VÝVOJ HVIEZD
Hviezdy vznikajú milióny, či miliardy rokov a potom zanikajú. Vývoj hviezd sa skladá z niekoľkých štádií (obr. č.3), behom ktorých sa ich veľkosť a teplota dramaticky menia. Hlavnou vlastnosťou hviezdy je jej hmotnosť, ktorá určuje, ako dlho bude svietiť, a ako sa bude vyvíjať. Čím je hviezda ťažšia, tým rýchlejšie „spáli“ svoj materiál v jadrových reakciách (jadrová reakcia vzniká, ak sa atómy jedného prvku menia na atómy iného prvku pričom sa uvoľňuje veľké množstvo energie. Poznáme dva typy jadrových reakcií: štiepnu, pri nej sa atómy štiepia na atómy ľahších prvkov a termonukleárne (tiež termojadrové), pri nich dochádza k nukleosyntéze- zlučovaniu atómov na atómy ťažších prvkov. ) a tým skôr zanikne. Najťažšie hviezdy existujú niekoľko miliónov rokov. Menej ťažké hviezdy môžu žiariť desiatky miliárd rokov.
(obr.č.3)
Hviezdy I. populácie (obr.č.4) sú relatívne mladé, vyskytujúce sa v galaktickej rovine. Sú bohaté na prvky ťažšie ako hélium.
Hviezdy II. populácie (obr.č.4) sú relatívne staré hviezdy vyskytujúce sa v guľových hviezdokopách. Obsahujú najviac 1% prvkov ťažších ako hélium.
(obr.č.4)
VÝVOJ HVIEZD S MALOU HMOTNOSŤOU
Vznik hviezdy hlavnej postupnosti: V jadre hviezdy hlavnej postupnosti sa pri jadrových reakciách zlučuje vodík a vzniká hélium. V tomto stabilnom stave strávi hviezda väčšinu svojho života. Keď tieto reakcie prestanú, héliové jadro sa zmrští a zatepľuje okolitú vrstvu vodíkového plynu, až zlučovanie začne v nej. Energia vyžarovaná novou reakciou vyvíja tlak na vonkajšie vrstvy hviezdy, ktorá sa rozpína a chladne.
Hviezda hlavnej postupnosti v najlepších rokoch (obr.č.5).
(obr.č.5)
Vznik červeného obra: Táto stárnuca hviezda má zmenšujúce sa héliové jadro obklopené vodíkom. Žiarenie tejto vrstvy je príčinou,
že vonkajšie vrstvy hviezdy sa rozpínajú a chladnú. Hviezda sa stane obrom. Zatiaľ sa jadro ohreje natoľko, že sa hélium zlúči na uhlík. Keď je všetko hélium zlúčené, vonkajšie obaly sú odvrhnuté, vytvoria planetárnu hmlovinu a z jadra sa vytvorí biely trpaslík. Viditeľní červení obrovia sú napr.: Mirach, Arktur, Menkar, Scheat. Príklad červeného obra (obr.č.6). Slnko sa dostane do tohto štádia za 5 miliárd rokov.
(obr.č.6)
VÝVOJ HVIEZD S VEĽKOU HMOTNOSŤOU
Vývoj hviezd s veľkou hmotnosťou je podobný, ako vývoj hviezd s malou hmotnosťou, no hviezdy s veľkou hmotnosťou majú dostatočnú hmotnosť nato, aby vo svojom jadre zapaľovali stále ďalšie jadrové fúzie, a preto zanikajú inak. Rad týchto reakcií sa končí pri železe. Železo je mimoriadne stabilné a vytváranie prvkov ťažších, ako železo už neprináša žiadnu energiu, skôr ju spotrebuje. Keď hviezda dosiahla toto štádium, jej centrálne časti už nemôžu produkovať životodarnú energiu a celá hviezda sa nakoniec zrúti pod vplyvom vlastnej gravitácie.