Vývoj hvězd
Vývoj hvězd je proces, během kterého hvězda projde řadou radikálních změn během své existence. Doba trvání a vývoje hvězdy závisí na její hmotnosti a představuje rozsah od několika milionů let (pro nejhmotnější) po triliony let (pro nejméně hmotné), což je více než současný věk vesmíru.
Vývoj hvězd není studován sledováním života jedné hvězdy, jelikož většina změn probíhá příliš pomalu aby mohla být odhalena, dokonce řadu století. Astrofyzika však došla k porozumění evoluce hvězd sledováním různých hvězd během různé fáze jejich vývoje a simulacemi hvězdných struktur na počítačových modelech.
Vznik hvězdy
Vývoj hvězdy začíná gravitačním kolapsem obřího molekulárního mraku (GMC). Typickou velikostí GMC je zhruba 100 světelných let a hmotnost má až 6 000 000 slunečních mas (1,2×1037 kg). Při kolapsu se GMC rozdělí na menší a menší kousky. V každém z těchto fragmentů se hroutící se plyn uvolňuje gravitační potenciální energii ve formě tepla. Jakmile se zvyšuje teplota a tlak fragmentu, tak se fragment kondenzuje do super horké rotující sféry plynu, známé jako protohvězda.
Protohvězdy, které mají menší hmotnost než asi 0,08 M⊙(1,6×1029 kg), nikdy nedosáhnou teploty potřebné k rozběhnutí jaderné fúze vodíku. Tyto protohvězdy jsou známé jako hnědí trpaslíci. Hnědí trpaslíci mají hmotnost od třináctinásobku do asi 70násobku hmotnosti planety Jupiter.
Pro masivnější protohvězdy není problém dosáhnout teploty jádra okolo 10 miliónů Kelvinů, což umožňuje zahájení protonové řetězové reakce, která vede k vodíkové fúzi, nejprve na deuterium a pak na helium.Ve hvězdách mírně nad 1 M ☉ (2,0×1030 kg), cyklus CNO přispívá značnou částí energie. Nástup jaderné fúze vede k poměrně rychlému a stálému nástupu hydrostatické rovnováhy.
Hvězdy hlavní posloupnosti
Hvězdy, které se na grafu svítivosti a barvy (teploty) hvězd zobrazují podél jedné hlavní linie, se nazývají hvězdy hlavní posloupnosti. Jedná se o stabilní fázi vývoje hvězdy, která je zajištěna hydrostatickou rovnováhou. Proti gravitační síle působí síla termonukleární fúze (proton-protonový cyklus), která v jádře hvězdy mění jádra vodíku na jádra hélia. Čím je hvězda větší, tím je tato vývojová fáze kratší, protože vlivem vyšší gravitace roste i tlak v jádře a tím se vodík spaluje rychleji.
Zánik hvězdy
Po spotřebování většiny vodíkového paliva hvězdou hlavní posloupnosti dochází ke ztrátě hydrostatické rovnováhy a další vývoj záleží na velikosti hvězdy.
Malé hvězdy nazývané červené trpaslíky spalují vodík pomalu a jejich životnost je tak delší než dosavadní stáří vesmíru. Teoreticky se předpokládá, že zvýší svou povrchovou teplotu a vznikne modrý trpaslík, který se po vyhoření zbývající zásoby vodíku změní na bílého trpaslíka.
Větší hvězdy (včetně Slunce) reagují mnohonásobným zvětšením svého objemu, čímž vzniká červený obr. V jeho jádře, respektive obalech jádra probíhá další fúze vodíku a následně i fúze helia (3-alfa reakce). Po skončení těchto fází hvězda odvrhne vnější vrstvy, které vytvoří tzv. planetární mlhovinu, a jádro hvězdy gravitačně zkolabuje za vzniku bílého trpaslíka. V této hvězdě již neprobíhá reakce, ale vyzařuje nashromážděnou energii, díky malému povrchu (velikost srovnatelná se Zemí) a vysoké hustotě po velice dlouhou dobu. Pokud bílý trpaslík navýší svoji hmotnost hmotou ze svého průvodce nad určitou mez, vznikne nova nebo supernova typu Ia, jinak se po vyzáření energie změní v černého trpaslíka.
Velké hvězdy se podobně změní v červeného veleobra. V jeho středu vznikají termonukleární fúzí další těžší prvky včetně železa. Díky vysoké vazební síle jeho jádra dojde po akumulaci železa ke gravitačnímu kolapsu a hvězda exploduje jako supernova za vzniku neutronové hvězdy nebo černé díry.
Odkazy
Reference
V tomto článku byl použit překlad textu z článku Stellar evolution na anglické Wikipedii.
Externí odkazy
Obrázky, zvuky či videa k tématu vývoj hvězd na Wikimedia Commons - Astronomy 606 (Stellar Structure and Evolution) lecture notes, Cole Miller, Department of Astronomy, University of Maryland
- Astronomy 162, Unit 2 (The Structure & Evolution of Stars) lecture notes, Richard W. Pogge, Department of Astronomy, Ohio State University
