Štandartný evolučný model vesmíru s veľkým treskom má racionálny základ, ale mali by sme si uvedomiť, že vesmír ktorý nastúpil na scénu iba s prvkami vodík, hélium a deutérium a bez vznikajúcich vesmírnych makro a mikro štruktúr už od prvých okamihov jeho vzniku sa správa paradoxne. Z tohoto dôvodu je rozumnejšie prijať argumentáciu, že tvorba prvkov vo vesmíre prebiehala tak, ako sme to v tejto kapitole opisovali. Ak by naše tvrdenia boli v súlade s objektívnou pravdou, potom aj vek vesmíru je podstatne kratší (viď kapitola „Radiálna rýchlosť častíc v expandujúcom vesmíre“ ), než tvrdia autori štandartných modelov vesmiru.


Vznik hviezdy

Hviezdy vznikajú z chladných kozmických oblakov hmlovín riedkeho prachu a plynu, ktorého hustota je zanedbateľná. Hmloviny delíme na Galaktické - hmloviny vo vnútri našej galaxie, a Mimogalaktické - hmloviny, ktoré sa nachádzajú za hranicami našej galaxie. Galaktické delíme na hmloviny svietiace a hmloviny tmavé, a hmloviny difúzne a hmloviny planetárne. Mimogalaktické delíme na eliptické, špirálové a nepravidelné. Hmota v týchto oblakoch sa pôsobením príťažlivých síl začne zhlukovať. Tam, kde je hmoty najviac, vznikne gravitačné centrum a to priťahuje hmotu z okolia. Ako hmota padá, naráža na iné častice a jej pohybová energia sa rozkladá aj do iných smerov, čo sa prejaví ako teplo. Premena hmloviny na guľu trvá milión rokov. Keď dosiahne určitú veľkosť, utvorí sa vnútri jadro so zreteľnou teplotou, niekoľko desiatok tisíc stupňov. Prach v okolí sa vyparí na molekuly, tie sa rozpadnú na atómy a atómy najpočetnejšieho prvku vodíka sa rozpadnú na jadrá a elektróny. Takýto objekt nežiari vo viditeľnom svetle. Keď teplota na povrchu vystúpi na tisíc stupňov, vznikne z nej zdroj infračerveného žiarenia. Takýto objekt sa nazýva protohviezda. Keď vnútri vystúpi teplota na niekoľko miliónov stupňov, objaví sa nový zdroj energie (jadrová energia).

Prebieha transmutácia prvkov tvz.proteosyntéza. Najprv ľahké prvky a ich izotopy (deutérium, lítium, bór). A po niekoľko desiatok miliónov rokov nadobudne veľkosť, štruktúru a vzhľad ako naše Slnko. V normálnej hviezde sa mení vodík na hélium. 70% vodíka, ako má Slnko, bude spaľovať desať miliárd rokov. Hélium je ťažšie ako vodík a preto vyvolá na jadro väčší tlak a v dôsledku toho sa zvýši teplota v okolí jadra. A tak môže vodíková reakcia prebiehať aj mimo jadra. Tak hviezda zväčšuje svoj objem. Zväčšovanie objemu zväčší hviezdu na hviezdu obra s priemerom 100 krát až 1000 krát väčším, ako je dnešný priemer Slnka. V dôsledku rozpínania sa bude ochladzovať, pričom bude svietiť prevažne červenou farbou. Preto sa volá červený obor. Héliové jadro neprodukuje energiu, ale tlakom povrchu sa zohrieva a keď dosiahne 80 miliónov stupňov, zapáli sa druhá jadrová reakcia. Proces, pri ktorom vznikajú vo hviezde z ľahších prvkov ťažšie, tento proces sa nazýva proteosyntéza. Hélium sa mení na uhlík. V tomto štádiu hviezda pozostáva z hustého malého jadra, v ktorom sa mení hélium na uhlík, z hustého obalu okolo jadra, v ktorom sa mení vodík na hélium, ale tiež aj z veľmi tenkej atmosféry. Ďalší vývoj závisí od hmotnosti hviezdy. Na opísanie vzťahu medzi svietivosťou a spektrálnym typom, ale aj medzi svietivosťou a povrchovou teplotou a teda aj farbou hviezd sa používa Hertzsprungov - Rusallov diagram.

Zánik hviezdy
Hviezdy, ako naše Slnko vytvoria uhlíkové jadro obklopené horiacim héliom. Ich hmota nestačí viac stlačiť jadro a tým zvýšiť teplotu tak, aby sa spustila ďalšia jadrová reakcia. Hviezda začne chladnúť. Malá gravitačná viazanosť a tlak jej žiarenia spôsobia, že povrchové vrstvy červeného obra sa začnú rozptyľovať a vytvoria riedku svietiacu hmlovinu. Červená farba hviezdy sa mení na bielu. Takéto objekty nazývame biele trpaslíki.

Biely trpaslík
Biele trpaslíky predstavujú konečné štádium života normálnych hviezd, teda takých ako naše Slnko. Bieli trpaslíci žijú iba zo zásob tepla, pomaly chladnú a ich intenzita svetla pomaly klesá, ich farba sa mení na žltú, oranžovú, červenú a nakoniec zmiznú.
Neutrónová hviezda
Ďalším možným osudom hviezdy je vznik neutrónovej hviezdy. Hviezda o väčšej hmotnosti, spáli svoje jadrové palivo oveľa rýchlejšie ako hviezdy s menšou hmotnosťou a cez velobra exploduje. Tento objekt sa nazýva supernova . Zo supernovy môže vzniknúť neutrónová hviezda alebo čierna diera, podľa hmotnosti hviezdy. Mladý indický fyzik Subrahmanyan Chandresakhar, vypočítal, že pre vznik čiernej diery je nutná hmotnosť hviezdy asi 1,4 hmotnosti Slnka. Táto hodnota sa nazýva Chandresakharov limit. Ruský fyzik Lev Davidovič Landau vypočítal podobnú hodnotu, ale upozornil na iný osud hviezdy a to práve na spomínanú neutrónovú hviezdu. Vďaka obrovskému tlaku v jadre hviezdy sú elektróny obiehajúce okolo jadra atómov vtláčané do jadra atómov. Tam sa elektróny spájajú s protónmi a vznikajú ďalšie neutróny. Po istom čase sa jadro skladá takmer zo samých neutrónov. Pre vznik neutrónovej hviezdy je potrebná hmotnosť hviezdy medzi 1,5 až 3 hmotnosti Slnka. No blíži sa to viac k 3 Slnkám. Niektoré neutrónové hviezdy rotujú obrovskou rýchlosťou a emitujú žiarenie, ktoré sa pravidelne opakuje -pulzuje. Takéto objekty sa nazývajú pulsary.