[/titulek]
Přestože jsou to jen horké koule vodíku a helia, hvězdy se v průběhu času neustále mění. Studium vývoje hvězd je celé odvětví astronomie a vědci se neustále učí nové věci.
Abyste skutečně pochopili vývoj hvězd, musíte se vrátit na začátek. Všechny hvězdy, které dnes vidíme, začaly jako velká mračna studeného molekulárního vodíku. Nějaká událost, jako blízká supernova, prošla oblakem plynu a dodala mu sílu potřebnou k tomu, aby se začala hroutit. Gravitace mraku nerovnoměrně táhla, a tak se roztrhal na menší oblaka, z nichž každý dále vytvořil novou hvězdu.
V jednom mraku se materiál proudil dohromady a vytvořil rostoucí kouli vodíku a helia. Tato protohvězda byla zahalena plynem a prachem a z našich pozemských dalekohledů by byla ve skutečnosti neviditelná. Jak koule rostla, přicházelo do ní více a více materiálu, což způsobovalo rotaci protohvězdy a uvolňovalo výtrysky materiálu z jejích pólů. Tato akumulace materiálu trvá asi 100 000 let.
Jakmile byl všechen materiál nashromážděn, předhvězda byla horká a zářila; skoro jako skutečná hvězda. Nebylo však zahříváno fúzními reakcemi ve svém jádru, ale gravitační energií neustále se hroutícího materiálu. Tento horký, mladý objekt je známý jako hvězda T Tauri a zůstává v tomto stavu asi 100 milionů let.
Konečně teplota a tlak v jádru hvězdy byly dostatečné, aby umožnily jadernou fúzi. Nyní by se hvězda stala skutečnou hvězdou hlavní posloupnosti, která by ve svém jádru přeměňovala vodík na helium. Hvězda o hmotnosti našeho Slunce by mohla zůstat ve fázi hlavní posloupnosti více než 12 miliard let. Hmotnější hvězdy vydrží kratší dobu, zatímco drobní červení trpaslíci vydrží stovky miliard a dokonce bilionů let.
Nakonec hvězdě dojde vodíkové palivo ve svém jádru. Bez vnějšího světelného tlaku z fúzních reakcí se hvězda začne smršťovat, což vytváří vyšší teplotu a tlak v jádře. Vodíková skořápka kolem jádra nyní může podstoupit jadernou fúzi, a tak se také děje, čímž se jas hvězdy zvýší stokrát a dokonce tisíckrát. A v jádru hvězdy je helium sloučeno do ještě těžších prvků. To způsobí, že se hvězda nafoukne a stane se červeným obrem. Pravidelné hvězdy jako naše Slunce se rozšíří do té míry, že pohltí vnitřní planety: Merkur, Venuši a dokonce i Zemi. Hvězdy s více než 20násobnou hmotností Slunce se stávají červenými veleobry, kteří se rozpínají na více než 1500násobek poloměru Slunce. Představte si hvězdu tak velkou, že pohltila oběžnou dráhu Saturnu!
Toto palivo navíc dojde, a tak se hvězda znovu zhroutí na sebe. Hmotnější hvězdy budou moci tento trik provést vícekrát, spálit nové skořápky a spálit těžší a těžší prvky. Nakonec všechny hvězdy dosáhnou svého limitu. Nejhmotnější hvězdy, ty s více než 20násobnou hmotností Slunce, vybuchnou jako supernovy. Méně hmotné hvězdy vysunou své vnější vrstvy a poté se zhroutí dovnitř a vytvoří bílého trpaslíka, neutronovou hvězdu nebo černou díru. Naše Slunce vytvoří bílého trpaslíka; zbytek o velikosti Země s 60 % její původní hmotnosti. Přestože je tento bílý trpaslík zpočátku horký, postupem času pomalu vychladne a nakonec se stane teplotou pozadí vesmíru.
A to je vývoj hvězd, od oblaku plynu po bílého trpaslíka.
Napsali jsme mnoho článků o hvězdách zde na Universe Today. Zde je článek o a superpočítač simulující vývoj hvězd a zde je článek, který vysvětluje co se stane se Zemí kdy se ze Slunce stane červený obr.
Pokud chcete více informací o hvězdách, podívejte se Zprávy Hubblesite o hvězdách , a tady je domovská stránka hvězd a galaxií .
Natočili jsme několik epizod Astronomy Cast o hvězdách. Zde jsou dva, které by vám mohly pomoci: Epizoda 12: Odkud se berou dětské hvězdičky , a Epizoda 13: Kam jdou hvězdy, když zemřou ?
Odkaz:
NASA: Životní cykly hvězd