Tas skaidrojams ar to, ka visi elementi, kas ir smagāki par ūdeņradi, ir gājuši cauri kodolsintēzei zvaigžņu kodolos vai citās eksplozijās. Pamats gan ir ūdeņradis, no tā pirmssākumos veidojušās pirmās zvaigznes.
Viņš norādīja, ka pirmsākumos zvaigznes radās no ūdeņraža sabiezējumiem, vēlāk no dažādu atomu, elementārdaļiņu un zvaigžņu putekļu masas. Tālākais zvaigznes mūžs, vai tā kļūs par melno caurumu, magnetāru, balto punduri vai brūno punduri, atkarīgs no sākotnēji kopā savilktās masas lieluma.
"Pamatu pamats ir tas, ka pats vienkāršākais ķīmiskais elements – ūdeņradis – ir pārtapis smagākos elementos.
Pirmsākums ir bijis tāds, ka ūdeņradis veidojis klāsterus, sabiezējumus, pēc tam jau gravitācijas spēka ietekmē tie sabiezējumi arvien vairāk savilkās kopā, saspiedās, un tad izveidojās zvaigznes," skaidroja Gills.
Nākamā zvaigžņu paaudze savukārt veidojusies ne tikai no ūdeņraža, bet arī no iepriekšējo zvaigžņu pārpalikumiem, putekļiem, kas jau satur smagākus elementus. Līdz ar to katras nākamās paaudzes zvaigznes satur vairāk smago elementu.
"Protams, tas viss ir relatīvi, te mēs runājam par kaut kādiem procentiem, tas nav tā, ka visas nākamās paaudzes zvaigznes sastāv no oglekļa vai dzelzs. Ir zvaigznes, kur šādi elementi ir dominējuši, bet tas nenozīmē, ka jaunas zvaigznes veidotos tikai no tā," norādīja astronoms.
"Lai zvaigznē notiktu kodoltermiskās reakcijas, faktiski, lai notiku kodolsintēze, lai veidotos gan liela enerģija, gan arī pēc tam iegūtu smagākus elementus, pamata elements, kas deg, tāpat ir ūdeņradis," viņš piebilda.
Savukārt tālākā zvaigznes attīstība lielā mērā ir atkarīga no sākuma masas, kas tiek savilkta kopā tajā brīdī, kad visumā klejojošais gāzu mākonis kāda impulsa rezultātā sāk vākties kopā par zvaigzni. Jo lielāka ir zvaigznes masa, jo spilgtāka šī zvaigzne veidojas, bet arī jo ātrāk tā izdeg.
Lielākajās zvaigznēs veidojas liela masu koncentrācija, liela apjoma kodolsintēzes reakcijas, un šīs zvaigznes dzīvo miljoniem gadu. Lielās zvaigznes staro zilganbaltā krāsā, ir tālu saskatāmas, bet tālākais attīstības posms visbiežāk ir tāds, ka notiek uzliesmojums, tā saucamais supernovas sprādziens.
Pēc šāda sprādziena zvaigzne var kļūt vai nu par melno caurumu, vai veidoties par neitronu zvaigzni, piemēram, magnetāru – ļoti kompaktu, ar spēcīgu magnētisko lauku apveltītu zvaigzni.
Vidēja lieluma zvaigznes, tādas kā Saule, pastāv jau vairākus miljardus gadu. Saule ir tipiska vidēja lieluma zvaigzne, kuras prognozētais dzīves ilgums kopā ir apmēram astoņi miljardi gadu. Šobrīd tiek vērtēts, ka zvaigzne jau ir pusmūžā. Nākotnē Saule lēnām turpinās dedzināt ūdeņradi, kļūs vieglāka, vienlaikus arī spilgtāka, vairāk izstaros gaismu, līdz kādā brīdī tā pārtaps par sarkano milzi, sāks uzpūsties kā balons un sprādziena rezultātā nometīs apvalku, veidojot tā saucamo planetāro miglāju.
Pati zvaigzne lēnām kļūs par nelielu, spožu veidojumu, lēnām izdzisīs, pārtopot par balto un pēc tam melno punduri.
Ir arī mazās zvaigznes, kas nemaz nesavāc pietiekami lielu masu, ir stipri vieglākas par Sauli. Tajās neiešķiļas kodolsintēzes reakcijas, un zvaigzne tā arī nespēj kārtīgi uzliesmot. Ir sākuma starojums, jo zvaigzne saspiežas un veidojas karstums, bet tālāk tā vienkārši viegli nodziest, paliekot par brūno punduri – zvaigzni, kas nespīd.
Visumā viens process ietekmē nākamo, supernovu sprādzieni vai nomesti zvaigžņu apvalki rada jaunas zvaigžņu atliekas, kas pēc tam atkal var sakoncentrēties un veidot jaunas zvaigznes, skaidroja Gills.
