Hertzsprungův–Russellův diagram

Hvězda o hmotnost M = 1 M_S

V bodě 1 se v mezihvězdném zárodečném mračnu začíná tvořit hvězda (často se rodí více hvězd a vznikají tak dvojhvězdy či dokonce hvězdokupy). Tato fáze trvá nejvýše několik set milionů let.

Nabýváním hmoty ze zárodečného mračna dochází ke gravitačnímu smršťování, které zvyšuje teplotu protohvězdy. Díky tomu se zažehnou jaderné reakce a protohvězda se stává hvězdou. K této proměně dochází na Hayashiho linii (bod 2). Ovšem z důvodu pomalého pohybu fotonu od středu hvězdy k povrchu se první záření dostane ven až za několik milionů let. V té době se „odfoukne“ většina zbylého zárodečného oblaku, z kterého se za několik set milionů let mohou vytvořit planety.

Ve hvězdě se postupně vyrovnává tlak plynu a gravitace a sestupuje na hlavní posloupnost (bod 3). Na hlavní posloupnosti se nacházejí hvězdy s termojadernou reakcí, při které je přeměňován vodík na helium. Stabilní hvězda s hmotností blízkou hmotnosti Slunce stráví na hlavní posloupnosti většinu svého aktivního života a září žlutooranžově, viz diagram. Zářivý výkon hvězdy je úměrný třetí mocnině hmotnosti – to znamená, že čím je hvězda hmotnější, tím rychleji spaluje svou hmotu a její život je kratší.

V této fázi se nalézá i naše Slunce, které zde setrvá ještě přibližně 5 miliard let.[1] Za zajímavost stojí, že než foton z reakce v jádru hvězdy „vykličkuje“ ven, může to trvat až miliony let (je pohlcován a opět vyzařován v náhodném směru), zatímco od povrchu Slunce k nám je to jen 8 minut a 20 sekund.

Když hvězda spálí veškeré své zásoby jaderného paliva (vodíku), poklesne tlak fotonů a hvězda se začne vlivem vlastní gravitace rychle hroutit, což zapříčiní další zvýšení teploty. Zahříváním se v jádru opět zažehnou jaderné reakce avšak tentokrát se začne spalovat helium.Helium je přeměnováno na uhlík.Hvězda se tím značně rozepne a rozepnutím zchladne (bod 4), takže místo žluto-oranžově začne svítit oranžovo-červeně. Mluvíme proto o hvězdách ve stadiu rudého obra. Větší povrch však převáží úbytek teploty a hvězda září s mnohem větší intenzitou – zářivý výkon v tomto období hvězdy je úměrný čtvrté mocnině hmotnosti. V této době je hvězda o hmotnosti 1 M_S stará přibližně 10 miliard let a dalších asi 5 miliard let v této fázi zůstane.

Po vyčerpání veškerého helia už ve hvězdě nemohou pro její nízkou hmotnost začít další jaderné reakce a hvězda se začne gravitačně smršťovat. Hvězda odhodí svou atmosféru a dojde ke gravitačnímu zhroucení do tzv. bílého trpaslíka (bod 5).Hmotnost bílého trpaslíka k zažehnutí další jaderné reakce již nestačí.To se týká ovšem hvězd s hmotností do cca 2,1 M_S (teoreticky až 5 M_S). Hvězdy hmotnější než je hmotnost uvedená se hroutí až do stavu zvaného neutronová hvězda – viz níže. Při původní hmotnosti vyšší než asi 5 M_S nedojde k rovnováze ani ve formě neutronové hvězdy a hvězda nakonec přejde do stavu nazývaného černá díra.

Tím, že se všechna hmota původní hvězdy s hmotností do 2,1 M_S zhroutí do průměru maximálně jen několika tisíc kilometrů, se zvýší hustota a teplota a bílý trpaslík proto září i bez průběhu jaderných reakcí.

Bílý trpaslík chladne velice pomalu, a proto hvězdy v tomto stavu setrvávají beze změn biliony let.

Hvězdy s hmotností pod přibližně 0,25 M_S neprochází stádiem rudého obra a po vyčerpání zásob vodíku se hroutí přímo do stádia bílého trpaslíka. [2]

Poznámka:

• M_S je hmotnost Slunce
• Příklad je uveden pro hvězdu o hmotnosti našeho Slunce

Hvězda o hmotnost M = 10 M_S

V bodě 1 se v mezihvězdném zárodečném mračnu začíná tvořit hvězda (často se rodí více hvězd a vznikají tak dvojhvězdy či dokonce hvězdokupy). Tato fáze trvá nejvýše několik set milionů let.

Nabýváním hmoty ze zárodečného mračna dochází ke gravitačnímu smršťování, které zvyšuje teplotu protohvězdy. Díky tomu se zažehnou jaderné reakce a protohvězda se stává hvězdou. K této proměně dochází na Hyashiho linii (bod 2). Ovšem z důvodu pomalého pohybu fotonu od středu hvězdy k povrchu se první záření dostane ven až za několik milionů let. V té době se „odfoukne“ většina zbylého zárodečného oblaku, z kterého se za několik set milionů let mohou vytvořit planety.

Ve hvězdě se postupně vyrovnává tlak plynu a gravitace a sestupuje na hlavní posloupnost (bod 3). Stabilní hvězda na hlavní posloupnosti stráví většinu svého aktivního života. Zářivý výkon hvězdy je úměrný třetí mocnině hmotnosti – to znamená, že čím je hvězda hmotnější, tím rychleji spaluje svou hmotu a její život je kratší.

Hvězda o hmotnosti 10 M_S setrvá na hlavní posloupnosti přibližně 150 milionů let.

Když hvězda spálí veškeré své zásoby jaderného paliva (vodík), začne se vlivem vlastní gravitace hroutit, což zapříčiní další zvýšení teploty. Zahříváním se v jádru opět zažehnou jaderné reakce a začne se spalovat helium. Hvězda se tím opět rozepne, zchladne a dostane se do oblasti obrů (bod 4). Větší povrch však převáží úbytek teploty a hvězda září s mnohem větší intenzitou – zářivý výkon v tomto období hvězdy je úměrný čtvrté mocnině hmotnosti. V této době hvězda o hmotnosti 10 M_S setrvá maximálně v řádu desítek milionů let.

Po vyčerpání veškerého helia se hvězda v důsledku své hmotnosti opět začne hroutit a tím i zvyšovat teplotu v jádru. Následkem toho zažehne další jaderné palivo – uhlík. Hvězda zvětší své rozměry i zářivost a v HR diagramu se dostává do oblasti veleobrů (bod 5).

Po vyčerpání i uhlíkového jaderného paliva se hvězda začne gravitačně hroutit. Rázová vlna však narazí na malé jádro a odrazí se zpět. Děj proběhne v řádu minut až desítek minut. Obrovské síly rozmetou plynnou atmosféru hvězdy a hvězda opouští hranice HR diagramu a stává se supernovou (bod 6) svítící intenzitou rovnou několika milionům Sluncí.

Po několika letech zůstane na místě hvězdy zhroucené jádro veliké jen několika kilometrů o hmotnosti přibližně 1,4 M_S. Hustota takového jádra je obrovská – řádově 10¹⁷ kg/m³. Takto obrovská hustota rozdrtí i jádra atomů a vzniká tak tzv. neutronová hvězda (bod 7) obklopená mezihvězdným mračnem, které bylo v předchozích fázích rozmetáno do okolí.

Některé neutronové hvězdy s velikým magnetickým polem a vysokými otáčkami jsou pozorovatelné jako tzv. pulsary.

Zatímco od zrodu hvězdy do této fáze uplynulo přibližně 250 milionů let, neutronová hvězda zůstane v tomto stavu několik trilionů let.

Poznámka:

• M_S je hmotnost Slunce
• Příklad je uveden pro hvězdu o hmotnosti M = 10 M_S

Hvězda o hmotnost M = 50 M_S

V bodě 1 se v mezihvězdném zárodečném mračnu začíná tvořit hvězda (často se rodí více hvězd a vznikají tak dvojhvězdy či dokonce hvězdokupy). Tato fáze trvá nejvýše několik set milionů let.

Nabýváním hmoty ze zárodečného mračna dochází ke gravitačnímu smršťování, které zvyšuje teplotu protohvězdy. Díky tomu se zažehnou jaderné reakce a protohvězda se stává hvězdou. K této proměně dochází na Hyashiho linii (bod 2). Ovšem z důvodu pomalého pohybu fotonu od středu hvězdy k povrchu se první záření dostane ven až za několik milionů let. V té době se „odfoukne“ většina zbylého zárodečného oblaku, z kterého se za několik set milionů let mohou vytvořit planety.

Ve hvězdě se postupně vyrovnává tlak plynu a gravitace a sestupuje na hlavní posloupnost (bod 3). Stabilní hvězda na hlavní posloupnosti stráví většinu svého aktivního života. Zářivý výkon hvězdy je úměrný třetí mocnině hmotnosti – to znamená, že čím je hvězda hmotnější, tím rychleji spaluje svou hmotu a její život je kratší.

Hvězda o hmotnosti 50 M_S setrvá na hlavní posloupnosti přibližně 100 milionů let.

Když hvězda spálí veškeré své zásoby jaderného paliva (vodík), začne se vlivem vlastní gravitace hroutit, což zapříčiní další zvýšení teploty. Zahříváním se v jádru opět zažehnou jaderné reakce a začne se spalovat helium. Hvězda se tím opět rozepne, zchladne a dostane se do oblasti obrů (bod 4). Větší povrch však převáží úbytek teploty a hvězda září s mnohem větší intenzitou – zářivý výkon v tomto období hvězdy je úměrný čtvrté mocnině hmotnosti. V této době hvězda o hmotnosti 50 M_S setrvá maximálně v řádu desítek milionů let.

Po vyčerpání veškerého helia se hvězda v důsledku své hmotnosti opět začne hroutit a tím i zvyšovat teplotu v jádru. Následkem toho zažehne další jaderné palivo – uhlík. Hvězda zvětší své rozměry i zářivost a v HR diagramu se dostává do oblasti veleobrů (bod 5).

Po vyčerpání i uhlíkového jaderného paliva se hvězda začne gravitačně hroutit. Protože hmotnost hvězdy je veliká, zažehnou se další jaderné reakce těžších prvků, než je uhlík. Hvězda ještě zvětší svůj objem a posouvá se na HR diagramu do bodu 6. Koloběh jaderných reakcí přestane až vznikem železného jádra (železné jádro má totiž nejúsporněji řešenou stavbu atomového jádra a nelze získat energii z jeho termojaderné reakce). Tento stav nastává pro hvězdu o hmotnosti 50 M_S ve stáří přibližně 180 milionů let.

Gravitační hroucení, jež následuje po vypálení veškerého jaderného paliva, je ukončeno přibližně po dalších 20 milionech let. Kvůli obrovské hmotnosti hvězdy převáží gravitační síly nad ostatními silami držící hmotu pohromadě a hvězda se zhroutí sama do sebe a opouští HR diagram jako černá díra (bod 7).

V této fázi černá díra vydrží mnoho miliard let.

Poznámky:

• M_S je hmotnost Slunce
• Příklad je uveden pro hvězdu o hmotnosti M = 50 M_S
• Ještě hmotnější hvězdy (přibližně hmotnější než 120 M_S) by byly nestabilní a ve vesmíru se nevyskytují