Hertzsprungov-Russellov diagram

Hviezda s hmotnosťou M = 1 M_S

V bode 1 sa v mezihviezdnom zárodočnom mračne začína tvoriť hviezda (často sa blízko seba rodí viac hviezd a vznikajú tak dvojhviezdy, viacnásobné hviezdy či dokonca hviezdokopy). Táto fáza trvá najviac niekoľko sto miliónov rokov.

Naberaním hmoty zo zárodočného mračna dochádza k gravitačnému zmršťovaniu, ktoré zvyšuje teplotu protohviezdy. Vďaka tomu sa začnú jadrové reakcie a protohviezda sa stáva hviezdou. K tejto premene dochádza na tzv. Hyashiho línii (bod 2). Avšak z dôvodu pomalého pohybu fotónu od stredu hviezdy k povrchu sa prvé žiarenie dostane na povrch až za niekoľko miliónov rokov. V tom čase sa „odfúkne“ väčšina zostávajúceho zárodočného oblaku, z ktorého sa za niekoľko sto miliónov rokov môžu vytvoriť planéty.

Vo hviezde sa postupne vyrovnáva tlak plynu a gravitácia a zostupuje na hlavnú postupnosť (bod 3). Stabilná hviezda na hlavnej postupnosti strávi väčšinu svojho aktívneho života. Žiarivý výkon hviezdy je úmerný tretej mocnine hmotnosti – to znamená, že čím je hviezda hmotnejšia, tým rýchlejšie spaľuje svoju hmotu a jej život je kratší. Čím je hmotnejšia, tým je jej teplota a žiarivosť väčšia a tým je hviezda bližšie k ľavému hornému koncu hlavnej postupnosti.

V tejto fáze sa nachádza Slnko, ktoré tu zotrvá ešte približne 5 miliárd rokov.

Keď hviezda spáli všetky svoje zásoby jadrového paliva (vodíka), začne sa vplyvom vlastnej gravitácie rútiť, čo zapríčiní ďalšie zvýšenie teploty. Zahrievaním sa v jadre opäť zapália jadrové reakcie a začne sa spaľovať hélium. Hviezda sa tým opäť rozopne a ochladne (bod 4). Väčší povrch však preváži úbytok teploty a hviezda žiari s omnoho väčšou intenzitou – žiarivý výkon v tomto období hviezdy je úmerný štvrtej mocnine hmotnosti. V tejto dobe je hviezda o hmotnosti 1 M_S stará približne 10 miliárd rokov a ďalších asi 5 miliárd rokov v tejto fáze zostane.

Po vyčerpaní všetkého hélia už v hviezde nemôžu pre jej nízku hmotnosť začať ďalšie jadrové reakcie a hviezda sa začne gravitačne zmršťovať. Hviezda odhodí svoje vonkajšie vrstvy a v jej zvyšných častiach dôjde ku gravitačnému zrúteniu do tzv. bieleho trpaslíka (bod 5).

Tým, že sa všetka zostávajúca hmota hviezdy zrúti do priemeru maximálne len niekoľko tisíc kilometrov, sa zvýši hustota a teplota a biely trpaslík preto dlhý čas žiari aj bez priebehu jadrových reakcií.

Biely trpaslík chladne veľmi pomaly, a preto hviezdy v tomto stave zostávajú bezo zmeny bilióny rokov.

Poznámka:

• M_S je hmotnosť Slnka
• Príklad je uvedený pre hviezdu o hmotnosti Slnka

Hviezda s hmotnosťou M = 10 M_S

V bode 1 sa v medzihviezdnom zárodečnom mračne začína tvoriť hviezda (často sa rodí viac hviezd a vznikajú tak dvojhviezdy, viacnásobné hviezdy či dokonca hviezdokopy). Tato fáza trvá najviac niekoľko sto miliónov rokov.

Naberaním hmoty zo zárodočného mračna dochádza ku gravitačnému zmršťovaniu, ktoré zvyšuje teplotu protohviezdy. Vďaka tomu sa zažnú termojadrové reakcie a protohviezda sa stáva hviezdou. K tejto premene dochádza na tzv. Hyashiho línii (bod 2). Avšak z dôvodu pomalého pohybu fotónov od stredu hviezdy (kde vznikli) k povrchu sa prvé žiarenie dostane von až za niekoľko miliónov rokov. V tom čase sa „odfúkne“ väčšina zostávajúceho zárodočného oblaku, z ktorého sa za niekoľko sto miliónov rokov môžu vytvoriť planéty.

Vo hviezde sa postupne vyrovnáva tlak plynu a gravitácia a hviezda zostupuje na hlavnú postupnosť (bod 3). Stabilná hviezda na hlavnej postupnosti strávi, podobne ako v predchádzajúcom prípade, väčšinu svojho aktívneho života. Žiarivý výkon hviezdy je úmerný tretej mocnine hmotnosti – to znamená, že čím je hviezda hmotnejšia, tým rýchlejšie spaľuje svoju hmotu a jej život je kratší. Hviezda s hmotnosťou 10 M_S zotrvá na hlavnej postupnosti približne 150 miliónov rokov.

Keď hviezda spáli všetky svoje zásoby jadrového paliva (vodík), začne pod vplyvom vlastnej gravitácie kolabovať, čo zapríčiní ďalšie zvýšenie teploty. Zahrievaním sa v jadre opäť zažnú jadrové reakcie a začne sa spaľovať hélium. Hviezda sa tým opäť rozopne, jej povrch ochladne a dostane sa do oblasti obrov (bod 4). Väčší povrch však preváži úbytok teploty a hviezda žiari s oveľa väčšou intenzitou – žiarivý výkon v tomto období hviezdy je úmerný štvrtej mocnine hmotnosti. V tejto fáze hviezda s hmotnosťou 10 M_S zotrvá maximálne rádovo desiatky miliónov rokov. Po vyčerpaní všetkého hélia hviezda v dôsledku svojej hmotnosti opäť začne kolabovať a tým aj zvyšovať teplotu v jadre. Následkom toho sa zapáli ďalšie jadrové palivo – uhlík. Hviezda zväčší svoje rozmery a žiarivosť a v HR diagrame sa dostáva do oblasti nadobrov (bod 5).

Po vyčerpaní uhlíkového jadrového paliva hviezda začne znova gravitačne kolabovať. Rázová vlna však narazí na malé jadro a odrazí sa späť. Obrovské sily rozmetajú plynnú atmosféru hviezdy a hviezda opúšťa hranice HR diagramu a stáva sa tzv. supernovou (bod 6) intenzitou žiarenia rovnej niekoľkým miliónom sĺnk.

Po niekoľkých rokoch zostane na mieste hviezdy zrútené jadro s veľkosťou len niekoľko kilometrov s hmotnosťou minimálne 1,4 M_S. Hustota takéhoto jadra je obrovská – rádovo 10¹⁷ kg/m³. Takáto obrovská hustota rozdrví aj jadrá atómov a vzniká tak tzv. neutrónová hviezda obklopená medzihviezdnym mračnom, pozostatkom supernovy, ktoré bolo v predchádzajúcich fázach rozmetané do okolia. Niektoré neutrónové hviezdy s veľkým magnetickým poľom a vysokými otáčkami sú pozorovatelné ako tzv. pulzary.

Kým od zrodu hviezdy do tejto fázy uplynulo približne 250 miliónov rokov, neutrónová hviezda zostane v tomto stave niekoľko triliónov rokov.

Poznámka:

• M_S je hmotnosť Slnka
• Príklad je uvedený pre hviezdu s hmotnosťou M = 10 M_S

Hviezda s hmotnosťou M = 50 M_S

V bode 1 sa v medzihviezdnom zárodočnom mračne začína tvoriť hviezda (často sa rodí viac hviezd a vznikajú tak dvojhviezdy, viacnásobné hviezdy či dokonca hviezdokopy). Tato fáza trvá najviac niekoľko sto miliónov rokov. Ďalší vývoj je rovnaký ako v predchádzajúcich dvoch prípadoch. Naberaním hmoty sa zvyšuje teplota protohviezdy až napokon dôjde k zapáleniu termojadrových reakcií (bod 2) a hviezda zostúpi na hlavnú postupnosť (bod 3). Hviezda s hmotnosťou 50 M_S zotrvá na hlavnej postupnosti približne 100 miliónov rokov.

Keď hviezda spáli všetky svoje zásoby jadrového paliva (vodík), začne pod vplyvom vlastnej gravitácie kolabovať, čo zapríčiní ďalšie zvýšenie teploty. Zahrievaním sa v jadre opäť zažnú jadrové reakcie a začne sa spaľovať hélium. Hviezda sa tým opäť rozopne, jej povrch ochladne a dostane sa do oblasti obrov (bod 4). Väčší povrch však preváži úbytok teploty a hviezda žiari s oveľa väčšou intenzitou – žiarivý výkon v tomto období hviezdy je úmerný štvrtej mocnine hmotnosti. V tejto fáze hviezda s hmotnosťou 10 M_S zotrvá maximálne rádovo desiatky miliónov rokov. Po vyčerpaní všetkého hélia hviezda v dôsledku svojej hmotnosti opäť začne kolabovať a tým aj zvyšovať teplotu v jadre. Následkom toho sa zapáli ďalšie jadrové palivo – uhlík. Hviezda zväčší svoje rozmery a žiarivosť a v HR diagrame sa dostáva do oblasti nadobrov (bod 5).

Po vyčerpaní uhlíkového jadrového paliva hviezda začne znova gravitačne kolabovať. Pretože hmotnosť hviezdy je veľká, zažnú sa ďalšie jadrové reakcie ťažších prvkov, ako je uhlík. Hviezda ešte zväčší svoj objem a posúva sa na HR diagrame do bodu 6. Kolobeh jadrových reakcií prestane až vznikom železného jadra (železné jadro má totiž najúspornejšie riešenú stavbu atómového jadra a nemôže byť zapojené do žiadnej termojadrovej reakcie). Tento stav nastáva pre hviezdu s hmotnosťou 50 M_S vo veku približne 180 miliónov rokov.

Gravitačný kolaps, ktorý nasleduje po vypálení všetkého jadrového paliva, je ukončený približne po ďalších 20 miliónoch rokov. Kvôli obrovskej hmotnosti hviezdy prevážia gravitačné sily nad ostatnými silami držiacimi hmotu pohromade a hviezda sa zrúti sama do seba a opúšťa HR diagram ako čierna diera (bod 7). V tejto fáze čierna diera vydrží mnoho miliárd rokov, teoreticky až do chvíle, kým za Hawkingovým procesom úplne nevyparí (čo by však nastalo za oveľa dlhšiu dobu, než je predpokladaná dĺžka existencie vesmíru).

Poznámky:

• M_S je hmotnosť Slnka
• Príklad je uvedený pre hviezdu s hmotnosťou M = 50 M_S
• Ešte hmotnejšie hviezdy (viac ako 120 M_S hmotností Slnka) by boli nestabilné a vo vesmíre sa nevyskytujú