Úvod

Po fáze Hlavnej postupnosti prichádzajú hviezdy k svojim záverečným fázam života. V závislosti od svojej hmotnosti sa každá hviezda vydá inou cestou. Až kým neskončí ako biely trpaslík, neutrónová hviezda alebo čierna diera.

Vývoj hviezd: Záverečné fázy

Keď hviezda spáli všetok vodík, ktorý sa nachádza v jej jadre, jadrové reakcie sa zastavia. Dochádza teda k tomu, že sa hviezda už „nezohrieva“, a tak sa nedá udržiavať jej rovnováha, jej jadro sa začína zmenšovať a byť čo raz viac horúcejšie. Vonkajšie vrstvy sa však ochladzujú a rozširujú sa, čím sa hviezda mení na červeného obra.

Obrázok poskytuje porovnanie veľkosti Slnka ako normálnej hviezdy a čím bude, keď sa zo Slnka stane červený obor – rozdiel je obrovský

Červený obor

Ak je hviezda dostatočne masívna, kolabujúce jadro sa môže zahriať natoľko, aby podporovalo aj „exotickejšie“ jadrové reakcie, pri ktorých horí hélium a vytvára ťažšie prvky až po železo. Potom sa červený obor zmenší a hviezda bude opäť vyzerať „normálne“. Takéto reakcie však ponúkajú len dočasné riešenie. Nepotrvá to dlho, pretože hélium sa veľmi rýchlo vyčerpá a hviezda sa opäť stane červeným obrom.

Biely trpaslík

Pre hviezdu podobnú nášmu Slnku, po tejto fáze, už nebude nič, čo by udržovalo tieto jadrové reakcie, takže stred týchto hviezd skolabuje a zmrští sa; môže potom dosiahnuť rozmery Zeme, ale hmotnosť bude mať ako hmotnosť Slnka! Takýto veľmi hustý objekt sa nazýva biely trpaslík. Jeden kúsok bieleho trpaslíka o veľkosti mobilného telefónu bude vážiť rovnako ako slon na Zemi!

Bieli trpaslíci, ktorých veľkosť je približne rovnaká ako veľkosť Zeme, ale hmotnosť je približne rovnaká ako hmotnosť hviezdy, ohromujú astronómov – prečo teda nepokračuje zrútenie (kolaps hviezdy)? Aká sila udržuje hmotnosť jadra? Kvantová mechanika ponúka vysvetlenie. Tlak rýchlo sa pohybujúcich elektrónov bráni zrúteniu hviezdy. Čím je jadro mohutnejšie, tým hustejší je biely trpaslík, ktorý sa formuje. Čím menší je priemer trpaslíka, tým väčšia je jeho hmotnosť. Tieto paradoxné hviezdy sú v skutočnosti veľmi bežné – aj naše Slnko sa stane bielym trpaslíkom o miliardy rokov. Jednou takou hviezdou je Sirius B – satelit najjasnejšej hviezdy na našej oblohe.

Počas horenia hélia v jadrách červených obrov sa generujú tepelné impulzy, ktoré odfukujú vonkajšie škrupiny hviezd do medzihviezdneho priestoru. Tento jav môže mať za následok vyhodenie viac ako polovice hviezdnej hmoty. V dôsledku toho sa okolo hviezdy vytvorí rozširujúci sa obal plynu nazývaný planetárna hmlovina. Planetárne hmloviny nemajú nič spoločné s planétami – len vyzerajú ako planéty, keď sa na ne pozeráme cez malé ďalekohľady!

Obrázok ukazuje typickú planetárnu hmlovinu M57 s bielym trpaslíkom v jej strede. Táto fáza netrvá dlho – planetárna hmlovina sa rozptýli v okolitom medzihviezdnom priestore za asi 100 000 rokov a obohatí ju ťažšími prvkami.

Hviezdy, ktoré majú hmotnosť vyššiu ako 8 slnečných hmotností, môžu udržovať rovnováhu o niečo dlhšie, pretože ich jadrá sa môžu zahrievať na vyššie teploty a spúšťať „exotickejšie“ jadrové reakcie – vytvárajú sa napríklad neón, kyslík, kremík, dokonca sa vytvára aj železné jadro. Ak mala hviezda v štádiu červeného obra väčšiu hmotnosť, nazýva sa červený nadobor. A po štádiu nadobra nasleduje veľkolepá explózia nazývaná výbuch supernovy. Výbuch uvoľňuje také veľké množstvo hmoty z vonkajších vrstiev hviezdy, že sa v priestore okolo nej rýchlo vytvárajú rozširujúce sa plynové obaly, nazývané zvyšky supernov. Je tu zobrazený zvyšok supernovy z roku 1054 vo viditeľnej oblasti – slávna hmlovina v súhvezdí Taurus.

Neutrónová hviezda

Pretože hviezda bola veľmi masívna a hmotnosť jej zvyšku je viac ako 1,4 slnečných hmotností, nemôže zostať bielym trpaslíkom, a to preto, lebo tlak degenerovaného elektrónového plynu nedokáže zabrániť gravitačnému kolapsu a  hviezda sa aj naďalej zmenšuje. Ničia sa pri tom nielen atómy, ale aj jadrá atómov – objavujú sa voľné protóny a neutróny a hviezda sa stáva neutrónovou hviezdou. Hustota neutrónovej hviezdy je asi 1 018 kg/m³ , čo z nej robí veľmi hustým objekt. Rozmery takýchto hviezd nepresahujú 10 – 30 km. Toto je veľkosť jedného veľkého mesta na Zemi. Predstavte si teda, že sa hviezdy, pôvodne s veľkosťou nášho Slnka, zmestia napríklad do Londýna!

Čierna diera

Keď je hmotnosť hviezdneho zvyšku väčšia ako 3 slnečné hmotnosti, ani tlak neutrónového plynu nemôže zastaviť gravitačný kolaps. Výsledkom je objekt neobmedzene vysokej hustoty a nekonečnej veľkosti – vytvára sa tzv. čierna diera. V dôsledku obrovskej gravitačnej sily sa zakrivenie priestoru stáva veľmi veľkým a pri veľkosti asi 5 km sa priestor „uzatvára sám do seba“ a ani svetlo ho nemôže opustiť. Týmto sa stáva objekt neviditeľným. Jediným spôsobom, ako indikovať takýto objekt je ten, že sa skúma priestor okolo neho, kde hmota, ktorá špirálovite padá do čiernej diery, to robí tak rýchlo, že sa pri tom zohrieva až natoľko, že dochádza k vyžarovaniu veľmi vysokej energie vo forme röntgenových a gama lúčov, ktoré sa dajú zaznamenať. Predpokladá sa, že takýto objekt je výkonný zdroj röntgenových lúčov Labuť X-1.