Hvězda: Porovnání verzí

| issue=2 | pages=251–259

| bibcode=1977A&A....61..251D }}</ref> Hvězdy, které měly na začátku více než 50&nbsp;''M''_⊙, mohou během hlavní posloupnosti ztratit až polovinu celkové hmotnosti.<ref>{{Citace elektronické monografie

 

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&nbsp;''M''_⊙, tzv. [[Červený trpaslík|červení trpaslíci]], dokáží na fúzi využít téměř veškerou svou hmotnost, zatímco hvězdy s hmotností ~&nbsp;1&nbsp;''M''_⊙ 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&nbsp;''M''_⊙ existovat zhruba bilion (10¹²)<ref group="pozn.">Pojmenování čísla podle [[dlouhá škála|dlouhé škály]], obvyklé v kontinentální Evropě. Anglicky mluvící země používají [[krátká škála|krátkou škálu]], ve které se 10¹² označuje jako ''trilion''.</ref> let a nejlehčím hvězdám spalujícím vodík (0,08&nbsp;''M''_⊙) dokonce 12 bilionů let.<ref name="adams">{{cite book

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&nbsp;''M''_⊙, 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 cm³ 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]].

 

 

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&nbsp;''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 [[Galaxie Mléčná dráha|Galaxii]], daly se pozorovat pouhým okem.<ref name="supernova">{{Citace elektronické monografie

 

Během prvních desetiletí dvacátého století došlo k vyhotovení důležitých teoretických prací o fyzické struktuře hvězd. Roku [[1913]] byl vyvinut [[Hertzsprungův-Russellův diagram|HR diagram]], který dopomohl ještě většímu astrofyzikálnímu studiu hvězd. Nově vyvinuté modely úspěšně vysvětlovaly vnitřek hvězd a jejich vývoj. [[Cecilia Payne-Gaposchkinová]] jako první ve své disertační práci z roku 1925 vyslovila myšlenku, že hvězdy jsou složeny převážně z vodíku a helia.<ref>{{Citace elektronické monografie

 

== Pohledy filozofů ==

* {{Citace elektronické monografie | titul=Query star by identifier, coordinates or reference code | titul=SIMBAD | vydavatel=Centre de Données astronomiques de Strasbourg | url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-fid | datum přístupu=2010-08-20 }}

* {{Citace elektronické monografie | titul=How To Decipher Classification Codes | vydavatel=Astronomical Society of South Australia |url=http://www.assa.org.au/sig/variables/classifications.asp | datum přístupu=2010-08-20 }}

* {{Citace elektronické monografie | display-authors=1 | last1=Prialnick | first1=Dina | příjmení2=Wood | jméno2=Kenneth | příjmení3=Bjorkman | jméno3=Jon |last4=Whitney | first4=Barbara | last5=Wolff | first5=Michael | last6=Gray | first6=David | last7=Mihalas | first7=Dimitri |titul=Stars: Stellar Atmospheres, Structure, & Evolution | year=2001 | vydavatel=University of St. Andrews | url=http://www-star.st-and.ac.uk/~kw25/teaching/stars/stars.html | datum přístupu=2010-08-20 }}