Hvězdy vznikaly (a nepochybně stále vznikají) v různou dobu a vyvíjely se různě rychle, takže v současné době dospěly do nejrůznějších stádií své evoluce. Pozorováním většího počtu "různě starých" hvězd si tak můžeme utvořit představu o dynamice hvězdné evoluce. V letech 1911-1913 astronomové E. Hertzsprung a H. N. Russel statistickým zpracováním velkého počtu pozorování hvězd nalezli výrazné zákonitosti mezi svítivostí a povrchovou teplotou hvězd (grafické znázornění této závislosti je známý Hertzsprungův-Russelův diagram). Později se ukázalo, že tyto zákonitosti těsně souvisejí s evolučními procesy ve hvězdách.
Podle názoru současné astrofyziky hvězdy vznikají v rozsáhlých plynoprachových útvarech "mezihvězdné" látky (pomineme-li ničím nepodloženou Ambarcumjanovu hypotézu vzniku hvězd explozí jakýchsi záhadných superhustých těles). Látka v těchto gigantických útvarech (o hmotnosti řádově 10⁵ Mo a rozměrech desítek parseků), tvořená převážně vodíkem, je velmi řídká, ale má složitou nehomogenní strukturu. Pokud dojde k výraznějšímu narušení dynamické rovnováhy mezi některými nehomogenitami a okolím, může vzniknout gravitační nestabilita vedoucí k tomu, že daný oblak se vlastní gravitací začne smršťovat. Jednou z příčin utvoření gravitačně nestabilního oblaku může být např. tlak záření z okolních hvězd.
Počáteční fází vzniku hvězdy je vlastně gravitační kolaps, tj. proces při němž gravitační síla naprosto převládá nad všemi ostatními silami a nutí jednotlivé částice k pohybu téměř volným pádem směrem k těžišti. V průběhu gravitační kontrakce tohoto oblaku ("protohvězdy"), trvající zhruba jednotky až desítky miliónů let*), v jeho nitru neustále vzrůstá hustota, tlak i teplota (adiabatické stlačování), čímž se kolaps postupně brzdí a přechází v pomalejší kontrakci. Jakmile teplota v nitru dosáhne asi 10⁷ K zapálí se termonukleární reakce - syntéza jader vodíku na hélium doprovázená uvolňováním velkého množství jaderné energie. V důsledku toho se kontrakce protohvězdy, nyní vlastně již hvězdy, zastaví a na dlouhou dobu (~10⁶-10¹⁰ let) bude váha vnějších vrstev vyrovnávána tlakem rozžhaveného plynu v nitru hvězdy.
Hvězda je tedy obrovským termonukleárním reaktorem drženým pohromadě vlastní gravitací; gravitace rovněž udržuje rovnovážný chod reakce. V normálních (relativně stabilních) fázích života hvězdy je gravitační působení snažící se smršťovat hvězdu vyváženo tlakem způsobeným ohřevem a zářením při termonukleárních reakcích probíhajících v nitru hvězdy *).

*) Gravitační energie uvolňovaná při kontrakci je zdrojem energie hvězd jen během poměrně krátkých období, kterými jsou stádium protohvězdy a pak zase konečné fáze evoluce doprovázené gravitačním kolapsem.

Vývoj hvězd

Průběh hvězdné evoluce velmi podstatně závisí na celkové hmotnosti hvězdy. Je jasné, že u hmotnějších hvězd je pro vyvážení gravitace zapotřebí větší tok záření a vyšší teplota v nitru, tj. podstatně rychlejší průběh termonukleární reakce. Stelární jaderná astrofyzika dospěla k zásadnímu poznatku, že čím je hvězda hmotnější, tím rychleji spotřebovává své nukleární palivo - tím kratší je její život a dramatičtější její "smrt".
Lze říci, že gravitace je nejdůležitější silou, s níž je nerozlučně spjat osud každé hvězdy: na začátku vede gravitace ke vzniku hvězdy, během života udržuje její rovnováhu a nakonec způsobí její zánik.
Hvězda postupem času stárne, přeměňuje ze své zásoby více a více vodíku a my můžeme pozorovat stále jasnější hvězdu, její obal se rozpíná. Ale po čase, stejně jako autu dojde benzin, i hvězdě dojdou zásoby vodíku a tak ji nezbývá, než najít zdroj energie v héliu. Nyní již při termojaderné reakci vznikají jádra těžších prvků (od uhlíku po železo). Její jádro se narůstající gravitací smršťuje až se zhroutí. Nyní závisí na hmotnosti takto zhroucené hvězdy. Pokud by se jednalo o naše Slunce, vznikne bílý trpaslík. Ovšem pokud byla hvězda hmotnější, vzniká neutronová hvězda (pulsar) nebo dokonce černá díra. V případě bílého trpaslíka je vše kromě nyní již drobného jádra odděleno do okolí hvězdy jako planetární mlhovina. V případě hmotnější hvězdy je vnější vrstva odmrštěna ohromným výbuchem (supernova).


Jsou to objekty velmi slabé, ale přesto do okolního prostoru nějakou energii vyzařují – jinak bychom je nemohli pozorovat. Vezmeme-li do úvahy objekt o hmotnosti 0,02 M_o, jehož povrchová teplota bude 740 K, zjistíme, že maximum jeho vyzařování bude na vlnové délce 4 mikrometry, tedy v infračervené oblasti. Odkud ale bere energii? Z gravitačního kolapsu – po vytvoření zárodku dochází k přeměně gravitační potenciální energie kolabující látky na energii tepelnou. Po vytvoření hnědého trpaslíka kolaps pomalu pokračuje a polovina uvolněné energie se spotřebuje na ohřátí samotného trpaslíka a polovina se vyzáří. Jinak řečeno – objekt se může smrštit jen o tolik, kolik mu dovolí vyzařování z jeho povrchu.

V roce 1911 našel dánský astronom Ejnar Hertzsprung závislost mezi svítivostí a povrchovou teplotou. O 2 roky později ji potvrdil a rozvedl americký astronom Henry Russell. Závislost je možné vyvést do diagramu, který je na počest tohoto důležitého počinu pojmenován po svých objevitelích Hertzsprungův–Russellův diagram. Také se mu někdy říká vývojový diagram, diagram teplota-zářivý výkon.
Na vodorovné ose jsou vyneseny spektrální třídy, na svislých osách zářivý výkon a absolutní magnituda. Šikmo procházejí diagramem osy velikostí hvězd. Zřetelně jsou viditelné oddělené skupiny hvězd: veleobři, obři, hlavní posloupnost a trpalíci. Z diagramu je možné vyčíst nejen hmotnosti, teploty apod, ale i stáří hvězd a jejich další vývoj.


Úhlopříčně probíhá diagramem nejnápadnější a nejpočetnější skupina hvězd – hlavní posloupnost. Patří do ní hvězdy, které jsou v nejlepších letech svého života – modří obři, žluté hvězdy typu Slunce a červení trpaslíci. Hvězdy HP mění ve svých jádrech vodík na helium, což dělají téměř všechny hvězdy po většinu svého života. Takže sem patří asi 90 % všech hvězd. Do větve obrů se hvězda dostane, když jí dojde vodík a ona zvětší svůj objem, přitom klesne její povrchová teplota, ale zvýší se zářivý výkon. Do větve trpaslíků se hvězdy dostanou, když končí svůj život, podobně jako některé hvězdy končí svůj život ve větvi veleobrů. Zde hrají velkou roli počáteční podmínky při vzniku hvězdy.

Závěrečné fáze vývoje hvězd s hmotností mezi 0,5 M_o a 11 M_o jsou ve znamení závodu mezi rychlostí ztráty hmoty z obalu a tempem jaderného vývoje. V jádru hvězdy se postupně zapálí vodík, vodík ve slupce, helium, helium ve slupce. U hmotnějších hvězd se podaří zažehnout i kyslík a uhlík. Obal hvězdy se však působením hvězdného větru a pulsací rozptýlí do prostoru rychleji než jádro dokončí svůj vývoj.
Celé obnažené husté jádro o hmotnosti menší než 1,4 M_o po odhození posledních zbytků obalu degeneruje, mění se v ultrafialového trpaslíka – jádro planetární mlhoviny o teplotě stovek tisíců stupňů. Maximální hmotnost stabilní elektronově degenerované hvězdy byla teoreticky odvozená v roce 1931 Subrahmanyanem Chandrasekharem a pro standardní chemické složení těchto hvězd činí 1,4 M_o a říká se jí Chandrasekharova mez.
Po odhození zbytků obalu v podobě planetární mlhoviny se hustý žhavý degenerovaný zbytek hvězdy o teplotě až 200 000 K stává jádrem planetární mlhoviny. Záření hvězdy excituje rozptýlené částice obalu a planetární mlhoviny se stávají viditelnými. Časem znatelně ochladnou až na teploty okolo 70 000 K a stávají se z nich bílí trpaslíci. Jaderné reakce v jejich nitru už neprobíhají a trpaslíci svítí už jen díky své vnitřní energii. Jejich zářivý výkon je roven asi jedné tisícině zářivého výkonu Slunce.
Jejich velikost je velmi malá proti původní velikosti mateřské hvězdy – rozměry jsou srovnatelné s velikostí Země. Obecně platí, čím větší hmotnost, tím menší bílý trpaslík. Protože je povrch trpaslíka malý, malé je i vyzařování do okolního prostoru a proto trpaslíci vychládají velmi pomalu a jejich absolutní hvězdné velikosti jsou mezi 10–15 mag. Po mnoho miliónů let teplota trpaslíků klesá, vnitřek začíná krystalizovat a doposud volná kladně nabitá jádra atomů se začínají uspořádávat do krychlové krystalové mřížky. Hvězda časem úplně vychladne a stane se zní černý trpaslík.

Ve hvězdách s hmotností větší než 11 M_o se zapalují další a další reakce až po železo, které je již termonukleárně neaktivní. Roste hmotnost elektronově degenerovaného jádra, které když překročí kritickou Chandrasekharovu mez, se začne hroutit na neutronovou hvězdu. Dojde k rychlému uvolnění obrovské energie, která se do prostoru dostává v podobě množství energetických neutrin. Ta, při průchodu obalem hvězdy, mu stačí předat malou část energie, čímž dojde k jeho zahřátí a následné explozi rychlostí asi 10 000 km/s – vzniká supernova II. typu. Vnější obal hvězdy je rozmetán do okolního prostoru a uvnitř zůstává horká neutronová hvězda nebo pulzar.
Velká část hvězdy je vyvržena rychlostmi přesahujícími 10 000 km/s. Kinetická energie vyvržených plynů je o jeden až dva řády vyšší než celková zářivá energie. Nejvíce energie se uvolňuje ve formě neutrin, téměř 1000-krát více. Vyvržené plyny se řítí prostorem po tisíce let postupně se rozptylují.
Supernovy při svém výbuchu zjasní až o 20 magnitud. Jasnost narůstá v prvních dnech po výbuchu, když odvržená obálka zvyšuje svoji plochu a vyzařuje z ní obrovské množství energie. Dalším rozpínáním však obálka chladne a jak se zmenšuje její tloušťka, klesá i jasnost. Po několika týdnech se zcela ztratí z dohledu.

Neutrina, která hvězdu opustí při jejím výbuchu, dostihnou Zemi mnohem dříve, než zjistíme, že hvězda explodovala. To se potvrdilo při pozorování supernovy ve Velkém Magellanově mračnu v roce 1987. Dne 23. února bylo zaregistrováno 25 neutrin v detektorech neutrin a 24. února byla supernova objevena vizuálně. Přitom celkový tok neutrin byl během několika sekund téměř milionkrát větší než je normální tok neutrin ze Slunce. Hlavní důvod předstihu neutrin spočívá v tom, že unikají z explodujícího jádra, kdežto fotony až z obalu.
V naší Galaxii explodují 2–3 supernovy za 100 let. Podle starých záznamů z Číny, Japonska, Arábie i Evropy bylo od začátku našeho letopočtu pozorováno 7 supernov. Vzdálenější výbuchy, ikdyž absolutní jasnost dosahuje –17 mag nebo –20 mag, nám unikají, protože je většinou zastíní mezihvězdná hmota.

Hypernova je ještě intenzivnější konec hvězdy – uvolňuje se až několiksetkrát více energie než u supernovy. Jedná se o gravitační kolaps rychle rotující masivní hvězdy, který končí ve stadiu černé díry. Podle jedné z teorií jsou hypernovy také původcem tzv. gama záblesků.

Jestliže se supernova při svém výbuchu nedokáže zbavit dostatečně své látky a její hmotnost zůstane větší než 3 hmotnosti Slunce, nedokáže ani odpor neutronů udržet hmotu hvězdy a gravitační kolaps dokončí zhroucení hvězdy – během zlomku sekundy se hvězda smrští pod svůj gravitační poloměr a vznikne objekt, který se zatím vymyká našemu chápání – černá díra. Pod pojmem gravitační poloměr rozumíme poloměr hvězdy, při němž je úniková rychlost z jejího povrchu rovna rychlosti světla.

Tento vztah určuje tuto hranici a říkáme jí Schwarzschildův poloměr (Karl Schwarzschild 1873-1916). Jestliže hvězda překročí tuto hranici, z jejího povrchu neunikne ani foton světla. Jak je vidět, gravitační poloměr závisí pouze na hmotnosti tělesa.

Uprostřed černé díry je něco, co zatím nedokážeme popsat a to proto, že tam z vnějšku nevidíme a navíc to něco by mělo mít podle teorie relativity nulový rozměr (a tedy nekonečně velkou hustotu). Přesto černé díry působí na své okolí velkou gravitační silou. Ta způsobuje zakřivení prostoročasu a to tak velké, že i světlo vyslané uvnitř černé díry okamžitě padá zpět do středu. Gravitační poloměr také vymezuje tzv. horizont událostí, se kterým je totožný. Černá díra pak představuje singularitu, tzn. objekt, ve kterém zřejmě přestávají fungovat známé fyzikální zákony. Horizont událostí představuje v nejjednodušším modelu černých děr kulovou plochu (také Schwarzschildova sféra), na které je úniková rychlost rovna právě rychlosti světla. To tedy znamená, že ani světlo nemůže opustit povrch černé díry, proniknout horizontem událostí a přinést jakoukoli informaci o vnitřku černé díry.

Rotace (moment hybnosti), elektrický náboj a hmotnost jsou tři základní fyzikální veličiny, které černé díře po kolapsu zůstávají.
Rotace hraje velkou roli v geometrii prostoročasu v okolí černých děr a díky zákonu zachování hybnosti se z původních hvězd přenáší i na černé díry. Přítomnost elektrického náboje je dána přítomností elektromagnetického pole.

Teorie ukazuje, že černá díra je navíc obklopena přechodnou oblastí zvanou ergosféra, která se černé díry dotýká v rotační ose. Pokud do ergosféry vstoupí částice, jsou dvě možnosti:

To také znamená, že ergosféra je silným zdrojem záření (nejvíce rentgenového) a samotnou černou díru vlastně maskuje. Přísun hmoty je patrný nejvíce u těsných dvojhvězd, kde hmota přetéká z větší složky na černou díru a vytváří se akreční disk. U osamocených černých děr je možnost pozorování proto ztížena a žádný takový případ neznáme.
O vývoji černých děr vypovídají pouze teorie a hypotézy. Je možné, že když černá díra přijímá hmotu ze svého okolí, roste její horizont událostí (zvětšuje se). Pokud splynou dvě černé díry, je horizont vzniklé díry roven součtu nebo větší než součet obou horizontů.

Optické dvojhvězdy představují pouze dvě hvězdy, které se z našeho pohledu promítají na hvězdnou oblohu velmi blízko sebe, avšak ve skutečnosti jsou od sebe v prostoru různě daleko. Běžný pozorovatel to samozřejmě nepozná, zjistí to až při změření jejich skutečných vzdáleností. Jejich poloha na obloze je určena nepatrně se odlišujícími souřadnicemi (rozdíl činí několik vteřin nebo minut). Pro astronomii nemají žádný zvláštní význam.

Fyzické dvojhvězdy jsou oproti tomu skutečnými párovými hvězdami, které mají pro výzkum velmi velký význam. Jsou to dvojice blízkých hvězd společného původu (a tedy i stáří), které obíhají okolo společného těžiště, navzájem se přitahují, sdílejí společný pohyb prostorem a navzájem ovlivňují svůj vývoj. Jsou nejjednodušším systémem.

Vícenásobné hvězdné systémy

Vícenásobné hvězdy sestávají z hvězd různých spektrálních typů a vývojového stupně. Najdeme zde vedle sebe obry, trpaslíky, veleobry s bílými trpaslíky ataké neutronové hvězdy a černé díry. Charakteristickým znakem je společný původ všech členů. Vznikli ve stejné době a ze stejného mraku mezihvězdné hmoty. Rozdílnost jejich typů způsobil nestejně rychlý vývoj různě hmotných protohvězd vícenásobné hvězdy.Vzdálenost mezi složkami jsou různé. Od průměru hvězdy až po desítky, stovky a tisíce astronomických jednotek. Díky jejich vzdálenostem je však i přes to vidíme velmi blízko sebe.

V závislosti na jejich drahách je můžeme rozdělit do dvou skupin:

• se stabilními drahami – jestliže se vzdálenosti složek liší o řád nebo více řádů
• s nestabilními drahami – jestliže jejich složky jsou ve srovnatelných vzdálenostech. Jestliže takovou skupinu pozorujeme, je to znak, že jde o mladé hvězdy. Za čas dojde buď k rozpadu nebo jsou někteří členové vypuzeni s této soustavy ven a teprve poté dojde k ustálení drah.

Pro potřeby demonstrátorů Hap JP v Ostravě vytvořili Martin Vilášek a Marek Podkul.