Život hviezdy
Hviezdy sú obrovské žiariace gule plynu, roztrúsené po celom vesmíre. Ich počet sa odhaduje okolo 200 miliárd miliárd. Dožívajú sa od pár miliónov až po desiatky miliárd rokov. Povrchová teplota najchladnejších hviezd klesá pod 3500°C, ale tie najhorúcejšie dosahujú teplotu nad 40 000°C. Od teploty hviezd závisí aj ich farba. Kým horúce sú jasne modrobiele, tie chladné žiara načerveno. Hviezdy žiaria, pretože v ich vnútri spúšťa obrovský tlak termojadrové reakcie, pri ktorých sa spájajú jadrá vodíka. Tým sa do okolia uvoľňuje obrovská energia v podobe žiary. Niekedy sa nám zdá, že hviezdy nežiaria jasne, ale blikajú. je to preto, lebo atmosféra Zeme nikdy nie je pokojná a svetlo hviezd sa vo chvejúcom vzduchu rozkmitáva. Svetlo z bližších planét je menej rušené, preto je stálejšie.
Zrod hviezd
V kozmickom priestore sa všade nachádzajú hmloviny - obrovské mraky prachu a plynu. 99% ich zloženia tvorí vodík a hélium s drobným množstvom iných plynov. V najväčších mrakoch, ktoré voláme obrie molekulárne mraky, sa tvoria hviezdy. Teplota v nich klesá až na -269°C. Aj keď sú riedke a chladné, obsahujú všetko potrebné, aby v nich vznikla hviezda. Tie sa rodia tak, že sa vlastnou gravitáciou spoja dokopy zhustenia plynu. V ich stredoch sa zvýši tlak natoľko, že ich teplota vystúpi až na 10 miliónov°C a spustia sa jadrové reakcie.
Vývoj hviezd
Je proces zmien, ktorými hviezda prejde počas svojej existencie, od svojho vzniku až po zánik. Tento proces trvá milióny alebo miliardy rokov, počas ktorých hviezda emituje žiarenie. V tomto čase má hviezda pomerne rovnovážny stav. Hovoríme, že hviezda je na hlavnej postupnosti. Hviezdy hlavnej postupnosti vyžarujú svoju energiu rovnomerne a v ich jadre dochádza k premene ľahkého vodíka – prócia na hélium. Čím je hviezda viac hmotná, tým búrlivejšie prebiehajú termojadrové reakcie v jej vnútri a tým rýchlejšie spáli zásoby vodíka vo svojom jadre.
Po spálení všetkých zásob vodíka v jadre sa hviezda začína dramaticky meniť. Ak nastane stav, že nemá dostatočnú hmotnosť na vytváranie ťažších prvkov, končí jej produktívna časť života a nastáva pomalé uhasínanie. Nie všetky hviezdy však skončia rovnako. Všeobecne sa dá povedať, že hviezda môže skončiť v jednom zo štyroch štádií. Ukončenie života hviezdy opäť závisí od jej hmotnosti.
Oblasť vzniku hviezd v galaxii.
Hertzsprungov-Russellov diagram
Je sústava pravouhlých súradníc v rovine. Diagram opisuje dva ekvivalentné pohľady. Jedným je hľadisko pozorovateľa, ktoré zaznamenáva vzťah farebným indexom hviezdy na jednej osi a absolútnou hviezdnou veľkosťou na druhej osi. Tieto dve veličiny môžu byť odvodené z pozorovaní. Druhý, pohľad teoretika, zaznačuje teplotu hviezdy na jednej osi a svietivosť hviezdy na osi druhej. Tieto dve veličiny je možné vypočítať z počítačových modelov.
Presná transformácia z jednej osi na druhú nie je triviálna a závisí na použitých modeloch a ich parametroch (ako vek a zloženie).
Hertzsprungov-Russellov diagram.
Životný cyklus hviezdy
Celý životný cyklus hviezdy závisí od jej hmotnosti. Hmotná hviezda môže postupne zahriať svoje jadro na potrebnú teplotu, aby táto reťaz za sebou idúcich jadrových reakcií pokračovala vznikom stále ťažších prvkov. Z energetického hľadiska je najvýdatnejším palivom vodík. Ako hviezda postupne tvorí ťažšie prvky, klesá aj energia uvoľnená ich vytváraním. Preto sa palivo spaľuje čoraz rýchlejšie, až sa postupne začínajú pretvárať jednotlivé prvky každý mesiac, každý deň, každú hodinu a hviezda sa začína podobať cibuli, kde jednotlivé vrstvy predstavujú chemické prvky tak, ako boli postupne vytvorené. To, koľkokrát sa začne spaľovať popol z predchádzajúcich reakcií, závisí od hmotnosti hviezdy. Málo hmotné hviezdy môžu skončiť iba pri spaľovaní vodíka na hélium a už nebudú dostatočne hmotné, aby stlačili svoje jadro tak, že v ňom začnú spaľovať hélium. Veľmi hmotní veľobri môžu dosiahnuť až záverečnú reakciu, pri ktorej vzniká železo. Ťažšie atómy už jadrovou fúziou nevznikajú.
VÝVOJ HVIEZD S MALOU HMOTNOSŤOU
Vznik hviezdy hlavnej postupnosti: V jadre hviezdy hlavnej postupnosti sa pri jadrových reakciách zlučuje vodík a vzniká hélium. V tomto stabilnom stave strávi hviezda väčšinu svojho života. Keď tieto reakcie prestanú, héliové jadro sa zmrští a zatepľuje okolitú vrstvu vodíkového plynu, až zlučovanie začne v nej. Energia vyžarovaná novou reakciou vyvíja tlak na vonkajšie vrstvy hviezdy, ktorá sa rozpína a chladne. Hviezda hlavnej postupnosti v najlepších rokoch
Vznik červeného obra: Táto stárnuca hviezda má zmenšujúce sa héliové jadro obklopené vodíkom. Žiarenie tejto vrstvy je príčinou, že vonkajšie vrstvy hviezdy sa rozpínajú a chladnú. Hviezda sa stane obrom. Zatiaľ sa jadro ohreje natoľko, že sa hélium zlúči na uhlík. Keď je všetko hélium zlúčené, vonkajšie obaly sú odvrhnuté, vytvoria planetárnu hmlovinu a z jadra sa vytvorí biely trpaslík. Viditeľní červení obrovia sú napr.: Mirach, Arktur, Menkar, Scheat. Príklad červeného obra. Slnko sa dostane do tohto štádia za 5 miliárd rokov.
Červený obor – hviezda Betelgeuse
VÝVOJ HVIEZD S VEĽKOU HMOTNOSŤOU
Vývoj hviezd s veľkou hmotnosťou je podobný, ako vývoj hviezd s malou hmotnosťou, no hviezdy s veľkou hmotnosťou majú dostatočnú hmotnosť nato, aby vo svojom jadre zapaľovali stále ďalšie jadrové fúzie, a preto zanikajú inak. Rad týchto reakcií sa končí pri železe. Železo je mimoriadne stabilné a vytváranie prvkov ťažších, ako železo už neprináša žiadnu energiu, skôr ju spotrebuje. Keď hviezda dosiahla toto štádium, jej centrálne časti už nemôžu produkovať životodarnú energiu a celá hviezda sa nakoniec zrúti pod vplyvom vlastnej gravitácie.