Hvězdy, jako lidé, mohou být novorozenci,mladý, starý. Každou chvíli umírá jedna hvězda a ostatní se tvoří. Obvykle jsou nejmladší z nich jako Slunce. Jsou ve fázi formace a ve skutečnosti představují protostary. Astronomové jim říkají T-Taurus hvězdy, po jménu jejich prototypu. Svými vlastnostmi - například světelností - jsou protosteary proměnné, protože jejich existence ještě nevstoupila do stabilní fáze. Mnoho z nich je kolem hodně věcí. Hvězdy typu T vysílají silné větrné proudy.
Pokud látka spadne na povrch protostaru,rychle hoří a mění se na teplo. V důsledku toho se teplota protostarů neustále zvyšuje. Když se tak zvedne tolik, že jaderná reakce začíná ve středu hvězdy, protostar převezme status obyčejného. S nástupem průběhu jaderných reakcí se ve hvězdách objevuje konstantní zdroj energie, který dlouhodobě udržuje svou životně důležitou aktivitu. Jak dlouho život cyklus hvězdy ve vesmíru bude záviset na původní velikosti. Domníváme se však, že hvězdy, průměr Slunce, energie stačí k tomu, aby existovaly pohodlně asi 10 miliard let. Navzdory tomu se také stane, že ještě masivnější hvězdy žijí jen několik milionů let. To je způsobeno skutečností, že spalují své palivo mnohem rychleji.
Každá z hvězd je sraženinahorký plyn. V jejich hloubkách probíhá proces výroby jaderné energie. Nicméně ne všechny hvězdy jsou jako Slunce. Jedním z hlavních rozdílů je barva. Hvězdy jsou nejen žluté, ale také modravé, načervenalé.
Oni se liší a na takových znameních, jako je lesk,jas. Jak jasná pozorovaná hvězda z povrchu Země bude záviset nejen na její světelnosti, ale také na odlehlosti od naší planety. Vzhledem k vzdálenosti k Zemi mohou mít hvězdy zcela odlišný jas. Tato hodnota se pohybuje od desetitisíce jasu Slunce až po jasnost srovnatelnou s více než milionem Sluncí.
Většina hvězd je ve spodní částitoto spektrum je tlumené. V mnoha ohledech je Slunce průměrnou, typickou hvězdou. Nicméně ve srovnání s ostatními má mnohem větší jas. Velké množství tlumených hvězd lze pozorovat i pouhým okem. Důvodem, proč se hvězdy liší v jasnosti, je jejich hmotnost. Změna barvy, lesku a jasu v průběhu času závisí na množství hmoty.
Lidé se dlouho snažili sledovat život hvězd,ale první pokusy vědců byly poměrně plaché. Prvním úspěchem bylo použití Laneova zákona k hypotéze Helmholtz-Kelvina o gravitační kompresi. To přineslo astronomii nové chápání: teoreticky by teplota hvězdy měla stoupat (její index je nepřímo úměrný poloměru hvězdy), dokud zvýšení hustoty zpomalí kompresní procesy. Spotřeba energie bude vyšší než její příchod. V tomto okamžiku se hvězda rychle uklidní.
Jedna z původních hypotéz o životním cykluHvězdu navrhl astronom Norman Lokier. On věřil, že hvězdy vznikají z meteorické záležitosti. V tomto případě se ustanovení jeho hypotézy opíraly nejen o teoretické závěry dostupné v astronomii, ale také o údaje spektrální analýzy hvězd. Lockier byl přesvědčen, že chemické prvky, které se podílejí na vývoji nebeských těles, se skládají z elementárních částic - "proto-elementů". Na rozdíl od moderních neutronů, protonů a elektronů nemají společný, ale individuální charakter. Například podle Lockyera se vodík rozkládá na takzvaný "proto-vodík"; železo se stává "proto-železem". Jiní astronomové, jako například James Hopwood, Jacob Zeldovich a Fred Hoyle, se pokusili popsat životní cyklus hvězdy.
Hvězdy velkých velikostí jsou nejžhavějšía jasné. Jsou obvykle bílé nebo modravé. Navzdory skutečnosti, že mají obrovskou velikost, palivo uvnitř je spaluje tak rychle, že je ztrácí několik milionů let.
Hvězdy malých velikostí, na rozdíl odgigantické, obvykle ne tak jasné. Mají červenou barvu, žijí dost dlouho - po celé miliardy let. Ale mezi jasnými hvězdami na obloze jsou také červené a oranžové. Příkladem je hvězda Aldebaran - tzv. "Oko býka", nacházející se v souhvězdí Taurus; stejně jako Star Antares v souhvězdí Štíra. Proč jsou tyto chladné hvězdy schopné soutěžit v jasnosti s horkými hvězdami, jako Sirius?
To je způsobeno skutečností, že jakmile jsou velmivelmi rozšířené a svým průměrem začaly překračovat obrovské červené hvězdy (supergiants). Obrovská oblast umožňuje těmto hvězdám vyzařovat řád většího množství energie než Slunce. A to navzdory skutečnosti, že jejich teplota je mnohem nižší. Například průměr Betelgeuse, nacházející se v souhvězdí Orionu, je několik setkrát větší než průměr Slunce. A průměr obyčejných červených hvězd obvykle nepřesahuje desetinu velikosti Slunce. Takové hvězdy se nazývají trpaslíci. Tyto druhy životního cyklu hvězd mohou procházet každou nebeskou hvězdou - stejnou hvězdou v různých částech svého života může být jak červený obor, tak trpaslík.
Světelné zdroje, jako je Slunce,udržovat jejich existenci prostřednictvím vodíku uvnitř. To se mění na hélium uvnitř jádrového jádra hvězdy. Slunce má obrovské množství paliva, ale ani to není nekonečné - za posledních pět miliard let byla polovina populace vyčerpána.
Po vyčerpání hvězdy v hvězděvodíku, přicházejí vážné změny. Zbytky vodíku začínají spálit nejen uvnitř jádra, ale na povrchu. Zároveň se život hvězdy stále více a více snižuje. Cyklus hvězd, přinejmenším většina z nich, na tomto segmentu přechází do stádiu červeného obra. Velikost hvězdy se zvětší a její teplota je naopak menší. Tak se objevuje většina červených gigantů, stejně jako supergianty. Tento proces je součástí celkové posloupnosti změn, ke kterým dochází u hvězd, které vědci nazývají vývoj hvězd. Cyklus života hvězdy zahrnuje všechny jeho fáze: nakonec všechny hvězdy zestárly a zemřely a trvání jejich existence je přímo závislé na množství paliva. Velké hvězdy končí svůj život velkou, velkolepou explozí. Mírnější, naopak, zahynou, postupně se zmenšují na velikost bílých trpaslíků. Pak prostě zmizí.
Jak dlouho žije průměrná hvězda?Životní cyklus hvězdy může trvat méně než 1,5 milionu let a až 1 miliarda let nebo více. Všechno toto, jak bylo řečeno, závisí na jeho složení a velikosti. Hvězdy jako Slunce žijí od 10 do 16 miliard let. Velmi jasné hvězdy, jako Sirius, žijí poměrně krátce - jen pár set milionů let. Schéma životního cyklu hvězdy zahrnuje následující fáze. Tento molekulární oblak - gravitační kolaps oblaku - narození supernovy - evoluce protostaru - konec protostelární fáze. Následuje etapy: počátek fáze mladé hvězdy - střed života - zralost - fáze červeného obra - planetární mlhovina - fáze bílého trpaslíka. Poslední dvě fáze jsou charakteristické pro malé hvězdy.
Takže jsme krátce přezkoumali životní cyklus hvězdy.Ale co je to planetární mlhovina? Když se obrátí z obrovského červeného obra na bílého trpaslíka, někdy hvězdy vyhodí vnější vrstvy a pak se jádro hvězdy stane nahé. Plynová skořepina začne svítit pod působením energie vyzařované hvězdou. Název této fáze byl získán kvůli tomu, že zářící plynové bubliny v této plášti často vypadají jako disky kolem planet. Ale ve skutečnosti nemají nic společného s planetami. Životní cyklus hvězd pro děti nemusí obsahovat všechny vědecké podrobnosti. Mohli bychom popsat pouze hlavní fáze vývoje nebeských těl.
Astronomové velmi rádi zkoumají hvězdokupy.Existuje hypotéza, že všechny světelné zdroje se rodí ve skupinách, nikoliv jednotlivě. Protože hvězdy patřící do stejného clusteru mají podobné vlastnosti, jsou rozdíly mezi nimi pravdivé a nejsou způsobeny vzdáleností na Zemi. Bez ohledu na změny, které tyto hvězdy nezaznamenávají, vznikají ve stejnou dobu a za stejných podmínek. Zvláště mnoho znalostí lze získat studiem závislosti jejich vlastností na hmotě. Koneckonců věk hvězd v klastrech a jejich vzdálenost od Země jsou přibližně stejné, takže se liší pouze v tomto ukazateli. Klastry budou zajímavé nejen profesionálním astronomům - každý amatér bude rád, že udělá nádhernou fotografii, obdivovat jejich výjimečně krásný výhled na planetárium.
