Vývoj hviezdy

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Prejsť na: navigácia, hľadanie
NGC 604, oblasť vzniku hviezd v galaxii M33.

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.

Málo hmotné hviezdy[upraviť | upraviť zdroj]

Najmenej hmotné hviezdy, hnedí trpaslíci a hviezdy spektrálneho typu R, N a S neprejdú nijakým dramatickým gravitačným kolapsom. Po spálení zásob vodíka jednoducho termojadrové reakcie prestanú prebiehať. Hviezda sa začína zmršťovať. To sa skončí, keď sa gravitačná sila opäť vyrovná s tlakovou. Z hviezdy sa stane biely trpaslík. Hviezda má tak malý polomer a pomaly chladne, pričom mení aj svoju farbu a z bieleho trpaslíka sa pomaly stáva hnedý trpaslík. Nakoniec sa z nej stane malé, hmotné studené teleso – čierny trpaslík.

Stredne hmotné hviezdy[upraviť | upraviť zdroj]

Hviezdy s hmotnosťou približne hmotnosti Slnka (do 1,4 násobku hmotnosti Slnka) končia fázou červeného obra, planetárnej hmloviny a bieleho trpaslíka. Keď vo hviezde prestane prebiehať jadrová fúzia, je porušená hydrostatická rovnováha a nastáva kontrakcia. Jadro hviezdy sa začne zmršťovať. Vzrastajúca teplota a tlak v jadre si vynúti opätovné zapálenie termojadrových reakcií, nakoľko však už v jadre nie sú zásoby vodíka, začne sa termojadrová fúzia vzniknutého hélia na kyslík a uhlík. Vo vonkajších vrstvách hviezdy pokračuje syntéza vodíka. Vonkajšie vrstvy sa nafúknu, zrednú, ochladnú a zmenia farbu na červenú. Z hviezdy sa stane červený obor. V takomto ustálenom stave hviezda vydrží ďalšie milióny rokov. Napokon sa však minú aj zásoby hélia. Jadro opäť pokračuje v gravitačnej kontrakcii a zmení sa na malého a hustého bieleho trpaslíka. Vonkajšie vrstvy hviezdy sa znova začnú rozpínať, až sa napokon oddelia od hviezdy a vytvoria planetárnu hmlovinu. Biely trpaslík postupne vychladne a zhasne a planetárna hmlovina sa rozptýli a stane sa súčasťou medzihviezdnej hmoty.

Hmotnejšie hviezdy[upraviť | upraviť zdroj]

Tretí typ smrti sa týka hviezd s hmotnosťou od 1,4 do 3 hmotností Slnka. Začína sa podobne, ako u bieleho trpaslíka, kontrakciou. Tá však pokračuje až do takej miery, že jadro hviezdy nevydrží obrovskú teplotu a nastáva jav zvaný supernova, pri ktorom hviezda rozmetá približne 95 percent svojej hmoty a vytvorí sa hmlovina, zvyšných 5 percent ostane v podobe maličkého jadra hmloviny, ktoré pokračuje v kontrakcii. Elektróny sú postupne obrovským tlakom „vtlačené“ do protónov a vzniká látka zložená prevažne z neutrónov. Takto vznikne neutrónová hviezda, prípadne pulzar, ak hviezda rotuje a emituje žiarenie. Okolitá hmlovina sa niekedy tiež nazýva planetárna hmlovina, alebo pozostatok po supernove.

Najhmotnejšie hviezdy[upraviť | upraviť zdroj]

Najhmotnejšie hviezdy začnú svoje posledné štádium vývoja podobne, ako v predchádzajúcom prípade. Explózia hviezdy sa v takomto prípade nazýva supernova (prípadne hypernova ak je hmotnosť hviezdy výnimočne veľká). Po výbuchu supernovy sa jadro dostane do štádia neutrónovej hviezdy. Ak má táto neutrónová hviezda stále hmotnosť viac ako 3 hmotnosti Slnka, kontrakcia pokračuje, až prekročí kritickú hranicu a nastáva zrútenie sa hmoty samej do seba a vznikne singularita, ktorá má vo svojom okolí tak zakrivený časopriestor, že ani rýchlosť svetla nestačí na uniknutie z tohto priestoru. Preto sa tento stav nazýva aj čierna diera.

Obohacovanie medzihviezdnej hmoty[upraviť | upraviť zdroj]

Vonkajšie odhodené vrstvy hviezdy, či už ako planetárna hmlovina, alebo ako pozostatok supernovy, sa naďalej rozpínajú a postupne splynú s medzihviezdnou hmotou. Stanú sa súčasťou hmlovín, z ktorých sa znova môžu sformovať hviezdy. Táto druhá generácia hviezd však má na rozdiel od tej predchádzajúcej už väčšie zastúpenie ťažkých prvkov. Takto sa medzihviezdna hmota obohacuje a ťažšie prvky, ktoré sú nevyhnutné pre vznik pevných (terestriálnych) planét a prípadného života. Prvé hviezdy vo vesmíre boli zložené výlučne z vodíka a hélia. Slnko je už hviezdou druhej alebo tretej generácie, pretože v jeho chemickom zložení sa objavujú (hoci len v stopových množstvách) prvky ako kyslík, uhlík a železo. Znamená to, že časť hmoty Slnka a telies slnečnej sústavy pochádza z dávno zaniknutej hviezdy.

Pozri aj[upraviť | upraviť zdroj]