Vznik hviezdy: Rozdiel medzi revíziami

 

Hmota okolo každého z týchto zhlukov do nich postupne padá, pričom jednotlivými zrážkami a premiešavaním molekúl vzrastá aj teplota látky. Tá rastie spolu s veľkosťou zhlukov, až sa za z astronomického hľadiska krátky čas z každého takéhoto chuchvalca hmoty vytvorí guľa zhruba o veľkosti [[slnečná sústava|slnečnej sústavy]], ktorú nazývame [[protohviezda]].

 

Teplota protohviezdy sa postupne zvyšuje. Každé pôvodné kondenzačné centrum nabaľuje na seba ďalší okolitý materiál, ktorého je však v hmlovine stále menej, pretože jednak sa míňa ako ho na seba priťahujú budúce hviezdy a jednak je odfukovaný [[slnečný vietor|hviezdnym vetrom]], ktorý z novovznikajúcich hviezd začína prúdiť. Medzihviezdny materiál sa teda časom nabalí alebo odfúkne a budúca hviezda stratí možnosť zväčšovať svoju hmotnosť, v gravitačnej kontrakcii a s tým spojeným zahrievaním jadra však ďalej pokračuje. Pozorovania naznačujú, že aj najväčšie protohviezdy nemajú viac ako zhruba 60-násobok hmotnosti Slnka. Pri asi 50% až 70% mladých hviezd sú nepriame dôkazy o existencii [[protoplanetárny disk|protoplanetárneho disku]]. Je to disk zbytkového materiálu, z ktorého sa môžu (ale nemusia) utvoriť [[planéta|planéty]]. Životnosť protoplanetárneho disku je ohrozená, ak je v okolí viacero mladých hviezd. Tie môžu svojím hviezdnym vetrom spôsobiť erózoiu a postupný zánik disku.

Doteraz bola zdrojom energie iba [[gravitačná kontrakcia]]. V určitom štádiu, keď zvyšujúca sa teplota v jadre dosiahne niekoľko miliónov stupňov, vystúpi na scénu ďalší zdroj: [[termojadrová reakcia]]. To znamená, že teplota a tlak v jadre sú dostatočne silné na to, aby došlo k jadrovej premene prvkov. '''Tento okamih sa považuje za okamih vzniku hviezdy'''. Gravitačná kontrakcia protohviezdy sa zastaví, pretože energia vznikajúca termonukleárnymi reakciami vyrovná gravitačný tlak a zabezpečí na dlhé obdobie rovnovážny stav hviezdy, ktorá sa „usadí“ na hlavnej postupnosti H-R diagramu. To sa však podarí len protohviezdam s hmotnosťou väčšou ako 0,085 hmotnosti Slnka. Menej hmotné protohviezdy nie sú schopné kontrakciou zahriať svoje centrálne časti na takú teplotu, aby v nich mohlo dôjsť k jadrovej fúzii a stanú sa z nich tzv. hnedí trpaslíci žiariaci prevažne v [[infračervené spektrum|infračervenom obore]], kým nevyčerpajú svoje obmedzené zdroje.

 

 

Takýmto spôsobom sa spaľuje vodík a popolom tejto reakcie je hélium. Celý proces začína v jadre. Časom sa však všetok vodík v jadre minie. Vtedy sa centrálna časť hviezdy trochu stlačí a načnú aj vyššie vrstvy. Začína sa spotrebúvať vodík z okolitého plášťa a celý proces sa postupne posúva smerom k povrchu. Po celý ten čas klesá ťažšie hélium smerom k jadru, kde sa hromadí. Pretože héliové hviezdne jadro je ťažšie ako vodíkové, vlastnou váhou sa stláča, čím sa zvyšuje jeho teplota. Po dostatočnom zvýšení teploty sa začne ďalšia jadrová reakcia, pričom sa začnú vytvárať ďalšie prvky. Takýmto spôsobom postupne dochádza k fúziám stále ťažších prvkov, napr. [[uhlík]]a, [[dusík]]a, [[kyslík]]a, aj inertných plynov ako napríklad [[neón]]u.

 

== Životný cyklus hviezdy ==