Dokončete životní cyklus hvězdy

Hvězdy se skládají převážně z vodíku a heliových plynů. Dramaticky se liší velikostí, svítivostí a teplotou a žijí miliardy let a procházejí několika fázemi. Naše vlastní slunce je typická hvězda, jedna ze stovek miliard, která vrhá Mléčnou dráhu.

Životní cyklus hvězdy se skládá z řady dobře definovaných fází.

Hvězdy se rodí ve velkých galaktických „školkách“ zvaných mlhoviny, latinské slovo, které znamená mrak. Mlhoviny jsou husté mraky prachu a plynu, které mohou vést ke stovkám hvězd. V některých oblastech mlhoviny se plyn a prach shromažďují jako shluky.

Nová hvězda vzniká, když jeden z těchto shluků nahromadí tolik hmoty, že se zhroutí silou své vlastní gravitace. Zvýšená hustota kondenzujícího mraku způsobuje výrazné zvýšení jeho teploty. Nakonec se teplota tak zvýší, že dojde k jaderné fúzi a vytvoří se „kojenecká“ hvězda zvaná protostar.

Jakmile protostar nashromáždí dostatek hmoty z okolních oblaků plynu a prachu, stane se hvězdou hlavní sekvence. Hvězdy hlavní sekvence spojují atomy vodíku dohromady a vytvářejí helium v ​​procesu známém jako jaderná fúze. Hvězdy mohou v této fázi existovat miliardy let. Naše slunce je v současné době ve své hlavní fázi.

Svítivost hvězdy silně závisí na její hmotnosti. Čím hmotnější je hlavní posloupnost hvězd, tím větší svítivost bude mít. Barva hvězdy hlavní sekvence je ukazatelem teploty hvězdy. Žhavější hvězdy budou modré nebo bílé a chladnější hvězdy červené nebo oranžové. Hmotnost hvězdy ovlivní také její životnost. Čím více má hvězda hmotnosti, tím kratší bude její životnost.

Po miliardy let hoření hlavní posloupnost hvězd nakonec vyčerpá zásoby paliva, protože většina jejího vodíku se přeměňuje na helium jadernou fúzí. V tomto bodě životního cyklu hvězdy způsobí přebytek hélia teplotu hvězdy. Když k tomu dojde, hvězda se rozšíří a stane se červeným obrem.

Červené obry jsou jasně červené barvy. Jsou také větší a mnohem jasnější než hvězdy hlavní posloupnosti. Vzhledem k tomu, že jádro červeného obra se nadále rozpadá pod vlivem gravitační síly, bude dostatečně husté na to, aby přeměnilo zbývající zásoby hélia na uhlík. K tomu dochází po dobu přibližně 100 milionů let, dokud není čas, aby hvězda zemřela. Stejně jako hmota bude diktovat svítivost hvězdy, bude také určovat způsob smrti hvězdy.

Hvězdy hlavní sekvence, které mají nižší hmotnosti, se nakonec stávají bílými trpaslíky. Jakmile rudý obr spálí svou zásobou hélia, hvězda ztratí hmotu. Jeho zbývající jádro uhlíku bude i nadále chladnout a snižovat svítivost po miliardy let, dokud se nestane bílým trpaslíkem.

Nakonec bílý trpaslík přestane úplně vyrábět energii a ztmavne, aby se stal černým trpaslíkem. Bílé trpasličí hvězdy jsou menší, hustší a méně světelné než hvězdy červených obrů. Hustota bílých trpasličích hvězd je tak velká, že pouhá lžíce bílého trpasličího materiálu by vážila několik tun.

Hvězdy hlavní posloupnosti, které mají vyšší hmotnosti, mají zemřít při dramatických a násilných explozích nazývaných supernovy. Jakmile tyto hvězdy spálí svou zásobou hélia, zbývající uhlíkové jádro se nakonec přemění na železo. Toto železné jádro se poté zhroutí pod svou vlastní tíhou, dokud nedosáhne bodu, kdy se hmota začne odrážet od svého povrchu.

Když k tomu dojde, dojde k masivní explozi, která vygeneruje brilantní záblesk světla, který se někdy může rovnat svítivosti celé galaxie hvězd. Během několika výbuchů supernov se protony a elektrony spojí a vytvoří neutrony. To zase vede ke vzniku extrémně hustých hvězd nazývaných neutronové hvězdy.