtingu laiku, kol galaktikoje egzistuoja ūkai, bet tie ūkai kada nors išsibaigia. Jų manymu, vienas tokių pavyzdžių yra ūkas vadinamas "Anglies Maišas", kurio masė yra lygi 650 saulių. Šis ūkas yra prie Pietų Kryžiaus žvaigždyno. Šio ūko nuotrauka yra čia įdėta (pav. 2). Tame ūke randamas nemažas skaičius atskirų rutulių. Taigi yra pavyzdys ūko, iš kurio formuojasi žvaigždžių spiečius. Spėjama, kad iš jo galėtų atsirasti spiečius, panašus į Sietyną. Apskritai šiame paveiksle kiekvienas, nors ir mažiausias, baltas taškelis yra Ivaigždės fotografija.

Žvaigždžių atsiradimą galima nagrinėti kaip dalį visos galaktikos ar net visatos išsivystymo. Pati
galaktika gimsta iš vieno didelio ūko — turbuliacijos ir konvekcijos pagalba. Pradžioje galaktika yra netaisyklingos formos. Iš atskirų dalių ima formuotis žvaigždės ir didelis skaičius jų iš karto. Galaktikų centre koncentruojasi žvaigždės tipo II, nes ten nebėra dulkių. Spiralėse tarp dulkių yra jaunesnės tipo I žvaigždės ir dar begimstančios. Ir taip eina, kol išnyksta spiralėse ūkai ir galų gale pačios spiralės. Tada galaktika pasidaro eliptinė.

Baigiant tenka pastebėti, kad evoliucijos istorija gali dar ir gerokai pasikeisti, tačiau jau yra užtenkamai davinių teigti, kad žvaigždės gimsta ir miršta.