Otevřít hlavní menu

Změny

Přidáno 275 bajtů ,  před 2 lety
m
Hromadná náhrada: M⊙ → ''M''<sub>⊙</sub> s pevnou mezerou
| archivedate = 2008-06-23
| titul = Slow Contraction of Protostellar Cloud | titul=Self-published
| 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⊙&nbsp;''M''<sub>⊙</sub> ([[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
| last1=Bally | first1=J. | last2=Morse | first2=J.
| last3=Reipurth | first3=B. | year = 1996
| journal=Astronomy and Astrophysics | year=1977 | volume=61
| issue=2 | pages=251–259
| bibcode=1977A&A....61..251D }}</ref> Hvězdy, které měly na začátku více než 50 M⊙&nbsp;''M''<sub>⊙</sub>, mohou během hlavní posloupnosti ztratit až polovinu celkové hmotnosti.<ref>{{Citace elektronické monografie
| url = http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/stellar-evolution/the-evolution-of-stars-between-50-and-100-times-the-mass-of-the-sun
| titul = The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun
| datum přístupu = 2006-09-07 }}</ref>
 
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 (10<sup>10</sup>) 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⊙&nbsp;''M''<sub>⊙</sub>, tzv. [[Červený trpaslík|červení trpaslíci]], dokáží na fúzi využít téměř veškerou svou hmotnost, zatímco hvězdy s hmotností ~ &nbsp;1 M⊙&nbsp;''M''<sub>⊙</sub> využijí jako palivo pouze 10 % své hmotnosti. Kombinace nízké spotřeby a relativně velkých použitelných zásob paliva umožňuje podle výpočtů hvězdám s hmotností ~ &nbsp;0,25 M⊙&nbsp;''M''<sub>⊙</sub> existovat zhruba bilion (10<sup>12</sup>,<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⊙&nbsp;''M''<sub>⊙</sub>) dokonce 12 bilionů let.<ref name="adams">{{cite book
| last=Adams | first=Fred C.
| coauthors=Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve J. M
| publisher=Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica
| url=http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..22/PDF/RMxAC..22_adams.pdf
| accessdate = 2008-06-24 }}</ref> A protože životnost takových hvězd je delší než současný odhadovaný věk vesmíru (13,8 miliardy let), pravděpodobně ještě žádné hvězdy lehčí než 0,85 M⊙&nbsp;''M''<sub>⊙</sub><ref name="saomainseq">{{Citace elektronické monografie | titul=Main Sequence Lifetime |url=http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/M/Main+Sequence+Lifetime | titul=Swinburne Astronomy Online Encyclopedia of Astronomy |vydavatel=Swinburne University of Technology }}</ref> neopustily hlavní posloupnost.
 
[[Soubor:H-R diagram -edited-3.gif|vpravo|náhled|360px|Příklad [[Hertzsprungův-Russellův diagram|Hertzsprungova-Russellova diagramu]] pro soubor hvězd zahrnujících Slunce (uprostřed) – viz níže Řazení hvězd]]
 
=== Zánik hvězd ===
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⊙&nbsp;''M''<sub>⊙</sub><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
| url=http://www.newscientist.com/article/dn13369?feedId=online-news_rss20
| title=Hope dims that Earth will survive Sun's death
| accessdate=2008-03-24 }}</ref>
 
V červených obrech do 2,25 M⊙&nbsp;''M''<sub>⊙</sub> pokračuje spalování vodíku ve vrstvě obklopující jádro.<ref name="hinshaw">{{Citace elektronické monografie
| příjmení = Hinshaw | jméno = Gary | datum vydání = August 23, 2006
| url = http://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_stars.html
| vydavatel = NASA WMAP Mission | datum přístupu = 2006-09-01 }}</ref> Nakonec v jádru vzroste teplota a tlak natolik, že začne fúze hélia. Průměr hvězdy se od té doby postupně zmenšuje a povrchová teplota stoupá. U větších, původně hmotnějších hvězd jádro přejde přímo ze spalování vodíku na spalování hélia.<ref name="iben"/>
 
Po spotřebování hélia v jádře pokračuje fúze ve vrstvě z uhlíku a kyslíku kolem horkého jádra. Hvězda pak ve vývoji pokračuje cestou podobnou s původní fází červeného obra, ale s vyšší povrchovou teplotou. S postupným zmenšováním hvězdného jádra narůstá intenzita záření z jeho povrchu, což vytvoří takový tlak záření na vnější vrstvy plynů, že je doslova odhodí a vytvoří [[planetární mlhovina|planetární mlhovinu]]. Pokud má jádro po odmrštění vnější atmosféry hmotnost menší než 1,4 M⊙&nbsp;''M''<sub>⊙</sub>, tak se smrští na poměrně malý objekt velký přibližně jako Země – [[bílý trpaslík]]. Ten již není dostatečně těžký pro další stlačování materiálu. Je tak žhavý, že bude chladnout více než 13 miliard let, z toho plyne, že nejstarší takto zkolabované hvězdy ještě zdaleka nevychladly. Mohou mít hmotnost od 0,1&nbsp;až 1,4&nbsp;Sluncí. Jeden cm<sup>3</sup> má tak hmotnost cca 1&nbsp;tunu (tj.&nbsp;miliónkrát větší, než je hustota vody). Bílý trpaslík postupně, avšak velmi pomalu, vybledne na [[černý trpaslík|černého trpaslíka]].
 
Velmi těžké hvězdy s hmotností více než 9 M⊙&nbsp;''M''<sub>⊙</sub> 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⊙&nbsp;''M''<sub>⊙</sub>, 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 [[Galaxie Mléčná dráha|Galaxii]], daly se pozorovat pouhým okem.<ref name="supernova">{{Citace elektronické monografie
| datum vydání=April 6, 2006
| url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html
| datum přístupu=2006-07-16 }}</ref> Ještě mohutnější jsou exploze [[hypernova|hypernov]].
 
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 ~ &nbsp;4 M⊙&nbsp;''M''<sub>⊙</sub>) 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>
 
Hmota, která je hvězdou vyvržena v podobě planetární mlhoviny nebo [[Pozůstatek supernovy|zbytků po výbuchu supernovy]], se neustále rozpíná, mísí se s mezihvězdnou hmotou a vrací se tím do oběhu, takže za nějaký čas z ní mohou vzniknout nové hvězdy.<ref name="supernova" /> Odvržené vnější vrstvy umírajících hvězd obsahují těžké prvky, které po zrecyklování další generací hvězd umožňují vznik kamenných planet.