Úvod

Otázka vývoje hvězd je pro astrofyziku jedna z nejdůležitějších otázek, protože její odpověď by nám odhalila tajemství vesmíru. Odpověď na tuto otázku se snaží dát Teorie o vývoji hvězd. Vývoj hvězd je změna fyzikálních charakteristik, vnitřní struktury a chemického složení hvězd v průběhu času.

Vývoj hvězd: Základní vysvětlení

Hvězdy jsou obrovskými koulemi zahřátého plynu. Když se na ně podíváme, na obloze vypadají jako tečky, protože jsou od nás velmi vzdálené. Hvězdy září, protože v jejich jádrech probíhají termonukleární reakce. Podobně jako u člověka, rozdělujeme životy hvězd na narození, zralost a smrt. Hvězdy se rodí v obrovských oblacích prachu a plynu, přičemž jejich hlavním stavebním prvkem je vodík.

Vznik hvězd

Myšlenkou vytvoření hvězd ze zředěné mezihvězdné hmoty se zabýval Isaac Newton (1643 – 1727), ale důkazy o tom byly získány až počátkem 20. století: Pozorováním v infračervené oblasti se našly vhodná mračna mezihvězdného plynu a bylo zjištěno, že tato mračna ztrácejí stabilitu, smršťují se pod vlivem gravitace a stávají se hvězdami. Nejoblíbenějším příkladem takového mračna je emisní mlhovina v Orionu, známá také jako M42 (viz obrázek níže).

Protohvězda

Turbulence hluboko v těchto oblacích vytváří shluky s dostatečnou hmotností, aby pod vlivem gravitace začal kolaps. Těsně před začátkem smrštění je teplota plynu v jádru mračna pouze 10 K až 30 K, tj. jde o jeden z nejchladnějších objektů ve vesmíru. Látka v mračně je podle „mezihvězdných standardů“ hustá – v 1 krychlovém metru se nacházejí 2 miliardy molekul, což je ale 1016krát méně než ve vzduchu při normálních podmínkách. Hmotnost takovýchto oblaků je obrovská – dosahuje až miliony slunečních hmotností, díky čemuž je gravitace hlavním faktorem jejich vývoje. Dokud se oblak zmenšuje, materiál v jeho středu se začíná ohřívat. Takto se rodí protohvězda. V důsledku smršťování se zvyšuje vnitřní tlak plynu, a to zpomaluje proces kolapsu. V další fázi se plyn postupně zahřívá a protohvězda začíná slabě zářit. Protože smršťování není rovnoměrné, hustota se zvyšuje nejvíce v centrálních částech oblaku. Když se teplota dostatečně zvýší, smršťující se plyn začíná ionizovat, v důsledku čehož se stává neprůhledným pro záření z prostředních částí hvězdy. To způsobuje, že vnější vrstvy protohvězdy se zmenšují, a teplota a tlak v jejím středu se zvyšují. Brzy je tlak tak vysoký, že smršťování končí a uvnitř oblaku se vytváří hydrostaticky stabilní jádro. Nicméně mimo něj je plyn průhledný pro infračervené záření a nadále klesá směrem do středu. Klesající kinetická energie se mění na teplo, přičemž kolem 50 % se používá na ohřívání plynu a zbytek se vyzařuje ven. Když obal dopadne na jádro a stane se průhledným, narodí se mladá HVĚZDA! Pomalu pokračuje ve svém zmenšování se, přičemž uvolňuje teplo na úkor gravitace. Část tohoto tepla je odvedena zářením a druhá část ohřívá vnitřní vrstvy, čímž se udržuje relativní hydrostatická rovnováha. Poté, jak teplota uprostřed hvězdy překročí několik milionů stupňů, začínají fúzní reakce, které vedou k přeměně vodíku na helium.   

Když oblak zkolabuje, zformuje se kolem něj husté, horké jádro, kolem kterého se začíná shromažďovat prach a plyn. Avšak ne všechen tento materiál končí jako součást hvězdy – zbytky prachu se mohou stát planetami, planetkami nebo kometami, nebo jednoduše zůstanou existovat ve formě mezihvězdného prachu.

Pokud je hmotnost kolabujícího oblaku menší než 0,08M, kde M označuje hmotnost Slunce, nemůže gravitační smršťování vést k dostatečně vysokým teplotám na zahájení termonukleárních reakcí. Takové nezrozené hvězdy se nazývají hnědými trpaslíky. Jediným zdrojem vnitřní energie hnědých trpaslíků je gravitační potenciální energie. Pokud je hmotnost takového objektu menší než 0,002M, nazývá se planeta. A pokud je hmotnost takového objektu větší než 0,08M, jeho hmotnost postačuje k pokračování termonukleárních reakcí, a už jde o hvězdu.

Termodynamická rovnováha

Zahájením termonukleárních reakcí se v jádru hvězdy vytváří takové teplo, že to zabraňuje dalšímu smršťování hvězdy. Rovnováha mezi gravitací, která se snaží smrštit hvězdu, a teplem, které se snaží hvězdu nafouknout, se nazývá termodynamická rovnováha. Od této chvíle zůstává hvězda na velmi dlouhou dobu nezměněnou. V tomto období je hvězda na hlavní posloupnosti Hertzsprungova–Russellova diagramu. Pro hvězdu podobnou našemu Slunci jde o asi 10 miliard let.

I když se v útrobách každé hvězdy v její „zralém období života“ odehrávají stejné procesy, hvězdy se liší svou teplotou (barvou), velikostí, hmotností, jasem, věkem. Čím větší je hvězda, tím je žhavější a jasnější. Horké hvězdy jsou modré barvy. Menší hvězdy jsou méně jasné, jsou chladnější a jsou červené barvy. Obecně platí, že čím hmotnější je hvězda, tím kratší je její životnost, i když hvězdy žijí miliardy let.

Hertzsprungův–Russellův diagram

Nad hlavní posloupností leží oblast červených obrů a ještě výše jsou hvězdy s vyšší jasností neboli veleobři. Pod hlavní posloupností je oblast bílých trpaslíků. Ukazuje se, že Hertzsprungův–Russellův diagram má hluboký smysl. Není to jen závislost mezi veličinami, ale je to i evoluční závislost. Během svého vývoje hvězda mění svou efektivní (povrchovou) teplotu a zářivý výkon (jasnost) a pohybuje se po diagramu. Pokud známe umístění hvězdy na diagramu a její hmotnost v daném okamžiku, můžeme předpovědět, jaká bude její evoluční cesta, tj. jakými fázemi svého vývoje projde a jak dokončí svůj život.