Vznik ka₧dej hviezdy je spojen² s existenciou medzihviezdneho prachu a plynu, inak povedanΘ, kolφska, v ktorej sa hviezda narodφ je vystlanß prachom a plynom. ╚as¥ prachoplynovΘho mraΦna, hmloviny, sa postupne zmrÜ¥uje, hustne a tak sa vytvßra hviezdny zßrodok. Miniat·rne prachovΘ zrnieΦka s· pre vznik hviezdy ve╛mi d⌠le₧itΘ, preto₧e v²poΦty ukazuj·, ₧e je ve╛mi ¥a₧kΘ prin·ti¥ ku kondenzßciφ medzihviezdnu lßtku, ktorß neobsahuje "neΦistoty" v podobe kremiΦit²ch a uhlikat²ch prachov²ch zrnieΦok. Tento prach pochßdza z hmoty hviezd prvej generßcie, ktorΘ v priebehu svojho ₧ivota vyvrhn· Φas¥ alebo vΣΦÜinu svojej hmoty spΣ¥ do priestoru. Tßto hmota je u₧ chemicky premenenß a tak prispieva k potrebnΘmu "zaÜpineniu" prvotnej medzihviezdnej lßtky.

Na osamel· molekulu p⌠sobφ tlak ₧iarenia zo vÜetk²ch strßn rovnako, tak₧e pohyb molekuly t²m nie je ovplyvnen². Ak mß vÜak molekula "za sebou" zhusteninu medzihviezdneho mraΦna, z tohto smeru je tlak ₧iarenia menÜφ, v∩aka Φomu sa v²slednica tlaku ₧iarenia nerovnß nule a molekula sa zaΦne pohybova¥ smerom k zhustenine. A nßÜ zßrodok zaΦφna uteÜene hustn·¥. Akonßhle jeho hmotnos¥ ∩alej rastie, prejavφ sa v²raznejÜie aj jeho prφ¥a₧livos¥.

V∩aka gravitßciφ narastß vo vn·tri zßrodku tlak a s·be₧ne s nφm teplota. No ak rastie teplota, zaΦφna v²datne narasta¥ aj vy₧arovanie. Akonßhle rastie teplota vo vn·tri gule, zaΦn· sa molekuly lßtky pohybova¥ vΣΦÜφmi r²chlos¥ami a s·Φasne na ne p⌠sobφ zvΣΦÜen² tlak ₧iarenia, priΦom oba tieto procesy sa vzßjomne sna₧ia zßrodok hviezdy rozpt²li¥. Za vznik hviezdy v∩aΦφme prachov²m neΦistotßm a molekulßm, ktorΘ vznikaj· postupn²m nalepovanφm at≤mov na povrchu zrnieΦok, priΦom tieto molekuly vy₧aruj· energiu do priestoru vo forme maseru (laser). Prßve v existencii maserovo ₧iariacich molek·l spoΦφva k╛·Φ k rieÜeniu zßhady, preΦo v⌠bec m⌠₧u hviezdy vznika¥.

Prachoplynn² zßrodok sa zmrÜ¥uje, zhus¥uje a s·Φasne oba╛ovanie hmotou plynule pokraΦuje. Vznikß ·tvar, ktor² naz²vame protohviezda. Protohviezdy maj· v priemere okolo 10 milißrd kilometrov a ich v²voj urΦuje skoro v²luΦne gravitßcia. Ta je zodpovednß za pokraΦuj·ce zmrÜ¥ovanie protohviezdy i za uvo╛≥ovanie ₧iarivej energie. Behom nieko╛ko 100 tisφc, nanajv²Ü mili≤nov rokov zmrÜ¥ovanie v podstate konΦφ a vznikß hviezda. To sa prejavφ najsk⌠r v samotnom jadre protohviezdy. ZvyÜuj·ci sa tlak a teplota toti₧ sp⌠sobφ, ₧e v jadre zaΦn· prebieha¥ termonukleßrne reakcie.

S· to vlastne ustßlenΘ procesy zluΦovania at≤mov²ch jadier, priΦom sa uvo╛≥uje ve╛kΘ mno₧stvo energie. K tomu, aby sa zapßlila termonukleßrna reakcia, je potrebnΘ docieli¥ teplotu cez mili≤n kelvinov. Najsk⌠r sa zaΦn· zluΦova¥ ╛ahkΘ jadrß lφtia a b≤ru, ich zast·penie v protohviezde je vÜak malΘ a reakcie s· energeticky mßlo v²datnΘ, tak₧e jedin²m v²sledkom je, ₧e zmienenΘ prvky "vyhoria", zmenia sa na hΘlium. Po tejto epiz≤de ∩alej pokraΦuje zmrÜ¥ovanie hviezdy, a₧ teplota vo vn·tri dosiahne rßdovo 10 mili≤nov kelvinov. Vtedy sa zapßli termonukleßrna reakcia, ktorß mß k╛·Φov² v²znam pre cel² hviezdny v²voj. Ide o premenu vodφka na hΘlium. O tom, ako tßto premena prebieha, rozhoduje poΦiatoΦnß hmotnos¥ hviezdy.

U hviezd hmotnejÜφch ako Slnko je to uhlφko - dusφko - kyslφkov² (CNO) cyklus. S jadrom vodφka sa najsk⌠r zluΦuje uhlφk (katalyzßtor) na ╛ahk² izotop dusφka, ten sa menφ na rßdioaktφvny uhlφk a po reakcii s ∩alÜφm prot≤nom potom na normßlny dusφk. Pridanφm tretieho prot≤nu vznikß ¥a₧k² izotop kyslφka, ktor² sa rozpadß na ¥a₧k² izotop dusφka. KoneΦne pridanφm poslednΘho, ÜtvrtΘho prot≤nu vznikß hΘlium a obnovuje sa uhlφk. V oboch prφpadoch zanikß v jadre hviezdy vodφk a prib·da hΘlia.

PoΦas tejto etapy v²voja sa jasnos¥ i polomer hviezdy pozvolna zvΣΦÜuj·, zatia╛ Φo teplota vn·tra sa prakticky nemenφ - pohybuje sa okolo 15 mili≤nov kelvinov. Polomer hviezdy pritom neprevyÜuje stßtisφce a₧ mili≤ny kilometrov. Z h╛adiska v²voja samotnej hviezdy je to najdlhÜie a najstabilnejÜie obdobie jej ₧ivota. Pre hviezdy o hmotnosti Slnka trvß asi 9 milißrd rokov, pre hviezdy o hmotnosti 2 Sσnk len necel· miliardu rokov. Hviezda s hmotnos¥ou 5 Sσnk absolvuje rovnakΘ obdobie u₧ len za 65 mili≤nov rokov a pre hviezdu s hmotnos¥ou 15 Sσnk skonΦφ tßto etapa "len" za 10 mili≤nov rokov. Odtia╛ plynie d⌠le₧it² zßver, ₧e toti₧ r²chlos¥ hviezdneho v²voja zßvisφ ve╛mi podstatne od poΦiatoΦnej hmotnosti hviezdy. ╚φm vΣΦÜiu mß hviezda nadvßhu, t²m kratÜφ ₧ivot mß pred sebou.

Na konci etapy spa╛ovania vodφka je v jadre hviezdy s hmotnos¥ou blφzkou k hmotnosti Slnka vyΦerpan² vodφk (ale vo vonkajÜφch vrstvßch je ho cel²ch 70%) a hΘliovΘ jadro vytvßra kryÜtalickΘ mre₧e, v ktor²ch sa pohybuj· volnΘ elektr≤ny, t·to lßtku naz²vame degenerovan² elektr≤nov² plyn. Tlak tohto plynu zabra≥uje ∩alÜiemu nßrastu hustoty jadra, tak₧e sa t²m znaΦne oddiali zapßlenie hΘliovej reakcie. Vodφkov² obal m⌠₧e neruÜene k povrchu hviezdy ∩alÜiu energiu, tak₧e hviezda sa zaΦne zjas≥ova¥ - stßva sa Φerven²m obrom. V degenerovanom hΘliovom jadre sa nakoniec predsa len zapßli hΘlium, ale vyrobenΘ teplo nemß kam unika¥. Teplota jadra, ktorΘ je v∩aka degenerßcii dokonale vodivΘ, sa prudko zvyÜuje, a t²m ∩alej rastie produkcia energie vznikaj·ca premenou hΘlia na uhlφk. Cel² proces vedie k nahromadeniu ve╛kej energie, Φo sp⌠sobφ, ₧e kryÜtalickß mre₧a degenerovanej lßtky sa bleskovo roztopφ a jadro exploduje. Tomuto javu sa hovorφ hΘliov² zßblesk. Po skonΦenφ tejto epiz≤dy pokraΦuje menej hmotnß hviezda vytvßranφm ¥a₧Üφch prvkov v jadre, predovÜetk²m uhlφku a kyslφku. V krajnom prφpade by koneΦn²m produktom hviezdneho v²voja mala by¥ hviezda zo ₧eleza, t²m by vÜak termonukleßrny v²voj hviezdy definitφvne skonΦil, preto₧e premena na eÜte ¥a₧Üie prvky vy₧aduje dodßvanie energie, nie jej uvo╛≥ovanie.

Jadro hviezdy hmotnejÜej ako Slnko nie je degenerovanΘ, preto₧e poΦas CNO cyklu je konvektφne, to znamenß ₧e sa v ≥om silno premieÜava hviezdna lßtka, tak je do samotnΘho stredu hviezdy z pri╛ahlΘho obalu stßle dopravovanΘ dostatoΦnΘ mno₧stvo paliva - vodφka (celΘ jadro je chemicky homogΘnne). A₧ od vonkajÜej hranice konvektφvneho jadra sa energia ∩alej prenßÜa ₧iarenφm. Na konci etapy spa╛ovania vodφka konvekcia jadra ustane, vznikß jadro z hΘlia a v²roba termonukleßrnej reakcie sa prenesie do vodφkovΘho obalu jadra hviezdy. Povrchovß teplota a hviezdny obal sa stßva nepriestupnou prekß₧kou pre ₧iarenie z vodφkovΘho obalu, preto opΣ¥ nastupuje proces konvekcie. Polomer hviezdy prudko rastie na desiatky i stovky polomerov Slnka. Hovorφme, ₧e hviezda sa stala Φerven²m obrom. V hΘliovom jadre sa vytvorφ nov² spßd teploty a ke∩₧e tlak a teplota stßle narastaj·, doterajÜφ popol - hΘlium sa stane palivom. Akonßhle sa hΘlium v jadre vyΦerpß, d⌠jde k ∩alÜiemu celkovΘmu zr·teniu hviezdy a zapßleniu reakciφ, pri ktor²ch vznikaj· eÜte ¥a₧Üie prvky ako ne≤n, horΦφk, kremφk, sφra, arg≤n, vßpnik a titßn. Postupnos¥ nßsledn²ch zmrÜ¥ovanφ a rozpφnanφ sa tak mnohokrßt opakuje a teplota jadra postupne dosahuje a₧ zhruba miliardu kelvinov. V jadre hviezdy m⌠₧u vznika¥ eÜte ¥a₧Üie prvky a to vanßd, chr≤m, mangßn, ₧elezo, kobalt a nikel. Aj tu vÜak termonukleßrny v²voj hviezdy definitφvne konΦφ, premena na ¥a₧Üie prvky energiu pohlcuje.

Ak bola hviezda spoΦiatku menej hmotnß ne₧ asi 3 hmotnosti Slnka, stratφ rozmanit²mi procesmi v priebehu svojho v²voja to╛ko hmoty, ₧e ku konci svojho aktφvneho termonukleßrneho v²voja nemß viac ne₧ 1,4 hmoty Slnka. GravitaΦnΘ r·canie sa preto zastavφ omnoho sk⌠r, v dobe, ke∩ polomer hviezdy sa zmenÜφ na nejak²ch 10000 kilometrov a ke∩ sa vo vn·tri hviezdy vyskytuj· iba samotnΘ izolovanΘ at≤movΘ jadrß a volnΘ elektr≤ny. Ako u₧ vieme, vytvßra takßto zmes kryÜtalick· mrie₧ku, ktor· naz²vame degenerovan² elektr≤nov² plyn. Tlak degenerovanΘho plynu postaΦφ zastavi¥ gravitaΦn² kolaps, ke∩₧e hmotnos¥ telesa nie je ve╛kß. Zato hustota degenerovanΘho plynu je ·ctyhodnß, nieΦo okolo miliardy kilogramov v kubickom metri. Tomuto stabilnΘmu pozostatku hviezdy astron≤movia hovoria biely trpaslφk. Je to vlastne najbe₧nejÜie zßvereΦnΘ Ütßdium v²voja hviezdy. Slovo trpaslφk dobre vystihuje nepatrnΘ rozmery ·tvaru, ktor² svojou ve╛kos¥ou pripomφna sk⌠r planΘtu Zem ne₧ riadnu hviezdu. Prφvlastok biely zasa naznaΦuje, ₧e tieto objekty ₧iaria neutrßlnym bielym svetlom - znamenß to, ₧e ich povrchovß teplota dosahuje 10000 kelvinov. Ak chceme by¥ presn², ₧iaria tak len relatφvne mladφ bieli trpaslφci. Postupom Φasu tieto teleso chladne, a₧ sa z neho stane prakticky nevidite╛n² Φierny trpaslφk.

Vzplanutie supernovy a nßslednΘ zr·tenie jej zbytku do neutr≤novej hviezdy postihuje telesß s poΦiatoΦnou hmotnos¥ou medzi 3 a₧ 8 hmotnostφ Slnka. Celß rada hviezd sa po vyΦerpanφ zßsob jadrovΘho paliva zmenφ nakrßtko na horiacu fak╛u. PrudkΘ r·tenie hviezdneho materißlu m⌠₧e toti₧ vies¥ k rßzovej vlne a t²m k opΣtovnej expl≤zii hviezdneho vn·tra - k v²buchu supernovy. Pri ≥om hviezda nakrßtko ₧iari tak silno ako celß galaxia. Obrazne povedanΘ, hviezda sa doslova obrßti naruby a vΣΦÜiu Φas¥ svojej hmoty rozpt²li do medzihviezdneho priestoru. Z expanduj·cej supernovy ostane nepatrn², velmi hust² a r²chlo rotuj·ci zbytok. Hmotnos¥ zbytku nie je takß, aby sa zr·til do Φiernej diery. Vytvorφ sa teleso, ktorΘ je s v²nimkou tenkej milimetrovej atmosfΘry tvorenΘ preva₧ne z neutr≤nov. Inak povedanΘ, be₧nß hmota naprφklad na Zemi je ve╛mi riedka "Üpongia" vzh╛adom na mikrosvet Φastφc hmoty znaΦnΘ vzdialenosti medzi elektr≤nmi, prot≤nmi a neutr≤nmi v at≤me. Tlak v jadre hviezdy je tak² obrovsk², ₧e elektr≤ny sa spoja s prot≤nmi priΦom vznikn· neutr≤ny a ke∩₧e neutr≤ny s· elektricky neutrßlne Φastice, vzßjomne sa neodpudzuj· a s· "nalepenΘ jeden na druhom", vznikß degenerovan² neutr≤nov² plyn, tak₧e v²slednß hmota mß pre nßs nepredstavite╛n· hustotu a₧ 1013 - 1015 g.cm-3 a zodpovedß hustote at≤mov²ch jadier. Ich centrßlna teplota je 10 milißrd kelvinov, maj· silnΘ magnetickΘ polia (a₧ 108 T) a boli objavenΘ ako pulzary. Polomer neutr≤novej hviezdy je 10 a₧ 50 km. "MladΘ" neutr≤novΘ hviezdy silno ₧iaria, ale behom krßtkej doby nieko╛ko mesiacov ₧iarenie neutr≤novej hviezdy klesß a potom sa u₧ v podstate prestßva vyvφja¥.

Pulzary s· r²chlo rotuj·ce neutr≤novΘ hviezdy s ve╛mi siln² magn. po╛om. SpoloΦnΘ p⌠sobenie t²chto dvoch vlastnostφ neutr≤nov²ch hviezd je prφΦinou ve╛mi ·zko smerovanΘho rßdiovΘho ₧iarenia v oblasti centimetrov²ch a₧ metrov²ch dσ₧ok. Mechanizmus ₧iarenia sa vysvet╛uje t²m, ₧e magnetickΘ siloΦiary rotuj·ce spolu s neutr≤novou hviezdou dosahuj· v urΦitej vzdialenosti od hviezdy takmer r²chlos¥ svetla; vo╛nΘ elektr≤ny sa v takej oblasti stan· zdrojom ₧iarenia, s·stredenΘho do ·zkeho zvΣzku rotuj·ceho spolu s hviezdou ako svetlo majßka. Pozorovate╛ m⌠₧e registrova¥ tento zvΣzok ako opakuj·ce sa impulzy len pri vhodnej orientßcii neutr≤novej hviezdy.

http://sfa-www.harvard.edu

http://chandra.harvard.edu

http://www.stsci.edu/resources

Ak hviezda mß hmotnos¥ vΣΦÜiu ne₧ 2 hmoty Slnka (na poΦiatku svojho ₧ivota mala hmotnos¥ aspo≥ 8 Sσnk), vÜeobecnß te≤ria relativity predpovedß, ₧e Φas pre ≥u prestane existova¥, ke∩ skonΦφ jej ₧ivot a prestane vytvßra¥ dostatok tepla na vyvß₧enie sφl vlastnej gravitßcie, ktorΘ sa ju neustßle usiluj· stlaΦi¥. TakΘto masφvne hviezdy bud· vo svojom zmrÜ¥ovanφ pokraΦova¥ dovtedy, k²m sa nestan· Φiernymi dierami, teda oblas¥ami priestoroΦasu, ktorΘ s· nato╛ko zakryvenΘ, ₧e z nich nem⌠₧e unikn·¥ ani svetlo.

Je to objekt, ktor² sa svojφm gravitaΦn²m kolapsom zmenÜil pod svoj gravitaΦn² polomer R a je urΦen² vz¥ahom R=2GM/c², kde G je grav. konÜtanta a M hmotnos¥ objektu.

Ka₧dß Φierna diera vy₧aruje fot≤ny, elektr≤ny a neutrφna kvantovomechanick²m procesom - vyparovanie Φiernej diery alebo Hawkingov proces: Vo fyzikßlnom vßkuu m⌠₧e vznikn·¥ p⌠sobenφm vysokoenergetick²ch fot≤nov ₧iarenia pßr Φastφc pozostßvaj·cich z Φastice (A) a antiΦastice (B). V normßlnych podmienkach sa anihilßciou tak² pßr okam₧ite premenφ spΣ¥ na fot≤n. Pri horizonte udalostφ v tesnom okolφ diery m⌠₧u anihilßciu prekazi¥ extrΘmne slapovΘ sily. Jedna z Φastφc m⌠₧e v tom prφpade dopadn·¥ do Φiernej diery, druhß m⌠₧e z oblasti Φiernej diery natrvalo unikn·¥. Φo sa vzdialenΘmu pozorovate╛ovi javφ ako vy₧arovanie Φastφc Φiernou dierou. Proces vyparovania prebieha t²m r²chlejÜie, Φφm viac sa zmenÜuje hmotnos¥ Φiernej diery. Posledn²ch 10⁶ kg Φiernej diery sa vyparφ za 0,1 s, priΦom sa vy₧iari energia 10²³ J. Ve╛mi dlhΘ jestvovanie Φiernej diery sa teda konΦφ v²buchom.