Svět hvězd vykazuje velkou rozmanitost, jejíž známky jsou patrné již při pohledu na noční oblohu pouhým okem. Studium hvězd pomocí astronomických přístrojů a metod astrofyziky umožnilo je určitým způsobem systematizovat a díky tomu postupně dospět k pochopení procesů, kterými se řídí hvězdný vývoj.
V obecném případě podmínky, za kterých vznik hvězdy probíhal, určují její hlavní charakteristiky. Tyto podmínky mohou být velmi odlišné. Obecně je však tento proces u všech hvězd stejný: rodí se z difúzní – rozptýlené – plynné a prachové hmoty, která vyplňuje galaxie, jejich zhutněním pod vlivem gravitace.
Složení a hustota galaktického prostředí
Pokud jde o pozemské podmínky, mezihvězdný prostor je nejhlubší vakuum. Ale v galaktickém měřítku je takovým extrémně řídkým prostředím s charakteristickou hustotou asi 1 atom na centimetr krychlový plyn a prach a jejich poměr ve složení mezihvězdného prostředí je 99 ku 1.
Hlavní složkou plynu je vodík (asi 90 % složení, neboli 70 % hmotnosti), dále je zde helium (přibližně 9 % a hmotnostně - 28 %) a další látky v malých množství. Kromě toho se toky kosmického záření a magnetická pole odkazují na mezihvězdné galaktické médium.
Kde se rodí hvězdy
Plyn a prach jsou v prostoru galaxií rozmístěny velmi nerovnoměrně. Mezihvězdný vodík může mít v závislosti na podmínkách, ve kterých se nachází, různé teploty a hustoty: od vysoce řídkého plazmatu s teplotou řádově desítek tisíc kelvinů (tzv. HII zóny) až po ultrachladné – právě několik kelvinů - molekulární stav.
Oblasti, kde je z jakéhokoli důvodu zvýšená koncentrace částic hmoty, se nazývají mezihvězdná oblaka. Nejhustší mraky, které mohou obsahovat až milion částic na centimetr krychlový, jsou tvořeny studeným molekulárním plynem. Mají spoustu prachu, který pohlcuje světlo, proto se jim také říká tmavé mlhoviny. Právě do takových „kosmických ledniček“jsou uzavřena místa, kde hvězdy vznikaly. HII oblasti jsou také spojeny s tímto jevem, ale hvězdy nevznikají přímo v nich.
Lokalizace a typy „hvězdných kolébek“
Ve spirálních galaxiích, včetně naší vlastní Mléčné dráhy, se molekulární mračna nenacházejí náhodně, ale hlavně v rovině disku – ve spirálních ramenech v určité vzdálenosti od galaktického středu. V nepravidelnémV galaxiích je lokalizace takových zón náhodná. Pokud jde o eliptické galaxie, nejsou v nich pozorovány plynové a prachové struktury a mladé hvězdy a obecně se má za to, že tento proces tam prakticky neprobíhá.
Mračna mohou být jak obří - desítky i stovky světelných let - molekulární komplexy se složitou strukturou a velkými rozdíly v hustotě (např. slavný Orionův oblak je od nás vzdálen jen 1300 světelných let), tak izolované kompaktní útvary tzv. Bok globule.
Podmínky tvorby hvězd
Zrození nové hvězdy vyžaduje nezbytný rozvoj gravitační nestability v oblaku plynu a prachu. Vlivem různých dynamických procesů vnitřního a vnějšího původu (například různé rychlosti rotace v různých oblastech nepravidelně tvarovaného oblaku nebo průchod rázové vlny při výbuchu supernovy v sousedství) kolísá hustota distribuce hmoty v oblaku.. Ale ne každé vznikající kolísání hustoty vede k další kompresi plynu a vzniku hvězdy. Magnetická pole v oblacích a turbulence tomu brání.
Oblast se zvýšenou koncentrací látky musí mít dostatečnou délku, aby zajistila, že gravitace odolá elastické síle (tlakovému gradientu) plynného a prachového média. Taková kritická velikost se nazývá Jeansův poloměr (anglický fyzik a astronom, který na začátku 20. století položil základy teorie gravitační nestability). Hmota obsažená v Jeanspoloměr také nesmí být menší než určitá hodnota a tato hodnota (hmotnost džínů) je úměrná teplotě.
Je jasné, že čím je médium chladnější a hustší, tím menší je kritický poloměr, při kterém se fluktuace nevyhladí, ale pokračuje ve zhutňování. Dále, formování hvězdy probíhá v několika fázích.
Kolaps a fragmentace části cloudu
Když je plyn stlačen, uvolňuje se energie. V raných fázích procesu je nezbytné, aby se kondenzační jádro v oblaku mohlo účinně ochlazovat vlivem záření v infračervené oblasti, které je prováděno především molekulami a prachovými částicemi. Proto je v této fázi zhutnění rychlé a stává se nevratným: fragment mraku se zhroutí.
V takto smršťující se a zároveň ochlazující oblasti, pokud je dostatečně velká, se mohou objevit nová kondenzační jádra hmoty, protože s nárůstem hustoty klesá kritická Jeansova hmota, pokud se teplota nezvyšuje. Tento jev se nazývá fragmentace; díky němu ke vzniku hvězd nejčastěji nedochází po jedné, ale ve skupinách - asociacích.
Doba trvání fáze intenzivní komprese je podle moderních konceptů malá - asi 100 tisíc let.
Zahřátí fragmentu oblaku a vytvoření protohvězdy
V určitém okamžiku se hustota kolabující oblasti příliš zvýší a ztratí průhlednost, v důsledku čehož se plyn začne zahřívat. Hodnota hmoty Jeans se zvyšuje, další fragmentace se stává nemožným a komprese klesápouze úlomky, které se do této doby již vytvořily, jsou testovány působením vlastní gravitace. Na rozdíl od předchozí fáze trvá tato fáze v důsledku neustálého zvyšování teploty a tím i tlaku plynu mnohem déle – asi 50 milionů let.
Objekt vzniklý během tohoto procesu se nazývá protostar. Vyznačuje se aktivní interakcí se zbytkovým plynem a prachovou hmotou mateřského mraku.
Vlastnosti protostars
Nově zrozená hvězda má tendenci vysypat energii gravitační kontrakce směrem ven. Uvnitř se rozvíjí konvekční proces a vnější vrstvy vyzařují intenzivní záření v infračerveném a poté v optickém rozsahu, ohřívají okolní plyn, což přispívá k jeho řídnutí. Pokud dojde k vytvoření hvězdy o velké hmotnosti, s vysokou teplotou, je schopna téměř úplně „vyčistit“prostor kolem sebe. Jeho záření ionizuje zbytkový plyn – tak se tvoří oblasti HII.
Zpočátku se mateřský fragment oblaku samozřejmě tak či onak otáčel, a když je stlačen, díky zákonu zachování momentu hybnosti se rotace zrychluje. Pokud se zrodí hvězda srovnatelná se Sluncem, okolní plyn a prach na ni budou dále padat v souladu s momentem hybnosti a v rovníkové rovině vznikne protoplanetární akreční disk. Vzhledem k vysoké rychlosti rotace je protohvězda vyvržena horký, částečně ionizovaný plyn z vnitřní oblasti disku ve formě polárních tryskových proudů srychlostí stovek kilometrů za sekundu. Tyto výtrysky, srážející se s mezihvězdným plynem, tvoří rázové vlny viditelné v optické části spektra. K dnešnímu dni již bylo objeveno několik stovek takových jevů - Herbig-Harových objektů.
Horké protohvězdy blízké hmotnosti Slunci (známé jako hvězdy T Tauri) vykazují chaotické variace jasu a vysokou svítivost spojenou s velkými poloměry, jak se dále smršťují.
Začátek jaderné fúze. Mladá hvězda
Když teplota v centrálních oblastech protohvězdy dosáhne několika milionů stupňů, začnou tam termonukleární reakce. Proces zrození nové hvězdy v této fázi lze považovat za dokončený. Mladé slunce, jak se říká, „sedne na hlavní sekvenci“, tedy vstupuje do hlavní etapy svého života, během níž je zdrojem jeho energie jaderná fúze helia z vodíku. Uvolnění této energie vyrovnává gravitační kontrakci a stabilizuje hvězdu.
Rysy průběhu všech dalších fází vývoje hvězd jsou dány hmotností, se kterou se zrodily, a chemickým složením (metalicitou), které do značné míry závisí na složení nečistot prvků těžších než helium v počátečním cloudu. Pokud je hvězda dostatečně hmotná, zpracuje část hélia na těžší prvky – uhlík, kyslík, křemík a další – které se na konci svého života stanou součástí mezihvězdného plynu a prachu a slouží jako materiál pro vznik nových hvězd.
