Když se podíváme na noční oblohu, vidíme třpytivý koberec hvězd. Tyto blikající světelné tečky jsou ve skutečnosti mohutné koule plazmy – přehřátého hélia a vodíkového plynu.
Jsou poháněny jadernou fúzí, mají mnoho různých podob a fascinující vývojovou dráhu.
Zrodila se hvězda
Hvězdy vznikají v amorfních mračnech plynu a prachu zvaných mlhoviny. Masy plynu – většinou helia a vodíku – v těchto hvězdných mateřských školkách se pod vlastní gravitací zhroutí a začnou se zahřívat, čímž vznikne protohvězda. V jádru těchto vířících protohvězd stoupá teplota, protože shromažďují okolní plyn a prach.
Protohvězda stráví ve fázi T Tauri přibližně 100 milionů let. Tyto velké těkavé hvězdy zatím nedokážou vytvářet jadernou fúzi, ale mohou se pochlubit silným hvězdným větrem, který vyzařují. Nakonec, když jádro hvězdy dosáhne teploty asi 27 milionů stupňů Fahrenheita, dojde k jaderné fúzi. Atomy vodíku a helia se navzájem spojí a voilá: hvězda je na světě.
Tento příval energie zpomalí gravitační kolaps. Materiál, který nově zrozená hvězda nepohltí, může vytvořit planety, asteroidy a další nebeské objekty. Podle časopisu Universe Today může tento proces trvat přibližně 100 000 let.
Jakmile začne jaderná fúze, hvězda sklouzne do své další fáze, fáze hlavní posloupnosti. Většina hvězd, které vidíme na noční (i denní) obloze, jsou hvězdy hlavní posloupnosti, uvádí National Geographic. Hvězdy stráví většinu svého života ve fázi hlavní posloupnosti.
Je zařazen
Existuje mnoho různých typů hvězd hlavní posloupnosti. Astronomové používají spektrální signaturu hvězdy k rozluštění jejího složení, svítivosti, barvy a teploty. Na základě těchto pozorování mohou určit, jak je hvězda stará a jak je velká. Sedm spektrálních tříd seřazených od nejteplejší po nejchladnější je O, B, A, F, G, K a M.
Teplota hvězdy se měří v jednotce kelvin. Povrchová teplota hvězd se může pohybovat od přibližně 2 500 K u nejchladnějších hvězd až po přibližně 30 000 K u nejžhavějších hvězd. (Láva vyvržená ze sopky Kilauea na Havaji dosahuje teploty kolem 1 444 kelvinů). Barva hvězdy přímo souvisí s její teplotou. Nejžhavější hvězdy vypadají bíle nebo modře. Chladnější hvězdy mají teplejší odstíny a často se jeví jako žluté, oranžové a červené.
Astronomové charakterizují jasnost hvězdy měřením její hvězdné velikosti i svítivosti, neboli celkového množství energie, které hvězda vychrlí za jednu sekundu, a také tím, jak jsou od nás daleko. Hvězdy lze rozdělit do kategorií podle jejich svítivosti. Šest tříd od nejjasnější po nejslabší jsou Ia, Ib, II, III, IV a V.
Hmotnost hvězdy může určovat, jak bude žít a umírat. Hmotnější hvězdy rychleji spalují svůj vodík a umírají jako první. Astronomové měří hmotnost jiných hvězd ve „slunečních hmotnostech“ vzhledem k našemu Slunci.
S využitím všech těchto veličin astronomové zakreslují vývojovou fázi hvězdy do Hertzsprungova-Russellova diagramu.
Nejmenší hvězdy se nazývají červení trpaslíci. Tyto hvězdy s dlouhou životností jsou ve vesmíru hojné a velmi slabé, vyzařují 0,01 % energie našeho Slunce. Naproti tomu krátkověcí hyperobři mohou dosahovat až 100 hmotností Slunce. Hoří jasněji, dosahují teploty 30 000 kelvinů a ve vesmíru jsou velmi vzácné.
Naše Slunce je žlutý trpaslík typu G. Je to žlutý trpaslík. Náš nejbližší hvězdný soused, Proxima Centauri, je červený trpaslík typu M. Hvězda Vega v souhvězdí Lyry je modrobílá trpasličí hvězda typu A.
Hvězda smrti
Hlavním zdrojem paliva hvězdy je vodík. Hvězda nakonec spotřebuje veškerý vodík ve svém jádře, protože ho přemění na helium. Gravitační síly jádro zhroutí a způsobí jeho opětovné zahřátí. Zvyšující se teplota podnítí termojaderné reakce ve vnějších vrstvách hvězdy, což způsobí, že se hvězda rozšíří a stane se červeným obrem.
Červený obr o průměrné hmotnosti se na konci svého života zbaví svých vnějších vrstev a změní se na ultrahustého bílého trpaslíka. Tyto malé, hustší hvězdné slupky nakonec zaniknou v nepolapitelné černé trpaslíky, které jsou pro astronomy téměř nedetekovatelné. Naše Slunce tento osud potká přibližně za 6 miliard let.
Naše Slunce je jedinou hvězdou v tomto systému. Tak tomu není všude ve vesmíru. Mnoho hvězdných soustav je tzv. dvojhvězdných, což znamená, že se skládají ze dvou hvězd, které kolem sebe navzájem krouží. (Představte si Tatooine.) Existují také „vícenásobné systémy“, které mají několik různých hvězd.
Bílí trpaslíci ve dvojhvězdném systému se dostávají do složitého koloběhu. Absorbují plynný vodík a další materiál ze své průvodní hvězdy, dokud nenabobtnají a neexplodují výbuchem jaderné fúze. Poté, co bílý trpaslík „přejde v novu“, pohasne a celý cyklus se opakuje. Podle NASA může bílý trpaslík v některých případech nahromadit dostatek materiálu ze své průvodní hvězdy, aby zcela explodoval a stal se supernovou.
Místo toho, aby se proměnili v bílého trpaslíka, červení veleobři, hvězdy o hmotnosti více než osmkrát větší než naše Slunce, prudce vyvrhují plyn a prach do kosmického prostředí. (Začátkem tohoto roku se hovořilo o tom, že Betelgeuse by se mohla stát úplnou supernovou.) Pozůstatky těchto prudkých explozí se nazývají neutronové hvězdy.
Nejhmotnější hvězdy – ty s hmotností více než 25krát větší než naše Slunce – se stávají supernovami a zanechávají za sebou vířící černé díry. Po výbuchu se veškerý materiál hvězdy zhroutí do jediného bodu a vznikne černá díra o hvězdné hmotnosti.
Napsat komentář