Hvězda: Porovnání verzí

| datum přístupu = 2006-09-05 }}</ref> Protohvězdy jsou bouřlivé, svítící, nestabilní objekty, které se nadále scvrkávají. Tyto hvězdy před hlavní posloupností často obklopuje disk prachu a plynu, tzv. [[protoplanetární disk]], a zdrojem jejich vyzařování je hlavně uvolňování gravitační energie. Období gravitačního kolapsu trvá zhruba 10–15 milionů let. Mladé hvězdy s hmotností méně než 2 M⊙ ([[Sluneční hmotnost|hmotností Slunce]]) se nazývají hvězdy T Tauri. Hvězdy s větší hmotností se nazývají Herbig Ae / Be hvězdy. Tyto mladé hvězdy vyzařují podél své osy rotace proudy plynu, což může snížit moment hybnosti vznikající hvězdy, v podobě malých mlhovinovitých oblastí známých jako [[Herbigův–Harův objekt|Herbigovy–Harovy objekty]].<ref>{{cite book

| publisher=ESA | accessdate=2010-05-17 }}</ref> Nakonec teplota a tlak v jádru protohvězdy vzrostou natolik, že se zapálí termojaderné reakce. Gravitační síla se vyrovná s tlakem záření přicházejícího z jádra, hvězda se přestane dále zmenšovat a usadí se na [[hlavní posloupnostiposloupnost]]i, kde stráví až 90 % svého života.

Na začátku života hvězdy T Tauri následují [[Hajašiho stopa|Hajašiho stopu]] – zmenšují se a klesá jejich svítivost, teplota zůstává zhruba stejná. Lehčí T Tauri hvězdy přecházejí do [[hlavní posloupnostiposloupnost]]i, zatímco těžké hvězdy pokračují [[Henyeyho stopa|Henyeyho stopou]]. To, jak dlouho hvězda setrvá v poměrně stabilní fázi hlavní posloupnosti, závisí na její počáteční hmotnosti. Hmotnější hvězdy paradoxně žijí kratčeji, protože termojaderné reakce v jejich jádrech probíhají mnohem bouřlivěji než v málo hmotných hvězdách. Život hvězdy s hmotností Slunce trvá celé miliardy let, život mnohem hmotnějších obrů a nadobrů jen miliony nebo dokonce jen statisíce let. Od začátku hlavní posloupnosti se zvyšuje podíl hélia v jádře hvězdy, rychlost jaderné fúze pomalu narůstá spolu s teplotou a svítivostí hvězdy.<ref>{{cite journal | display-authors=1

Délka období, které hvězda stráví na hlavní posloupnosti, závisí především na množství paliva, které má hvězda k dispozici a rychlosti fúze, spalování toho paliva, tzn. původní hmotnosti a svítivosti hvězdy. Odhadovaná délka života Slunce je zhruba 10 miliard (10¹⁰) let. Těžké hvězdy spotřebovávají palivo velmi rychle a jejich život je krátký. Lehké hvězdy naopak utrácejí palivo velmi pomalu. Hvězdy lehčí než 0,25 M⊙, tzv. [[Červený trpaslík|červení trpaslíci]], dokáží na fúzi využít téměř veškerou svou hmotnost, zatímco hvězdy s hmotností ~ 1 M⊙ využijí jako palivo pouze 10 % své hmotnosti. Kombinace nízké spotřeby a relativně velkých použitelných zásob paliva umožňuje podle výpočtů hvězdám s hmotností ~ 0,25 M⊙ existovat zhruba bilion (10¹², <ref group="pozn.">V krátkém systému používaném v anglicky mluvících zemích ''trilion'', viz například [[Krátká a dlouhá škála]].</ref>) let a nejlehčím hvězdám spalujícím vodík (0,08 M⊙) dokonce 12 bilionů let.<ref name="adams">{{cite book

Nejpočetnější hvězdy ve vesmíru, červení trpaslíci, zanikají nenápadně – po vyhoření veškerého paliva pozvolna chladnou až nakonec úplně zhasnou. Hvězdy s hmotností alespoň 0,4 M⊙<ref name="late stages" /> se po vyčerpání zásob vodíku v jádře nafouknou a ochladí (z hvězdy se sice uvolňuje tepla více, ale z jednoho čtverečního metru povrchu, zvětšeného nafouknutím, méně – povrch tedy chladne, přestože jádro se zahřálo a svítivost vzrostla). Vznikne [[červený obr]]. Zhruba za 5 miliard let, kdy Slunce vstoupí do této fáze, se jeho poloměr zvětší na zhruba 1 [[Astronomická jednotka|AU]] (150 mil. km). To představuje 250násobný nárůst. Slunce ve fázi obra ztratí přibližně 30 % své hmotnosti.<ref name="sun_future">{{cite journal | last1=Sackmann | first1=I. J. |last2=Boothroyd | first2=A. I. | last3=Kraemer | first3=K. E. | title=Our Sun. III. Present and Future | page=457 |journal=Astrophysical Journal | year=1993 | volume=418 | bibcode=1993ApJ...418..457S | doi = 10.1086/173407}}</ref><ref name="sun_future_schroder">{{cite journal | first1=K.-P. | last1=Schröder | last2=Smith | first2=Robert Connon | year=2008 |title=Distant future of the Sun and Earth revisited | doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume = 386 | issue=1 | page = 155 | bibcode=2008MNRAS.386..155S|arxiv = 0801.4031 }} See also{{cite news

Velmi těžké hvězdy s hmotností více než 9 M⊙ během fáze hoření hélia expandují a vytvářejí [[Červený veleobr|červeného veleobra]]. Poté, co vyčerpají palivo v jádru, pokračují ve spalování těžších prvků. Jádro se zmenšuje, dokud teplota a tlak nejsou dostatečné k fúzi uhlíku. Tento proces pokračuje dalšími fázemi, ve kterých je palivem nejprve neon, pak kyslík a křemík. Těsně před koncem života fúze pokračuje v sérii vrstev podobných cibuli. Každá vrstva spaluje jiný prvek.<ref>{{Citace elektronické monografie | url = http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/what-is-a-star | titul = What is a star? | vydavatel = Royal Greenwich Observatory | datum přístupu = 2006-09-07 }}</ref>

Poslední fáze nastává, když hvězda začne produkovat železo. Protože jádro železa je vázáno pevněji než jiná, těžší jádra, fúze železa nevytváří žádnou energii a proces naopak energii spotřebovává.<ref name="hinshaw" /> Ze stejného důvodu se energie nedá získat ani štěpením železa. V relativně starých a velmi těžkých hvězdách se v jádru naakumuluje velké množství nereaktivního železa. Těžké prvky v těchto hvězdách se mohou dostat na povrch, a tak vznikne objekt známý jako [[Wolfova-Rayetova hvězda]] s hustým hvězdným větrem. Když železné jádro dosáhne hmotnosti > 1,4 M⊙, nedokáže již více vzdorovat vlastní gravitaci. Jádro náhle kolabuje, elektrony se kombinují s protony a vytvářejí [[neutron]]y, neutrina a gama záření. Nárazová vlna vyvolaná kolapsem způsobí výbuch hvězdy, který označujeme jako [[Supernova|exploze supernovy]]. Supernovy jsou tak jasné, že na krátký okamžik prosvítí celou vlastní galaxii. Pokud se vyskytly v naší [[Mléčná dráha|Galaxii]], daly se pozorovat pouhým okem.<ref name="supernova">{{Citace elektronické monografie

Většina hmoty hvězdy je rozmetána výbuchem supernovy (tak vznikají [[Planetární mlhovina|mlhoviny]] jako např. [[Krabí mlhovina]]) a to, co zůstane, je [[neutronová hvězda]] (která se někdy projevuje jako [[pulsar]]) nebo v případě největších hvězd (dostatečně velkých, aby zanechaly hvězdný zůstatek těžší než ~ 4 M⊙) vznikne [[černá díra]]. V neutronové hvězdě je hmota ve stavu známém jako degenerovaná neutronová hmota, případně se v jádru může vyskytovat ještě exotičtější forma hmoty tzv. QCD hmota. V případě černé díry je hmota ve stavu, kterému v současnosti nerozumíme.<ref>{{cite journal | last1=Fryer | first1=C. L. | title=Black-hole formation from stellar collapse | journal=Classical and Quantum Gravity | year=2003 | volume=20 | issue=10 | pages=S73–S80 | doi = 10.1088/0264-9381/20/10/309 | bibcode=2003CQGra..20S..73F}}</ref>