Malé hviezdy

Malé hviezdy majú hmotnosť do jeden a pol násobku hmotnosti Slnka. Vznikajú vtedy, keď v hmlovine začne kondenzovať oblasť s vyššou hustotou do obrovskej globule plynu a prachu, tá sa v dôsledku vlastnej gravitácie začne zmršťovať. Zhluky s kondenzovanou hmotou sa vo vnútri zohrievajú, začínajú žiariť a vznikajú protohviezdy. Ak je protohviezda dostatočne hmotná, teplota v strede dosahuje približne 15 miliónov°C, Pri tejto teplote začínajú nukleárne reakcie, pri ktorých sa vodík mení na hélium. Pri jadrovej reakcii sa uvoľňuje energia, ktorá bráni hviezde v ďalšej kontrakcii a spôsobuje, že hviezda začne svietiť.Stala sa z nej hviezda hlavnej postupnosti. Hviezda s hmotnosťou asi ako hmotnosť Slnka zostáva hviezdou hlavnej postupnosti približne 10 miliárd rokov, kým sa všetok vodík v jadre hviezdy bepremení na hélium. Héliové jadro sa potom opäť scvrkne a nukleárne reakcie pokračujú vo vrstve okolo jadra. Jadro sa stane dostatočne horúce na to, aby sa hélum reakciami menilo na uhlík. Vonkajšie vrstvy hviezdy sa pritom rozpínajú, chladnú a ich svietivosť klesá. Rpzpínajúcu sa hviezdu nazývame červený obor. Keď sa hélium v jadre spotrebuje, vonkajšie vrstvy hviezdy môžu uniknúť vo forme rozpínajúcej sa plynnej obálky nazývanej planetárna hmlovina. Zvyšok jadra (asi 80% pôvodnej hviezdy) sa teraz dostáva do posledných štádií vývoja. Mení sa na bieleho trpaslíka, ktorý postupne chladne a tmavne. Keď prestane svietiť, z mŕtvej hviezdy sa stáva čierny trpaslík.

Obrázok štruktúry malej hviezdy

Mohutné hviezdy

Sú to hviezdy, ktoré majú prinajmenšom trojnásobnú hmotnosť Slnka. Niektoré až takmer 50-násobnú. Takáto hviezda sa vyvíja podobne ako malá hviezda až po štádium hviezdy hlavnej postupnosti. Počas trvania štádia hviezdy hlavnej postupnosti hviezda stabilne svieti, až kým sa vodík v jej jadre nepremení na hélium. Tento proces trvá u malej hviezdy miliardy rokov, ale u veľmi hmotnej hviezdy len milióny rokov. Mohutná hviezda sa potom stáva červeným nadobrom, ktorý má na začiatku héliové jadro obklopené vonkajšími vrstvami chladnúceho, rozpínajúceho sa plynu. Počas nasledujúcich miliónov rokov vytvárajú jadrové reakcie v obálke okolo kovového jadra rôzne prvky. Nakoniec sa jadro zrúti v čase kratšom ako sekunda a zapríčiní obrovskú explóziu, ktorú nazývame supernova, pričom rázové vlny rozmetajú vonkajšie vrstvy hviezdy do okolia. Krátky čas svietia supernovy jasnejšie ako celá galaxia.

Ak má zvyšok jadra hmotnosť v rozpätí jeden a pol až tri hmotnosti Slnka, začne sa zmršťovať do útlej, hustej neutrónovej hviezdy. Ak má podstatne vyššiu hmotnosť ako tri hmotnosti Slnka, zmršťuje sa až do štádia čiernej diery.
> Praktické poznámky <

Obrázok štruktúry hviezdneho obra

Neutrónové hviezdy a čierne diery

Neutrónové hviezdy a čierne diery sa formujú zo zvyškov jadier hviezd, ktoré explodovali ako supernovy. Ak má zvyšok jadra hmotnosť 1,5 až 3-násobne väčšiu ako hmotnosť Slnka, zmršťuje sa a vytvára neutrónovú hviezdu. Ak má toto jadro hmotnosť trojnásobne väčšiu ako hmotnosť Slnka, tiež sa zmršťuje, ale vytvára čiernu dieru. Pre neutrónové hviezdy je typické, že majú priemer len okolo 10 kilometrov a skladajú sa takmer výlučne zo subatómových častíc, nazývaných neutróny. Sú také husté, že čajová lyžička látky takejto hviezdy by mala hmotnosť asi miliardu ton. Neutrónové hviezdy pozorujeme ako pulzary. Nazývajú sa tak pre svoju rýchlu rotáciu a vyžarovanie dvoch zväzkov rádiových vĺn, ktoré putujú po oblohe a sú tetegované ako krátke pulzy. Čierne diery sú charakteristické extrémne vysokou gravitáciou, ktorá je taká silná, že z nej nemôže uniknúť ani svetlo. Výsledkom toho je, že čierne diery sú neviditeľné. Môžeme ich však detegovať, ak sa v ich blízkosti nachádza hviezda - sprievodca. Gravitácia čiernej diery priťahuje plyn zo sprievodnej hviezdy, vytvára akrečný disk, ktorý špiráluje okolo čiernej diery vysokou rýchlosťou, zahrieva sa a emituje žiarenie. Nakoniec táto hmota došpiráluje za tzv. horizont udalostí (hranica čiernej diery), čím zmizne z viditeľnej oblasti vesmíru.