Přemýšlejte o tom, jak se mění barva kusu kovu v závislosti na teplotě. Cívka elektrického sporáku bude na začátku černá, ale s přibývajícím teplem začne žhnout matně červenou barvou. Při větším zahřátí se cívka změní na jasněji červenou a poté na oranžovou. Při extrémně vysokých teplotách se cívka změní na žlutobílou, nebo dokonce modrobílou (je těžké si představit, že by se cívka sporáku tak rozpálila). Barvu hvězdy určuje také teplota jejího povrchu. Relativně chladné hvězdy jsou červené, teplejší hvězdy jsou oranžové nebo žluté a extrémně horké hvězdy jsou modré nebo modrobílé. barva je nejběžnějším způsobem klasifikace hvězd. Následující tabulka ukazuje klasifikační systém. Třída hvězdy je označena písmenem. Každému písmenu odpovídá barva a také rozsah teplot. Všimněte si, že tato písmena neodpovídají názvům barev; jsou pozůstatkem staršího systému, který se již nepoužívá. U většiny hvězd souvisí povrchová teplota také s velikostí. Větší hvězdy produkují více energie, takže jejich povrch je teplejší. Tyto hvězdy mají tendenci k modrobílé barvě. Menší hvězdy produkují méně energie. Jejich povrch je méně horký, a proto mají tendenci být žlutavé.
Jak uvádí NASA, hvězdy mají životní cyklus, který se projevuje podobně jako životní cyklus živého tvora: rodí se, rostou, v průběhu času se mění a nakonec umírají. Většina hvězd změní svou velikost, barvu a třídu alespoň jednou za život. To, co astronomové vědí o životních cyklech hvězd, vyplývá z údajů získaných z vizuálních, rádiových a rentgenových teleskopů. Chcete-li se dozvědět více o vzniku hvězd od Evropské kosmické agentury (ESA), klikněte zde.
Hlavní posloupnost
Po většinu života hvězdy probíhá v jádře jaderná fúze, při níž se z vodíku vyrábí helium. Hvězda v této fázi je hvězda hlavní posloupnosti. Tento termín pochází z Hertzsprungova-Russellova diagramu, který je zobrazen zde. U hvězd na hlavní posloupnosti teplota přímo souvisí s jasností. Hvězda je na hlavní posloupnosti tak dlouho, dokud je schopna vyrovnávat vnitřní gravitační sílu s vnější silou jaderné fúze ve svém jádře. Čím je hvězda hmotnější, tím více musí spalovat vodíkové palivo, aby zabránila gravitačnímu kolapsu. Protože spalují více paliva, mají hmotnější hvězdy vyšší teploty. Hmotné hvězdy také dříve vyčerpají zásoby vodíku než menší hvězdy. naše Slunce je hvězdou hlavní posloupnosti již asi 5 miliard let a na hlavní posloupnosti bude pokračovat ještě asi 5 miliard let. Velmi velké hvězdy mohou být na hlavní posloupnosti pouze 10 milionů let. Velmi malé hvězdy mohou vydržet desítky až stovky miliard let.
Červení obři a bílí trpaslíci
Když hvězda začne spotřebovávat svůj vodík, spojuje atomy helia do těžších atomů, například uhlíku. Hvězda typu modrý obr vyčerpala své vodíkové palivo a nachází se v přechodné fázi. Když jsou lehké prvky z větší části vyčerpány, hvězda již nemůže odolávat gravitaci a začne se hroutit dovnitř. Vnější vrstvy hvězdy rostou směrem ven a chladnou. Větší a chladnější hvězda se zbarví do červena, a proto se nazývá červený obr. červený obr nakonec spálí veškeré helium ve svém jádře. Co se stane dál, závisí na tom, jak je hvězda hmotná. U typické hvězdy, jako je Slunce, se fúze zcela zastaví. Gravitační kolaps smrští jádro hvězdy na bílý zářící objekt o velikosti Země, který se nazývá bílý trpaslík. Bílý trpaslík nakonec zanikne.
Superobři a supernovy
Hvězda, které dojde helium, ukončí svůj život mnohem dramatičtěji. Když velmi hmotné hvězdy opustí hlavní posloupnost, stanou se červenými veleobry. na rozdíl od červených obrů, když v červeném veleobru dojde všechno helium, fúze pokračuje. Lehčí atomy se slučují na těžší atomy až po atomy železa. Při vytváření prvků těžších než železo pomocí fúze se spotřebuje více energie, než se vyrobí, takže hvězdy obvykle žádné těžší prvky nevytvářejí. Když už hvězda nemá žádné další prvky, které by mohla slučovat, jádro podlehne gravitaci a zhroutí se, čímž vznikne prudká exploze zvaná supernova. Výbuch supernovy obsahuje tolik energie, že se atomy mohou slučovat a vytvářet těžší prvky, jako je zlato, stříbro a uran. Supernova může po krátkou dobu zářit stejně jasně jako celá galaxie. Všechny prvky s atomovým číslem větším než lithium vznikly ve hvězdách jadernou fúzí.
Neutronové hvězdy a černé díry
Po výbuchu supernovy jsou zbytky materiálu v jádře extrémně husté. Pokud je hmotnost jádra menší než přibližně čtyřnásobek hmotnosti Slunce, stává se hvězda neutronovou hvězdou. Neutronová hvězda je tvořena téměř výhradně neutrony, relativně velkými částicemi, které nemají elektrický náboj. pokud je hmotnost jádra zbylého po výbuchu supernovy větší než přibližně pětinásobek hmotnosti Slunce, jádro se zhroutí do černé díry. Černé díry jsou tak husté, že jejich gravitaci neunikne ani světlo. Bez světla nelze černou díru přímo pozorovat. Černou díru však lze identifikovat podle jejího vlivu na okolní objekty a podle záření, které uniká po jejích okrajích. Video níže vlevo ukazuje, jak by vypadalo pozorování supernovy, zatímco druhá přednáška TED Talk se věnuje lovu černých děr.
.