Hviezdny
vývoj
je
spojitá postupnosť jednotlivých etáp existencie hviezd. Hviezdy vznikajú pri
gravitačnom zmršťovaní hmoty ( predovšetkým vodíka ) v hmlovinách. Zohrievajú sa vplyvom Kelvinovej-Helmholtzovej kontrakcie, keď teplota v ich
vnútri dosiahne približne 10 miliónov K, spustí sa termojadrová
reakcia, ktorá produkuje energiu premenou vodíka na hélium pri
protónovo-protónovej reakcii alebo CNO cykle. Hviezdy sa pritom nachádzajú na
hlavnej postupnosti v Hertzsprungovom-Russellovom
diagrame. Tento stav trvá minimálne milióny rokov podľa ich hmotnosti (
miliardy rokov pre hviezdy podobné Slnku ) a pokračuje tak dlho, kým hmotnosť
hélia v jadre nedosiahne Schonbergovu-Chandrasekharovu
medzu. Vodík sa potom v obálke obklopujúcej jadro premení a hviezda sa vyvinie
do štádia obrej hviezdy, ktorá zväčšuje svoj polomer a jej povrchová teplota
klesá. Hviezdy s hmotnosťou väčšou ako 0, 4 hmotnosti Slnka začnú pri jadrovej
syntéze premieňať hélium na uhlík a uhlík na ťažšie prvky. Hviezda nakoniec
vyčerpá jadrové palivo. Väčšina hviezd vtedy odhodí vonkajšie vrstvy, odhalí
héliové jadro a stane sa bielym
trpaslíkom. Jednou takou hviezdou je FG Sagittae,
ktorá sa v súčastnom období vyvíja veľmi rýchlo. Keď sa jadro hmotných hviezd
pri výbuchu supernovy
zrúti, vytvorí sa neutrónová
hviezda alebo čierna
diera. Hviezda sa zrúti vtedy, ak je hmotnosť jej zvyšku väčšia ako Chandrasekharova medza. Vývoj tesných dvojhviezd
je oveľa komplikovanejší, pretože jednotlivé zložky si môžu navzájom vymieňať
hmotu.
Biely
trpaslík je horúca hviezda ( s povrchovou teplotou okolo 30 000 K ) s nízkou
svietivosťou a veľmi vysokou hustotou ( stotisíc až stomiliónkrát
vyššou ako hustota vody ) . Biely trpaslík vyčerpal svoje jadrové palivo,
vytvára ho teda degenerovaná hmota a svieti vďaka zvyškovému svetlu. V podstate
pomaly chladne. Priemer typického bieleho trpaslíka je podobný priemeru Zrejme,
jeho hmota sa však rovná hmote Slnka. Horná hranica hmotnosti bieleho trpaslíka
je tzv. Chandrasekharova medza ( 1,44 hmoty Slnka ) .
Biely trpaslíci sú najpočetnejším typom zo všetkých záverečných štádií
hviezdneho vývoja a niekoľko z nich sa našlo aj v okolí Slnka. Sú to však slabo
žiariace telesá a nevidieť ich voľným okom. Najznámejším a prvým objaveným
bielym trpaslíkom je sprievodca Síria. Mnohé biele trpaslíky
sú pulzujúcimi premennými hviezdami. Samotný biely trpaslíci môžu celkom
vychladnúť a stať sa tak nežiariacimi telesami. Výskyt bielych trpaslíkov v
tesných dvojhviezdnych systémoch je príčinou vzniku kataklizmatických
premenných hviezd a výbuchov supernov typu I.
Neutrónová
hviezda je veľmi horúca, výnimočne hustá hviezda. Jej hustota sa zvyčajne
pohybuje okolo 1011˛ až 1015-krát väčších hodnôt, ako je hustota vody, a asi
miliónkrát väčších ako hustota bieleho trpaslíka. Elektróny a protóny hviezdy
navzájom interagovali, takže jadro je zložené
prevažne z neutrónov. Neutrónové hviezdy majú iba okolo 10 až 20 km priemer.
Preto je aj ich jasnosť veľmi malá, normálnymi metódami sa nedá zaznamenať.
Rotujúce neutrónové hviezdy s výrazným magnetickým poľom môžu byť pozorované
ako pulzary.
Predpokladá sa aj existencia neutrónových hviezd ako súčastí mnohých
röntgenových dvojhviezd. Všeobecne sa pokladajú za
poslednú vývojovú fázu hviezd s hmotnosťou medzi Candrasekharovou
medzou ( 1,44 hmotnosti Slnka ) a asi trojnásobkom hmotnosti Slnka. Hviezdy z
väčšou hmotnosťou sa potom stávajú čiernymi dierami. Neutrónové hviezdy
vznikajú zrútením hviezdneho jadra. Po vyčerpaní paliva hviezdy vybuchujú ako supernovy typu II.
Čierna
diera je konečné štádium hviezdy, ktorej hmotnosť, a teda aj gravitačná sila,
sú také veľké, že hviezda podľahne katastrofickému gravitačnému zrúteniu,
prekonávajúcemu akékoľvek hranice. Hmota je stále viac a viac stláčaná do
objektu s nepatrným rozmerom a nekonečnou hustotou. Podľa Einsteinovej
všeobecnej teórie relativity vzniká pri nekonečných gravitačných silách singularita. Pokračovaním tohto procesu vzrastá na povrchu
gravitačné pole, častice i svetlo z povrchu hviezd čoraz ťažšie unikajú. Takáto
hviezda vlastne uzavrie priestor okolo seba, takže funguje ako jednocestná membrána
a z tzv. horizontu udalostí neunikne do okolitého priestoru ani svetlo, lebo
gravitačné pole na povrchu je nekonečne silné a úniková rýchlosť je vyššia ako
rýchlosť svetla. Rozpadávajúca sa hviezda sa stáva čiernou dierou a jediné, čím
pôsobí na svoje okolie, je v podstate gravitačná sila pôvodnej hviezdy - inak
je hviezda celkom neregistovateľná. Polomer horizontu
udalostí súvisí ( a v prípade nerotujúcich čiernych dier je dokonca totožný )
so Schwarzschildovým polomerom pomenovaným podľa
nemeckého astronóma Karola Schwarzschilda, ktorý v r.
1916 prišiel na správne riešenie Einsteinovej
rovnice. Toto riešenie popisuje iba nerotujúcu čiernu dieru. Zodpovedajúce
riešenie pre rotujúcu čiernu dieru našiel r. 1963 novozélandský fyzik Roy Kerr. Schwarzschildov
polomer okolo čiernej diery môže byť veľmi malý. Hviezda, trikrát hmotnejšia
ako naše Slnko, pravdepodobne vytvorí čiernu dieru so Schwarzschildovým
polomerom 9 km. Astronómovia predpokladajú, že v Galaxii jestvuje veľa čiernych
dier. Röntgenové žiarenie zo zdroja Cygnus X-1, dvojhviezdy v súhvezdí Labute, skutočne s najväčšou
pravdepodobnosťou spôsobuje prítomnosť čiernej diery, ktorá vznikla z jednej
zložky dvojhviezdy. Plyn prúdi z povrchu zvyčajnej
viditeľnej hviezdy a vťahuje ho akréačný disk obklopujúci
neviditeľného člena systému, ktorým je čierna diera. Tento víriaci kotúč plynu
sa trením zahrieva na desiatky miliónov stupňov. Horúci plyn vyžaruje
röntgenové lúče, ktoré zachytili satelity skúmajúce tento systém. Niektorý
astronómovia sa domnievajú, a dnes na to majú dôkazy, že veľké čierne diery sa
môžu nachádzať aj v centre niektorých galaxií, vrátane našej Galaxie. Uvažuje
sa aj o tom, že veľmi malé čierne diery sa sformovali pôsobením vysokého tlaku
v počiatočnej fáze vzniku vesmíru. Ak tieto čierne diery majú Schwarzschildov polomer porovnateľný z veľkosťou atómu,
potom v týchto prípadoch musíme brať do úvahy aj zákony kvantovej mechaniky. Z
hľadiska Einsteinovej teórie gravitácie predstavuje
horizont udalostí nepreniknuteľnú prekážku. Ak sa pokúsime prihliadať aj na
kvantovú mechaniku, zistíme, že hmota z vnútra čiernej diery sa môže ``pretunelovať`` von procesom podobným rádioaktívnemu
procesu, pravda, za cenu úbytku hmoty čiernej diery. Kvantové vyparovanie
čiernych dier však trvá značne dlho, s výnimkou veľmi malých čiernych dier.
Nepatrné čierne diery, ktorých hmotnosť sa rovná hmotnosti priemernej hory, ale
ktorých Schwarzschildov polomer je veľký ako atómové
jadro, dokonca končia kvantové vyparovanie výbuchom. Je možné, že takýto výbuch
je zdrojom pozorovaných gama žiarení. Existenciu čiernych dier na základe Newtonovej teórie gravitácie predpovedal r. 1798 Laplace. Predpokladal, že svetlo sa skladá z prúdu
nepatrných častíc a snažil sa vypočítať hustotu, akú musí mať teleso, aby tieto
častice nenávratne pritiahlo na svoj povrch. Laplaceova
čierna diera sa len vonkajším atribútom podobá skutočnému konečnému štádiu
vývoja hviezd, je iná ako Einsteinova, ale výsledky
obidvoch výpočtov sú podobné.
Supernova je konečné štádium hmotných hviezd. Výbuch hviezdy, pri
ktorom sa jej jasnosť môže zvýšiť o dvadsať aj viac magnitúd.
Supernova je asi 1 000-krát mohutnejšia než nova.
Supernovy možno rozdeliť do dvoch základných typov : Supernovy typu I vznikajú zrejme explóziou bielych
trpaslíkov, ktorý sú zložkami dvojhviezd. Trpaslík
gravitačne priťahuje vodík z druhej zložky, takže jeho hmotnosť sa zvyšuje. Vo
chvíli, keď prekročí istú kritickú hranicu 1,44 hmotnosti Slnka ( Chandrasekharova medza ) , spustí sa termojadrová
reakcia, nastane výbuch, ktorý hviezdu rozmetie. Supernovy
typu II, naopak, vznikajú z veľmi hmotných hviezd. Počas explózie hviezda
vyžiari toľko energie, koľko za celý svoj dovtedajší život. Pozostatkom po
výbuchu môže byť neutrónová hviezda alebo čierna diera. Supernovy
typu II sa od supernov typu I odlišujú tak spektrom (
v spektre typu II sú jasné čiary vodíka ) , ako aj svetelnou krivkou. Posledná supernova, pozorovateľná na severnej pologuli voľným okom,
vzbĺkla roku 1604. Krátko pred ňou to bola r. 1572 Tychova
hviezda. Usudzuje sa, že v našej Galaxii vybuchne supernova
priemerne raz za 30 rokov, väčšina z nich však zostáva skrytá v oblakoch medzihviezdneho plynu a prachu. Každý rok možno pozorovať
výbuchy v iných galaxiách, napr. výbuch Supernovy
1987 A vo Veľkom Magellanovom mraku. Prvky ťažšie ako
železo vznikajú termojadrovými reakciami iba pri
výbuchu supernovy. Prítomnosť takýchto prvkov na Zemi
dokazuje, že prahmlovinu, z ktorej postupne vznikala
slnečná sústava, v minulosti niekoľkokrát zasiahol výbuch supernovy.
Prvý výbuch dal pravdepodobne aj podnet na zmršťovanie zárodočného oblaku.
Pulzar je veľmi rýchlo rotujúca neutrónová hviezda, ktorá vyžaruje
úzky kužeľ svetla. Keď pulzar pretína obežnú dráhu
Zeme, možno ho pozorovať ako pulzujúci rádiový zdroj. Pulzary
však môžu byť aj zdrojom gama žiarenia, röntgenového i optického žiarenia. Majú
veľmi silné magnetické pole, ktorého os je sklonená voči rotačnej osi.
Elektróny, špirálovito obiehajúce v magnetickom poli, emitujú synchrotrónové žiarenie, ktoré sa sústreďuje pozdĺž
magnetickej osi a vytvára tak zmienený kužeľ. Prvý pulzar
bol objavený r. 1967 a dnes ich poznáme už stovky. Ich periódy sa pohybujú od milisekúnd po niekoľko sekúnd. Interakcie s magnetickým
poľom Galaxie postupne spomaľujú periódu väčšiny z nich. Niektorým sa perióda
zrýchľuje, zrejme miernou kontrakciou neutrónovej hviezdy. Najmladšími známymi pulzarmi sú krátkoperiodické
optické pulzary v pozostatkoch supernov.
Do tejto skupiny zaraďujeme pulzar Vela, Taurus A v Krabej hmlovine
a zrejme aj pozostatok po Supernove 1987 A.
Najkratšie periódy - okolo 0,001 s - vykazujú tzv. milisekundové
pulzary, ktorých rotáciu pravdepodobne urýchľuje akreácia hmoty z druhej zložky binárneho pulzaru.
Nova je kataklizmatická premenná hviezda, ktorá zrazu prudko
zvýši svoju jasnosť o 7 až 19 magnitúd, a po
niekoľkých mesiacoch sa vracia k svojej pôvodnej jasnosti. Novy sú zvyčajne dvojhviezdy. Jedna ich zložka je biely trpaslík a neďaleko
neho je aj druhá zložka. Plyn z druhej zložky sa odčerpáva na povrch trpaslíka,
kde po nahromadení určitého množstva vybuchuje v dôsledku jadrovej fúzie a
plynová obálka hviezdy sa odhodí. V takom systéme sa výbuch môže v desaťročných
alebo storočných intervaloch zopakovať, pri niektorých rekurentných
novách ( podtyp NR )
zaznamenali dokonca už dva až šesť výbuchov v priebehu niekoľkých desaťročí.
Výbuch novy nezničí hviezdu úplne, ako je to pri výbuchu supernov.
V našej Galaxii dochádza asi k tridsiatim výbuchom ročne, väčšinu z nich nám
však zakrývajú medzihviezdne prachové mračná v rovine
Galaxie. Novy však vidíme pre ich vysokú jasnosť aj v blízkych galaxiách. Pri
maximálnej jasnosti môže mať nova absolútnu magnitúdu až -8m. Jasnosť rýchlych nov ( podtyp NA ) sa stráca z maxima asi o 3m za približne 100
dní, návrat pomalej novy na zvyčajnú hodnotu jasnosti trvá aj vyše 150 dní.
Výbuchy veľmi pomalých nov určitých symbiotických hviezd sú zvyčajne obsiahnuté
v podtype NC.
Hmlovina
je rozsiahly, voči hviezdam nehybný hmlový svetlý alebo tmavý oblak na
hviezdnom pozadí. Hmloviny zvyčajne členíme na difúzne (skladajúce sa z prachu
a plynu), planetárne a na zvyšky supernov Difúzne
hmloviny členíme na jasné a tmavé. Jasné hmloviny môžu mať podobu celostnej
oblasti alebo môžu na oblohe v jemných riasach zabrať až niekoľko stupňov.
Samotný jas hmloviny má dvoch pôvodcov. Buď ho spôsobuje blízka hviezda, ktorej
rozptýlené svetlo ožaruje hmlovinu (reflexná hmlovina), alebo, pokiaľ je
prítomná veľmi horúca hviezda (ako napr. v Stromgrenovej
sfére), spôsobuje svit elektromagnetického žiarenia atómov vodíka ionizovaných
hviezdou (hovoríme o emisnej hmlovine, ktorej najznámejším príkladom je Veľká
hmlovina v Orióne). Informácie o hustote a zložení plynu sa odvodzujú zo
spektra takéhoto objektu. Tmavé hmloviny obsahujú husté oblaky prachu a plynu,
ktoré absorbujú alebo zakrývajú svetlo hviezd v pozadí, ako aj hviezd vnútri
hmloviny. Planetárne hmloviny, ktorých poznáme asi tisíc, nemajú s planétami
nič spoločné. Ide o rozpínajúci sa plynový obal, ktorý z ďalekohľadu vyzerá ako
hmlistý krúžok alebo kotúčik obklopujúci centrálnu, spravidla veľmi horúcu
hviezdu. Plynový obal bol vymrštený do okolia. Horúca centrálna hviezda je
vlastne iba jadrom pôvodnej hviezdy. Túto malú hviezdu nazývame biely trpaslík.
Zvyšky supernov sú vytvorené materiálom vymršteným
pri explózii supernov a sú aj jasnými emisnými
hmlovinami. Najznámejšia z nich je Krabia hmlovina v súhvezdí Býka, ktorej
výbuch pozorovali starý Číňania už r. 1604 Johannes Kepler, majú podobné vlastnosti. Na zistenie synchrotrónového žiarenia vysielaného hmlovinami slúži
rádiová astronómia. Synchrotrónové žiarenie produkujú
elektróny krúžiace rýchlosťou blížiacou sa rýchlosti svetla v magnetickom poli
vnútri hmloviny.