Vesmír

Vývoj hviezd

Vývoj hviezd

Hviezdy sa vyvíjajú milióny rokov. V skutočnosti sa nikdy neprestanú vyvíjať a meniť, od narodenia po smrť.

Narodia sa, keď sa veľké množstvo hmoty hromadí na mieste v priestore. Materiál je stlačený a zahrievaný, až kým nezačne jadrová reakcia, ktorá spotrebováva látku a premieňa ju na energiu. Malé hviezdy trávia pomaly a vydržia dlhšie ako veľké hviezdy.

Teórie o vývoji hviezd sú založené na dôkazoch získaných zo štúdií spektier týkajúcich sa luminosity. Pozorovania ukazujú, že veľa hviezd je možné klasifikovať v pravidelnom poradí, v ktorom najjasnejšie sú najteplejšie a najmenšie, najchladnejšie.

Táto séria hviezd tvorí pás známy ako hlavná sekvencia v diagramu teplota-svietivosť známa ako Hertzsprung-Russellov diagram. Medzi ďalšie skupiny hviezd, ktoré sa zobrazujú v diagrame, patria vyššie uvedené obrie a trpasličí hviezdy.

Život hviezdy

Životný cyklus hviezdy začína ako veľká hmota relatívne studeného plynu. Stlačenie plynu zvyšuje teplotu, až kým vnútro hviezdy nedosiahne 1 000 000 ° C. V tomto okamihu prebiehajú jadrové reakcie, ktorých výsledkom je to, že jadrá atómov vodíka sa kombinujú s atómami deutéria za vzniku jadier hélia. Táto reakcia uvoľňuje veľké množstvo energie a sťah hviezd sa zastaví. Zdá sa, že sa na chvíľu stabilizuje.

Po ukončení uvoľňovania energie sa však kontrakcia začne znova a teplota hviezdy sa znova zvyšuje. V danom okamihu začína reakcia medzi vodíkom, lítiom a inými ľahkými kovmi prítomnými v tele hviezdy. Energia sa znova uvoľní a kontrakcia sa zastaví.

Keď sa spotrebuje lítium a iné ľahké materiály, kontrakcia sa obnoví a hviezda vstúpi do posledného štádia vývoja, v ktorom sa vodík vďaka katalytickému pôsobeniu uhlíka a dusíka transformuje na hélium pri veľmi vysokých teplotách. Táto termonukleárna reakcia je charakteristická pre hlavnú sekvenciu hviezd a pokračuje až do spotrebovania všetkého vodíka.

Hviezda sa stáva červeným obrom a dosiahne svoju najväčšiu veľkosť, keď sa všetok jej centrálny vodík stane héliom. Ak stále svieti, mala by teplota jadra stúpať natoľko, aby spôsobila fúziu jadier hélia. Počas tohto procesu je pravdepodobné, že hviezda bude oveľa menšia, a preto hustejšia.

Keď vyčerpala všetky možné zdroje jadrovej energie, opäť sa stiahla a stala sa bielym trpaslíkom. Táto posledná etapa môže byť poznačená výbuchmi známymi ako „novas“. Keď sa hviezda uvoľní z vonkajšieho obalu explodujúceho ako nova alebo supernova, vráti sa do medzihviezdnych stredne ťažších prvkov ako vodík, ktorý vo vnútri syntetizuje.

Budúce generácie hviezd vytvorených z tohto materiálu začnú svoj život bohatším sortimentom ťažkých prvkov ako predchádzajúce generácie. Hviezdy, ktoré nevystreľujú svoje vonkajšie vrstvy nevýbušným spôsobom, sa stávajú planétovými hmlovinami, starými hviezdami obklopenými sférami plynu, ktoré vyžarujú vo viacerých vlnových dĺžkach.

Od hviezdy po čiernu dieru

Hviezdy s hmotnosťou oveľa väčšou ako hmota Slnka podliehajú rýchlejšiemu vývoju, niekoľko miliónov rokov od narodenia po explóziu supernovy. Zvyšky hviezdy môžu byť neutrónové hviezdy.

Existuje však hranica veľkosti neutrónových hviezd, za ktorou sú tieto telá nútené sťahovať sa, až kým sa nestanú čiernou dierou, z ktorej nemôže uniknúť žiadne žiarenie.

Typické hviezdy ako Slnko môžu trvať mnoho miliárd rokov. Konečné miesto určenia trpaslíkov s nízkou hmotnosťou nie je známe, okrem toho, že prestávajú výrazne žiariť. S najväčšou pravdepodobnosťou sa stanú popolom alebo čiernymi trpaslíkmi.

◄ PredchádzajúceĎalej ►
Ako vznikol vesmír?Materiály a žiarenie