Úvod

Otázka vývoja hviezd je pre astrofyziku jedna z najdôležitejších otázok, pretože jej odpoveď by nám odhalila tajomstvá Vesmíru. Odpoveď na túto otázku sa snaží dať Teória o vývoji hviezd. Vývoj hviezd je zmena fyzikálnych charakteristík, vnútornej štruktúry a chemického zloženia hviezd v priebehu času.

Vývoj hviezd: Základné vysvetlenie

Hviezdy sú obrovskými guľami zahriateho plynu. Keď sa na ne pozrieme, na oblohe vyzerajú ako bodky, pretože sú od nás veľmi vzdialené. Hviezdy žiaria, pretože v ich jadrách prebiehajú termonukleárne reakcie. Podobne ako u človeka, rozdeľujeme životy hviezd na narodenie, zrelosť a smrť. Hviezdy sa rodia v obrovských oblakoch prachu a plynu, pričom ich hlavným stavebným prvkom je vodík.

Vznik hviezd

Myšlienkou vytvorenia hviezd zo zriedenej medzihviezdnej hmoty sa zaoberal Isaac Newton (1643 – 1727), ale dôkazy o tom boli získané až začiatkom 20. storočia: Pozorovaním v infračervenej oblasti sa našli vhodné oblaky medzihviezdneho plynu a zistilo sa, že tieto oblaky strácajú stabilitu, zmršťujú sa pod vplyvom gravitácie a stávajú sa hviezdami. Najobľúbenejším príkladom takéhoto oblaku je hmlovina Orion (pozri obrázok nižšie).

Protohviezda

Turbulencia hlboko v týchto oblakoch vytvára tesnenia s dostatočnou hmotnosťou, aby sa pod vplyvom gravitácie začal kolaps. Tesne pred začiatkom zmrštenia je teplota plynu v jadre oblaku iba 10 – 30 K, t. j. ide o jeden z najchladnejších objektov vo Vesmíre. Látka v oblaku je podľa „medzihviezdnych štandardov“ hustá – v 1 metri kubickom sa nachádzajú 2 miliardy molekúl, čo je ale 1016-krát menej ako vo vzduchu pri normálnych podmienkach. Hmotnosť takýchto oblakov je obrovská – dosahuje až milióny slnečných hmotností, vďaka čomu je gravitácia hlavným faktorom ich vývoja. Kým sa oblak zmenšuje, materiál v jeho strede sa začína zohrievať. Takto sa rodí protohviezda. V dôsledku zmršťovania sa zvyšuje vnútorný tlak plynu, a to spomaľuje proces kolapsu. V ďalšej fáze sa plyn postupne zahrieva a protohviezda začína slabo žiariť. Pretože zmršťovanie nie je rovnomerné, hustota sa zvyšuje najviac v centrálnych častiach oblaku. Keď sa teplota dostatočne zvýši, zmršťujúci sa plyn sa začína ionizovať, v  dôsledku čoho sa stáva nepriehľadným pre žiarenie z prostredných častí hviezdy. To spôsobuje, že vonkajšie vrstvy protohviezdy sa zmenšujú, a teplota a tlak v jej strede sa zvyšujú. Čoskoro je tlak taký vysoký, že zmršťovanie končí a vo vnútri oblaku sa vytvára hydrostaticky stabilné jadro. Avšak mimo neho je plyn priehľadný pre infračervené žiarenie a naďalej klesá smerom do stredu. Klesajúca kinetická energia sa mení na teplo, pričom okolo 50 % sa používa na zohrievanie plynu a zvyšok sa vyžaruje von. Keď obal úplne padne na jadro a stane sa priehľadným, jadro „vychádza z prachového kokónu“ a narodí sa mladá HVIEZDA! Pomaly pokračuje vo svojom zmenšovaní sa, pričom uvoľňuje teplo na úkor gravitácie. Časť tohto tepla je odvodená žiarením a druhá časť zohrieva vnútorné vrstvy, čím sa udržiava relatívna hydrostatická rovnováha. Potom, ako teplota v strede hviezdy prekročí niekoľko miliónov stupňov, začínajú fúzne reakcie, ktoré vedú k premene vodíka na hélium.

Keď oblak skolabuje, okolo neho sa sformuje husté, horúce jadro, okolo ktorého sa začína zhromažďovať prach a plyn. Avšak nie všetok tento materiál končí ako súčasť hviezdy – zvyšky prachu sa môžu stať planétami, asteroidmi alebo kométami, alebo jednoducho zostanú existovať vo forme medzihviezdneho prachu.

Ak je hmotnosť kolabujúceho oblaku menšia ako 0,08M, kde M označuje solárnu hmotnosť, nemôže gravitačné zmršťovanie viesť k dostatočne vysokým teplotám na začatie termonukleárnych reakcií. Takéto nezrodené hviezdy sa nazývajú hnedými trpaslíkmi. Jediným zdrojom vnútornej energie hnedých trpaslíkov je gravitačná potenciálna energia. Ak je hmotnosť takéhoto objektu menšia ako 0,002M, nazýva sa planéta. A ak je hmotnosť takéhoto objektu väčšia ako 0,08M, jeho hmotnosť postačuje na pokračovanie termonukleárnych reakcií, a už ide o hviezdu.

Začatím termonukleárnych reakcií sa v jadre hviezdy vytvára až také teplo, že to zabraňuje ďalšiemu zmršťovaniu hviezdy. Rovnováha medzi gravitáciou, ktorá sa snaží zmrštiť hviezdu, a teplom, ktoré sa snaží hviezdu nafúknuť, sa nazýva termodynamická rovnováha. Od tejto chvíle zostáva hviezda na veľmi dlhý čas nezmenenou. Toto je čas života hviezdy – tzv. hlavná postupnosť Hertzsprung-Russellovho diagramu. Pre hviezdu podobnú nášmu Slnku ide o asi 10 miliárd rokov.

Aj keď sa v útrobách každej hviezdy v jej „zrelom období života“ odohrávajú rovnaké procesy, hviezdy sa líšia svoju teplotou (farbou), veľkosťou, hmotnosťou, jasom, vekom. Čím väčšia je hviezda, tým je horúcejšia a jasnejšia. Horúce hviezdy sú modrej farby. Menšie hviezdy sú menej jasné, sú chladnejšie a sú červenej farby. Všeobecne platí, že čím masívnejšia je hviezda, tým kratšia je jej životnosť, aj keď hviezdy žijú miliardy rokov.

Tu je na mieste venovať väčšiu pozornosť Hertzsprung-Russellovmu diagramu (skrátene diagram H-R). Predstavuje graf, ktorý udáva vzťah medzi základnými parametrami hviezd. Začiatkom 20. storočia dvaja astronómovia, Dán Ainar Hertzsprung a Američan Henry Russell, nezávisle od seba zistili, že hviezdy sú usporiadané určitým spôsobom v diagrame spájajúcom spektrálnu triedu hviezd a ich zjavnú a absolútnu veľkosť. Keďže spektrálna trieda súvisí s farbou hviezd a s ich povrchovou teplotou, a absolútna hviezdna veľkosť súvisí so svietivosťou, diagram H-R sa často predstavuje aj ako diagram farba – hviezdna veľkosť alebo teplota – svietivosť.

Na týchto diagramoch nie sú hviezdy rozmiestnené rovnomerne, ale v určitých sekvenciách. Máme Hlavnú postupnosť, ktorá začína hviezdami s vysokou svietivosťou a najvyššou teplotou, potom diagonálne križuje diagram a končí hviezdami s nízkou svietivosťou a najnižšou teplotou. Nachádza sa tu asi 90 % všetkých hviezd. Naše Slnko je tiež v Hlavnej postupnosti. Toto je hviezda spektrálnej triedy G2.

Nad Hlavnou sekvenciou leží oblasť červených obrov a ešte vyššie sú hviezdy s vyššou svietivosťou alebo nadobry. Pod Hlavnou postupnosťou je oblasť bielych trpaslíkov. Ukazuje sa, že Hertzsprungov-Russellov diagram má hlboký zmysel. Nie je to len závislosť medzi veličinami, ale je to evolučná závislosť. Počas svojho vývoja hviezda mení svoju teplotu a jas a pohybuje sa po diagrame. Ak poznáme umiestnenie hviezdy na mape a jej hmotnosť v danom okamihu, môžeme predpovedať, aká bude jej evolučná cesta, t. j. cez ktoré fázy svojho vývoja prejde a ako dokončí svoj priebeh.