Dokončite životný cyklus hviezdy

Hviezdy sú tvorené predovšetkým vodíkom a plynmi hélia. Líšia sa dramaticky veľkosťou, svietivosťou a teplotou a žijú miliardy rokov a prechádzajú niekoľkými fázami. Naše vlastné slnko je typická hviezda, jedna zo stoviek miliárd, ktorá vrha okolo Mliečnej dráhy.

Životný cyklus hviezdy pozostáva z niekoľkých presne definovaných etáp.

Hviezdy sa rodia vo veľkých galaktických „škôlkach“ nazývaných hmloviny, latinské slovo, ktoré znamená mrak. Hmloviny sú husté oblaky prachu a plynu, z ktorých môžu vzniknúť stovky hviezd. V niektorých oblastiach hmloviny sa plyn a prach zhromažďujú ako zhluky.

Nová hviezda vzniká, keď jeden z týchto zhlukov nahromadí toľko hmoty, že sa zrúti silou vlastnej gravitácie. Zvýšená hustota kondenzačného mraku spôsobuje výrazné zvýšenie jeho teploty. Nakoniec bude teplota taká vysoká, že dôjde k jadrovej fúzii a vznikne „kojenecká“ hviezda nazývaná protostar.

Len čo protohviezda zhromaždí dostatok hmoty z okolitých oblakov plynu a prachu, stane sa hviezdou hlavnej sekvencie. Hviezdy hlavnej sekvencie spájajú atómy vodíka dohromady a vytvárajú hélium v ​​procese známom ako jadrová fúzia. Hviezdy môžu v tejto fáze existovať miliardy rokov. Naše slnko je v súčasnosti v hlavnej fáze sledu.

Svietivosť hviezdy veľmi závisí od jej hmotnosti. Čím hmotnejšia je hviezda hlavnej sekvencie, tým viac svietivosti bude mať. Farba hviezdy hlavnej sekvencie je údajom o teplote hviezdy. Žiarivejšie hviezdy budú vyzerať modré alebo biele a chladnejšie hviezdy červené alebo oranžové. Hmotnosť hviezdy tiež ovplyvní jej životnosť. Čím viac má hviezda hmotnosti, tým kratšia bude jej životnosť.

Keď bude hviezda hlavnej sekvencie horieť miliardy rokov, nakoniec vyčerpá zásoby paliva, pretože väčšina jej vodíka sa pomocou jadrovej fúzie premieňa na hélium. V tomto bode životného cyklu hviezdy prebytok hélia spôsobuje zvýšenie teploty hviezdy. Keď k tomu dôjde, hviezda sa rozšíri a stane sa červeným obrom.

Červené obry sú jasne červenej farby. Sú tiež väčšie a oveľa žiarivejšie ako hviezdy hlavnej sekvencie. Keď sa jadro červeného obra naďalej zrúti pod vplyvom gravitačnej sily, bude dostatočne husté na to, aby zmenilo svoju zostávajúcu zásobu hélia na uhlík. K tomu dochádza v priebehu približne 100 miliónov rokov, kým nie je čas na to, aby hviezda zomrela. Rovnako ako hmotnosť bude diktovať svietivosť hviezdy, bude určovať aj spôsob smrti hviezdy.

Z hviezd hlavnej sekvencie, ktoré majú nižšiu hmotnosť, sa nakoniec stanú bieli trpaslíci. Len čo červený gigant spálil prívod hélia, hviezda stratí svoju hmotnosť. Jeho zostávajúce jadro uhlíka bude naďalej chladnúť a znižovať svietivosť po miliardy rokov, kým sa z neho nestane biely trpaslík.

Nakoniec biely trpaslík prestane úplne vyrábať energiu a stmavne, aby sa z neho stal čierny trpaslík. Biele trpasličie hviezdy sú menšie, hustejšie a menej žiarivé ako hviezdy červeného obra. Hustota bielych trpasličích hviezd je taká veľká, že obyčajná lyžica bieleho trpasličieho materiálu by vážila niekoľko ton.

Hviezdy hlavnej sekvencie, ktoré majú vyššiu hmotnosť, majú zomrieť pri dramatických a násilných výbuchoch, ktoré sa nazývajú supernovy. Akonáhle tieto hviezdy zhoria prostredníctvom svojej zásoby hélia, zostávajúce uhlíkové jadro sa nakoniec premení na železo. Toto železné jadro sa potom zrúti pod vlastnou váhou, kým nedosiahne bod, v ktorom sa hmota začne odrážať od svojho povrchu.

Keď k tomu dôjde, dôjde k masívnej explózii, ktorá vygeneruje brilantný záblesk svetla, ktorý sa niekedy môže rovnať svietivosti celej galaxie hviezd. Počas niektorých výbuchov supernov sa protóny a elektróny spoja a vytvoria neutróny. To zase vedie k vzniku extrémne hustých hviezd, ktoré sa nazývajú neutrónové hviezdy.