Předurčeny k zániku: Jaká pravidla řídí život a smrt hvězd?
Zatímco některé typy hvězd žijí desítky miliard let, jiné umírají v řádu jednotek milionů let. Jaké hvězdy mají život nejkratší?
Odpověď na otázku životnosti různých typů stálic přináší teorie hvězdných niter a hvězdného vývoje, která se téměř ve své současné podobě objevila už v období kolem druhé světové války. Daný matematický model jednoznačně ukazuje, že život hvězdy představuje v podstatě nekončící souboj dvou sil: gravitace, která má tendenci ji smrštit, a síly související s tlakem plynu a záření, jež ji chce naopak roztrhnout.
Pokud zmíněné síly spočívají v rovnováze, je hvězda dlouhodobě stabilní. V životním cyklu každé z nich nastává taková situace nejčastěji na tzv. hlavní posloupnosti Hertzsprungova–Russellova diagramu. V popsané fázi se v nitru stálice odehrává termojaderná reakce, přeměňující vodík na helium. Její tempo nicméně silně závisí na vnitřní struktuře hvězdy, která je dána především její hmotností.
Tempo je tedy téměř překotné pro horké obry spektrálních typů O a B, nebo naopak velmi úsporné pro trpaslíky typu M. Horkým hmotným hvězdám tudíž jaderné palivo dojde dřív než jejich chladným málo hmotným protějškům, přestože ho měly k dispozici mnohem víc.
A tak zatímco červení trpaslíci žijí desítky miliard let, u hvězd typu Slunce se jedná zhruba o deset miliard roků a životnost velmi masivních horkých stálic se počítá v milionech let. Poslední zmíněné pak po vyčerpání paliva často končí svůj život dramaticky jako supernovy, po nichž může zůstat buď neutronová hvězda, nebo černá díra.
