Červený obr: Porovnání verzí
Smazaný obsah Přidaný obsah
m styl |
|||
Řádek 15:
Po "zapálení" [[jaderné reakce|jaderných reakcí]] v nitru hvězdy se udržuje rovnováha mezi silou [[gravitace]] stlačující hvězdu do sebe a protichůdným tlakem záření produkovaným během jaderné fúze. Po celou dobu, kterou hvězda v poklidu setrvává na [[hlavní posloupnost]]i (v této fázi se nachází Slunce již asi 5 miliard let a víceméně stejnou dobu tam ještě zůstane), se v jádru hvězdy za vysokých teplot (přibližně 15 milionů kelvinů) pomalu během [[proton-protonový cyklus|proton-protonového cyklu]] slučují jádra [[vodík]]u na jádra [[helium|helia]]. Doba života hvězdy na hlavní posloupnosti záleží na jejich počáteční hmotnosti pro Slunce je asi 10 miliard let, pro hmotnější hvězdy je to méně (v řádu stovek milionů let), lehčí hvězdy naopak žijí déle (desítky miliard let).
Po vyčerpání téměř veškerého vodíku v nitru hvězdy dojde k zastavení jaderných reakcí a tím pádem převládne vlastní gravitační působení hvězdy – jádro hvězdy se začne vlastní
Pokud hvězda má dostatečnou hmotnost, jádro se smrští natolik, že teplota v něm dosáhne 100 milionů [[Kelvin|kelvinů]]. Tato vyšší teplota jádra umožňuje další termojaderné reakce, tentokrát fúzi jader helia na uhlík (v tzv. [[tři-alfa proces|tři-alfa procesu]]). U méně hmotných hvězd dojde k zapálení těchto jaderných reakcí až po úplném smrštění jádra a díky tomu reakce začnou probíhat v celém jádru ihned po dosažení teploty 100 milionů kelvinů, což se projeví jako tzv. [[heliový záblesk]]. U hmotnějších hvězd se kritické teploty dosáhne dříve než se jejich jádro úplně smrští a díky tomu reakce začnou probíhat postupně, bez heliového záblesku.
|