Jdi na obsah Jdi na menu
 


Zánik hvězd

Nejpočetnější hvězdy ve vesmíru, červení trpaslíci, zanikají nenápadně – po vyhoření veškerého paliva pozvolna chladnou až nakonec úplně zhasnou. Hvězdy s hmotností alespoň 0,4 M⊙ se po vyčerpání zásob vodíku v jádře nafouknou a ochladí (z hvězdy se tak sice uvolňuje tepla více, ale z jednoho čtverečního metru méně – povrch tedy chladne, přestože jádro se zahřálo a svítivost vzrostla). Vznikne červený obr. Zhruba za 5 miliard let, kdy Slunce vstoupí do této fáze, se jeho poloměr zvětší na zhruba 1 AU (150 mil. km). To představuje 250násobný nárůst. Slunce ve fázi obra ztratí přibližně 30 % své hmotnosti.

V červených obrech do 2,25 M⊙ pokračuje spalování vodíku ve vrstvě obklopující jádro. Nakonec v jádru vzroste tlak natolik, že začne fúze hélia. Průměr hvězdy se od té doby postupně zmenšuje a povrchová teplota stoupá. Při větších hvězdách jádro přejde přímo ze spalování vodíku na spalování hélia.

Po spotřebování hélia v jádře pokračuje fúze ve vrstvě kolem horkého jádra z uhlíku a kyslíku. Hvězda pak ve vývoji pokračuje cestou paralelní s původní fází červeného obra, ale s vyšší povrchovou teplotou. S postupným zmenšováním hvězdného jádra narůstá intenzita záření z jeho povrchu, což vytvoří takový tlak záření na vnější vrstvy plynů, že je doslova odhodí a vytvoří planetární mlhovinu. Pokud má jádro po odmrštění vnější atmosféry hmotnost menší než 1,4 M⊙, tak se smrští na poměrně malý objekt velký přibližně jako Země – bílý trpaslík. Ten již není dostatečně těžký pro další stlačování materiálu. Je tak žhavý, že bude chladnout více než 13 miliard let, z toho plyne, že nejstarší takto zkolabované hvězdy ještě zdaleka nevychladly. Mohou mít hmotnost od 0,1 až 1,4 Sluncí. Jeden cm3 má tak hmotnost cca 1 tunu (tj. miliónkrát větší, než je hustota vody). Postupně však, velmi pomalu, vybledne na černého trpaslíka.

Velmi těžké hvězdy s hmotností více než 9 M⊙ během fáze hoření hélia expandují a vytvářejí červeného veleobra. Poté, co vyčerpají palivo v jádru, pokračují ve spalování těžších prvků. Jádro se zmenšuje, dokud teplota a tlak nejsou dostatečné k fúzi uhlíku. Tento proces pokračuje dalšími fázemi, ve kterých je palivo nejprve neon, pak kyslík a křemík. Těsně před koncem života fúze pokračuje v sérii vrstev podobných cibuli. Každá vrstva spaluje jiný prvek.

Poslední fáze nastává, když hvězda začne produkovat železo. Protože jádro železa je pevněji vázáno než leckteré jiné těžší jádro, fúze železa nevytváří žádnou energii – a proces, naopak, spotřebovává energii. Ze stejného důvodu se energie nedá získat ani štěpením železa. V relativně starých a velmi těžkých hvězdách se v jádru naakumuluje velké množství nereaktivního železa. Těžké prvky v těchto hvězdách se mohou dostat na povrch, a tak vznikne objekt známý jako Wolfova-Rayetova hvězda s hustým hvězdným větrem. Když železné jádro dosáhne hmotnosti > 1,4 M⊙, již více nedokáže vzdorovat vlastní gravitaci. Jádro náhle kolabuje, elektrony se kombinují s protony a vytvářejí neutrony, neutrina a gama záření. Nárazová vlna vyvolaná kolapsem způsobí výbuch hvězdy, který označujeme jako exploze supernovy. Supernovy jsou tak jasné, že na krátký okamžik prosvítí celou vlastní galaxii. Pokud se vyskytly v naší Galaxii, daly se pozorovat pouhým okem. Ještě mohutnější jsou exploze hypernov.

Většina hmoty hvězdy je rozmetána výbuchem supernovy (tak vznikají mlhoviny jako např. Krabí mlhovina) a to, co zůstane, je neutronová hvězda (která se někdy projevuje jako pulsar) nebo v případě největších hvězd (dostatečně velkých, aby zanechaly hvězdný zůstatek těžší než ~ 4 M⊙) vznikne černá díra. Při neutronové hvězdě je hmota ve stavu známém jako degenerovaná neutronová hmota, případně může v jádru obsahovat ještě exotičtější formu hmoty tzv. QCD hmotu. V případě černé díry je hmota ve stavu, kterému v současnosti nerozumíme.

Hmota, která je hvězdou vyvržena v podobě planetární mlhoviny nebo zbytků po výbuchu supernovy, se neustále rozpíná, mísí se s mezihvězdnou hmotou a vrací se tím do oběhu, takže za nějaký čas z ní mohou vzniknout nové hvězdy. Odvržené vnější vrstvy umírajících hvězd obsahují těžké prvky, které po zrecyklovaný další generací hvězd umožňují vznik kamenných planet.

Modely života hvězd jsou jen teoriemi – vzhledem k velké délce života i těch nejkratších žijících hvězd lidstvo ještě nemělo možnost sledovat nějakou hvězdu od jejího vzniku až po zánik. Tyto modely vycházejí z pozorování hvězd s odlišnými vlastnostmi – hvězd hlavní posloupnosti, obrů, bílých trpalíků a podobně, přičemž se předpokládá, že během dlouhého časového období dochází k postupným proměnám hvězd z jedné pozorované formy na druhou.