Astronomický proseminář II Hvězdy I základní charakteristiky hvězd rozpětí základních charakteristik • ač dříve byly představy jiné, dnes víme, že hvězdy se svými vnějšími i vnitřními charakteristikami výrazně liší • hmotnost: od 0,075 M7 (červení trpaslíci - Gliese 623 B) do 60 M7 (hmotní „modří" veleobři -Plaskettova hvězda) • poloměr: od 12 km = 1,7 ■ 10~5 R 7 (neutronové hvězdy) až po 2000 R 7 (červení veleobři - VV Cephei, (x Cephei) • zářivý výkon: od 1,5 -10-5 L7 (červení trpaslíci -Gliese 623 B) až 107 L7 (velmi hmotné nestacionární hvězdy typu r| Carinae) základní charakteristiky hvězd rozpětí základních charakteristik • efektivní teplota: od 2500 K u červených trpaslíků a obrů až po stovky tisíc K u jader planetárních mlhovin • chemické složení: pozorovány jsou jen svrchní vrstvy hvězd, jejichž složení zpravid a odpovídá složení zárodečné mlhoviny, H a He mají cca stejné relativní zastoupení jako na Slunci, rozdíly jsou v obsahu těžších prvků: od téměř 0 % u nejstarších hvězd v kulových hvězdokupách až po 5 % u příslušníků tzv. extrémní ploché složky Galaxie (Slunce má 2 % těžších prvků) • Slunce není v žádné charakteristice hvězdou extrémní typické hvězdy Slunce x 100 nejbližších hvězd: Slunce je nadprůměrná hvězda, jen 7 hvězd má větší hmotnost, poloměr a zářivý výkon Slunce x 100 nejjasnějších hvězd: Slunce je silně podprůměrná hvězda, jen jediná hvězda (a Centauri B) má zářivý výkon, hmotnost a poloměr menší za typickou hvězdu slunečního okolí (nalezena jako medián zářivého výkonu) lze označit okem neviditelnou hvězdu H D 155 876 v Herkulovi, vzdálenou 21 ly, L je 1/50 L, , R je 2/5 R/5Tef 3500 K a M 1/3 M7 typičtí zástupci hvězd hvězdné oblohy a současně nejjasnější hvězdy severní hvězdné oblohy jsou Vega a Arcturus: - Vega je hvězdou hlavní posloupnosti spektrálního typu A0, má L 45 Sluncí, R 2,6 R7 , Tef 9400 K, M asi 2,3 M7 - Arcturus je obrem spektrálního typu K2 III s efektivní teplotou 4200 K, s R asi 20 R/ , s L cca 110 L7 a M kolem 2 M7 - je již v pokročilém stadiu vývoje výběrový efekt na obloze vidíme výjimečné hvězdy, jež svítí mnohokrát více než Slunce je to důsledkem tzv. výběrového efektu, který souvisí s tím, že hvězdy s větší svítivostí pozorujeme i na větší vzdálenost zanedbáme-li extinkci a za předpokladu homogenního rozložení hvězd, pak bude objem oblasti, odkud lze hvězdy 0 absolutní jasnosti S pozorovat, úměrný S372 pro typické hvězdy hvězdné oblohy (S ~ 55 S7 ) je tento objem 400x větší než pro hvězdy slunečního typu a pro typické hvězdy slunečního okolí (S ~ 0,004 S7 ) je naopak 4000x menší než objem hvězd Slunci podobných - statistiky, které výběrový efekt neuvažují jsou nepřesné mezi hvězdami ve slunečním okolí se nachází méně než 1 % obrů, 7 % tvoří bílí trpaslíci a 92 % tzv. hvězdy hlavní posloupnosti, mezi nimiž převládají červení trpaslíci tudy M - ti představují celkem 73 % hvězdné populace definice hvězdy • hvězdy jsou samostatná souvislá gravitačně vázaná tělesa o hmotnostech od 0,075 M, do 100 M/ modely hvězd • stavbu ani vývoj hvězd nemůžeme studovat Dřímo, mají ohromné vnitřní teploty a tlaky, ivězdný vývoj probíhá v časových měřítkách o 5 až 8 řádů delších než je délka lidského života • stavbu a vývoj hvězdy studujeme Drostřednictvím matematických modelů jejich ivězdného nitra, které (nejčastěji formou soustavy diferenciálních rovnic) odrážejí všechny podstatné fyzikální skutečnosti a děje probíhající v jejich fyzických předlohách vznik hvězd vznik hvězd obří molekulové oblaky • hvězdy v současnosti vznikají nejčastěji ve skupinách z náhodného zhuštění v oblaku relativně chladné a husté mezihvězdné látky, uvnitř tzv. obřích molekulových mračen • gravitačně vázané objekty složené z plynu a prachu o hmotnostech od 105 do 106 M7 , o rozměru cca 50 pc, obsahují přes 50 % mezihvězdné látky v galaxiích, jsou útvary s životní dobou řádově 108 let • jsou tvořeny molekulárním a neutrálním H, He a dalšími prvky, spojenými občas i do dosti složitých molekul, další složkou molekulových mračen jsou zrníčka mezihvězdného prachu, která hrají důležitou roli v energetice mračen tím, že stíní vnitřní části oblaku a přebytečné teplo dokáží účinně vyzářit do prostoru, čímž cely oblak dlouhodobě udržují na velmi nízké teplotě několika K • tempo vznikání hvězd je obecně velmi nerovnoměrné, setkáváme se s údobími, kdy vznik hvězd na dlouho téměř ustává a naopak Jeansovo kritérium řada skutečností vznikání nových hvězd brání vznikne-li fluktuace hustoty, pak se tato část oblaku začne v důsledku vlastní gravitace hroutit Droti působí neuspořádaný tepelný pohyb molekul, který má :endenci vzniklou fluktuaci opět vyhladit náhodně vzešlá fluktuace se nerozplyne, pokud je splněno tzv. Jeansovo kritérium, hmotnost zhustku M musí překročit jistou kritickou hmotnost Mj M,= Jeansovo kritérium hvězdy mohou vznikat jen v těch částech molekulových mračen, kde je co nejnižší teplota a co nejvyšší hustota látky pro vznik zárodků budoucích hvězd podmínky v molekulových oblacích nejpříznivější, samy o sobě ještě nestačí k žádoucímu zahuštění může posloužit třeba: - setkání molekulového oblaku s expandující oblastí velmi horkého a řídkého ionizovaného vodíku (oblasti H II) - vzplanutí blízké supernovy - průchod oblaku hustotní vlnou ve spirální galaxii - srážka oblaku se stacionární rázovou vlnou spojenou se spirální strukturou galaxie - nepružná srážka dvou galaxií, k nímž nezřídka dochází zejména v galaktických kupách Jeansovo kritérium zhustek se v průběhu kontrakce začne drobit na menší části, které pak dávají vznik zárodkům jednotlivých hvězd, tzv. protohvězdám Dřekážku vývoje představuje zákon zachování momentu nybnosti: osamostatní-li se nějaký zárodek hvězdy a začne se hroutit, začne se současně roztáčet, pokud odstředivé zrychlení vyvolané rotací někde v zárodku hvězdy přesáhne hodnotu gravitačního zrychlení, kontrakce se zde zastaví nastupují procesy, jimiž se zárodek hvězdy přebytečného momentu dostatečně účinně zbavuje - vytvořením rozsáhlého plochého, tzv. akrečního disku o poloměru stovek astronomických jednotek, který na sebe naváže nadbytečnou část momentu hybnosti protohvězda je relativně samostatné předhvězdné těleso, v níž nejdůležitější roli hraje vlastní gravitace nutící protohvězdu ke kontrakci v průběhu etapy gravitačního hroucení protohvězdy lze vysledovat dvě fáze: počáteční rychlou, po níž následuje pomalejší smršťování rychlá fáze hvězdné kontrakce jedná se o víceméně volný pád částic do centra tíže, lze ukázat, že celková doba zhroucení kulového oblaku o hustotě r do bodu řffvolným pádem, pokud by se síle gravitační nepostavila žádná síla odstředivá, je dána vztahem: • Slunce by se volným pádem zhroutilo do bodu asi za 30 minut, pro oblak s typickou koncentrací 104 molekul H v cm3 (3,3 -10-17 kg nr3) dostáváme charakteristický čas 350 000 let pomalá fáze hvězdné kontrakce v centrální částech hvězdy v důsledku rychlého kolapsu rychle vzrůstá hustota, teplota a tedy i tlak materiálu, roste i gradient tlaku až do ustavení hydrostatické rovnováhy hvězda na počátku této pomalé fáze kontrakce je objektem v rovnovážném stavu drženým pohromadě vlastní gravitací jde o vázaný systém tvořený částicemi ovlivňujících se navzájem především gravitací a lze na něj aplikovat větu o viriálu: 2 + = 0, kde je střední hodnota celkové vnitřní energie tělesa, převážně pak kinetické energie neuspořádaného tepelného pohybu, a <ÉP> střední hodnota potenciální energie na počátku vývoje byl zárodek hvězdy velice rozlehlý a chladný, lze považovat jeho celkovou kinetickou a potenciální energii za nulovou v průběhu kolapsu pak nutně klesá potenciální energie a roste vnitřní -kinetická energie část energie se ale dostává do prostoru v podobě záření; celková vyzářená energie nechť je Erad. pomalá fáze hvězdné kontrakce ze zákona zachování energie: + + Erad = 0. Kombinací této rovnosti s větou o viriálu dostaneme další zajímavé vztahy: Erad = =~/2, čili, že smršťováním uvolněná potenciální energie se napůl rozděluje na vyzářenou energii a celkovou vnitřní energii, zárodek hvězdy se musí ohřívat a zářit tempo smršťování a ohřívání bude diktováno rychlostí úniku energie, tedy zářivým výkonem hvězdy geometrické místo bodů na H-R diagramu, od nichž napravo jsou hroutící se hvězdy v kompletní konvektivní rovnováze, je tzv. Hayashiho linie vývoj hvězdy je diktován skutečností, že hvězda září do prostoru, ztráta energie vyzařováním se z větší části hradí z potenciální energie - hvězda se smršťuje, je využita pouze polovina uvolněné energie a zbytek se použije k „navýšení" vnitřní energie hvězdy hvězda je tak únikem tepla z povrchu paradoxně zahřívána Star fully connective Hyashi Track Radiative core develops Main Sequence yas orbidden Zone Hydrogen _J fusion begins Log Temperature jaderná nukleosyntéza jaderný vývoj hvězd Zapálení termonukleárních reakcí v rané fázi vývoje vstupují do hry termonukleární reakce jako velmi výdatný alternativní zdroj energie termonukleární reakce probíhají nejúčinněji v centru smršťující se hvězdy, v místech, kde je největší hustota a teplota během smršťování se nejprve zapalují termonukleární reakce, při nichž se mění lehčí prvky, jako lithium, bór a deuterium, na helium vzhledem k malému obsahu zmíněných prvků i nižší energetické vydatnosti reakcí, představuje energetický výkon zmíněných reakcí vždy poměrně malý přínos k celkové energetické bilanci hvězdy a projeví se tím, že během hoření lehčích prvků tempo smršťování poněkud poleví po spotřebování prvků s relativně nízkou „zápalnou :eplotou" pokračuje smršťování jako předtím jaderný vývoj hvězd pokud se v centru vytvoří teplota alespoň 8 milionů K, začnou ve hvězdě dostatečně rychle probíhat vodíkové reakce část zářivého výkonu hvězdy se totiž hradí z výkonu uvolněného vodíkovými reakcemi proces postupného smršťování se nyní postupně zvolňuje, nicméně teplota a hustota v centrálních oblastech hvězdy stále rostou zvyšuje se tempo vodíkových reakcí, a tím i jejich energetický přínos, v okamžiku, kdy je schopen výkon pocházející z termonukleárních reakcí plně hradit veškeré energetické ztráty hvězdy způsobené vyzařováním, se smršťování hvězdy zastaví uvolňování energie jadernými procesy je velmi účinné, hvězda přechází do kvazistabilního stavu, vývoj hvězdy se nyní odehrává v tzv. nukleární časové škále, která se počítá na miliardy let hvězda vstupuje do nejdelší etapy svého života - stává se hvězdou hlavní posloupnosti jaderný vývoj hvězd výjimkou jsou objekty o hmotnosti menší než 0,075 M7 v průběhu pomalé fáze smršťování v nich totiž naroste hustota natolik, že se v centrálních oblastech hvězdy objeví elektronová degenerace ta celou kontrakci zmrazí, teplota 8 milionů K nedosáhne, H se nezapálí objektům, jež stojí na pomezí mezi velkými planetami a hvězdami, říkáme hnědí trpaslíci. Hnědí trpaslíci po svém neúspěšném pokusu o zapálení vodíkových reakcí končí aktivní část svého vývoje a mění se v elektronově degenerované objekty složené převážně z vodíku. Vzhledem k tomu, že tlak v elektronově degenerovaných objektech prakticky nezávisí na teplotě, jejich poloměr se v průběhu času mění jen nepatrně. Hnědý trpaslík však má nenulovou povrchovou teplotu a nutně dále ztrácí svou energii vyzařováním. Tentokrát se tak děje výhradně na účet vnitřní energie hvězdy, potenciální energie se již nemění. Hvězda chladne, její vnitřní i povrchová teplota klesá. Tím ovšem klesá i zářivý výkon hvězdy, která se mění stále pomaleji. Hnědý trpaslík se pozvolna stává nezářícím černým trpaslíkem. hvězdy hlavní posloupnosti hoření vodíku v centru hvězdami hlavní posloupnosti (Main Sequence - MS) jsou ty hvězdy, jejichž zářivý výkon je takřka plně hrazen z energie, která se v jejich centrálních částech uvolňuje termonukleární přeměnou vodíku na helium. Ve stadiu hvězdy hlavní posloupnosti hvězdy stráví 80-90% svého aktivního života hvězdy do etapy hvězd hlavní posloupnosti vstupují jako důkladně promíchané, chemicky víceméně stejnorodé objekty množina všech bodů na H-R diagramu, které obsadí chemicky homogenní hvězdy standardního chemického složení (70% H, 28% He), je tzv. hlavní posloupnost nulového stáří (Zero Age Main Sequence - ZAMS) poloha na ZAMS je jednoznačně dána hmotností hvězdy Star fully connective Hyashi Track Main Sequence Radiative core develops Hydrogen _J fusion begins Hyashi Forbidden Zone Log Temperature hvězdy hlavní posloupnosti -hoření vodíku v centru závislost hmotnost-zářivý výkon (zhruba L ~ M3 5) je výsledkem vlastností vnitřní stavby hvězd, kdy teplejší hvězdy s větší hmotností jsou od okolí hůře izolovány než hvězdy méně hmotné Dotřebný výkon se ve hvězdě snadno zajistí vhodnou centrální :eplotou hvězdy hmotnější musejí proto mít v centru vyšší teplotu, než hvězdy méně hmotné. Mimořádná stabilita hvězd na hlavní posloupnosti je dána faktem, že se zde jaderně mění nejvyhřevnější známé nukleární palivo - H, který je současně nejběžnějším prvkem ve hvězdách. Během fáze, kdy je objekt hvězdou hlavní posloupnosti, se jeho charakteristiky mění jen málo. Hvězda si podržuje svůj výkon, což je přirozený důsledek faktu, že tento výkon je dán izolačními vlastnostmi obalu hvězdy, který se v průběhu jaderného hoření v centru prakticky nemění. Díky tomu lze vcelku spolehlivě odhadnout celkovou dobu, kterou hvězda na hlavní posloupnosti stráví. hvězdy hlavní posloupnosti hoření vodíku v centru nejhmotnější hvězdy stráví na hlavní Dosloupnosti řádově miliony let, nejméně imotné pak stovky miliard let vesmír zřejmě není starší než 15 miliard let, ani ty nejstarší hvězdy ve vesmíru o hmotnosti menší než 0,85 M7 nestačily opustit hlavní posloupnost jejich vývoj po opuštění hlavní posloupnosti nelze tudíž ověřit pozorováním největší část svých zásob vodíku dokáží během stadia hvězdy na hlavní posloupnosti spořádat hmotné hvězdy hvězdy hlavní posloupnosti hoření vodíku v centru • Ve hvězdách o hmotnosti menší než 2 M/ je energeticky nejvýznamnější tzv. protonově-protonovy řetězec. Jaderné reakce hoří v blízkosti centra, přenos energie se děje zářivou difúzí, vyhořelý materiál se tu tudíž nepromíchává. Nejrychleji probíhají jaderné reakce v samotném centru, protože tam je největší teplota i hustota; směrem od centra se tempo jaderných reakcí zvolňuje. Největší odchylku od standardního chemického složení proto lze očekávat právě v centru, směrem k povrchu bude chemické složení monotónně přecházet ve složení standardní. • Poněkud jiné poměry jsou ve hvězdách hmotnějších, kde se energeticky nejúčinnější jeví teplotně enormně citlivý CNO cyklus. Díky této přecitlivělosti dochází ke spalování vodíku dostatečně rychle jen v nepatrném ohnisku v samotném centru. Zdroj energie je zde takřka bodový a zářivá difúze není schopna veškerou energii přenášet. Nastupuje tedy konvekce, která nejen že odvádí teplo z této přehřáté oblasti, ale slouží též jako účinný mechanismus dopravující do místa jaderného hoření stále čerstvý jaderný materiál. hvězdy hlavní posloupnost' hoření vodíku v centru • I během vývoje hvězd hlavní posloupnosti dochází k závažným změnám ve vnitřní stavbě hvězdy, které se pak odrazí i v jistém pozvolném vývoji pozorovatelných charakteristik hvězd. Rozhodující příčinou vývoje je změna chemického složení hvězdy v oblasti jaderného hoření (u hmotných hvězd v oblasti konvektivního jádra). • V centrálních oblastech hvězd se postupně hromadí popel vodíkových jaderných reakcí - He. Tato oblast je oddělena od povrchových vrstev hvězdy statickou zónou, kde se energie přenáší výhradně zářivou difúzí, k místům jaderného hoření se nemůže dostat čerstvý hvězdný materiál bohatý na vodík, třebaže je ho ve hvězdě dostatek. hvězdy hlavní posloupnosti hoření vodíku v centru V jádru se postupně zásoba vodíku vyčerpává. Dalo by se tak očekávat, že s postupem času bude jaderný výkon centra klesat. Opak je však pravdou. Souvisí to se skutečností, že při H reakcích klesá počet částic na 1 kg látky. Pokud by se udržovala na stejné teplotě a hustotě, pak by v ní klesal tlak, což by ovšem nutně muselo vést k narušeni stavu mechanické rovnováhy. Ve skutečnosti je však tato rovnováha ve hvězdě neustále úzkostlivě udržována, což znamená, že hvězda uvnitř přestavuje - centrální části hvězdy se pozvolna hroutí, zahušťují, jejich konfigurační energie klesá. Při tomto pozvolném procesu se uvolňuje energie, která z části odchází z hvězdy, zčásti v ní však zůstává a způsobuje, že se vnitřek hvězdy pomalu dále nahřívá. Zvyšující se teplota je pak příčinou toho, že v centru tempo jaderných reakcí i jejich energetická vydatnost rostou, výkon jádra roste. hvězdy hlavní posloupnosti -hoření vodíku v centru • Na počátku stadia hvězdy hlavní posloupnosti bylo jen obtížné najít hranici mezi vnějším obalem hvězdy a jejím jádrem. S tím však, jak se jádro se zvyšujícím se podílem helia hroutí a zahušťuje, je však tento rozdíl stále patrnější. Pozorujeme zde i jistý skok, a to nejen v chemickém složení, ale i v hustotě. Jádro se v průběhu vývoje pozvolna osamostatňuje a začíná určovat i to, jak vyhlíží zbytek hvězdy. • Monotónně rostoucí tok energie uvolňované v jádru hvězdy vede jak ke zvyšování jejího výkonu hvězdy, tak slouží k nárůstu potenciální energie obalu. Vnější vrstvy hvězdy expandují, hvězda se rozpíná, její poloměr i povrch se zvětšují. Dochází též k jisté pozvolné změně efektivní teploty hvězdy - u hvězd hmotnějších než 2 M7 teplota v průběhu času mírně klesá, u hvězd s hmotností sluneční a menší naopak po celou dobu stadia hvězdy hlavní posloupnosti mírně roste. k větvi obrů - hoření vodíku ve slupce • Jakmile se v centrálních částech hvězd hlavní posloupnosti vyčerpá zhruba 95 % zásob vodíku, nebude již s to výkon termonukleárního reaktoru zajistit celý výkon vyzařovaný hvězdou. V centru se okamžitě nasazuje přídavný zdroj energie - hvězda se zde začne rychle smršťovat. Centrální části hvězdy se rychle zahušťují, teplota zde roste. • Rozměry takřka vyhořelého jádra se zmenšují, jádro za sebou strhává i ty oblasti hvězdy, které dosud nebyly aderně aktivní, a vtahuje je do míst s výrazně vyšší :eplotou. V přilehlých oblastech s vysokým obsahem vodíku se vzápětí zapalují vodíkové reakce probíhající zde v poměrně mocné vrstvě, které se záhy stanou dominantním zdrojem jaderné energie ve hvězdě. V jádru i nadále dobíhají vodíkové reakce, které po sobě záhy zůstaví prakticky čistě heliové jádro. k větvi obrů - hoření vodíku ve slupce • Výkon uvolňovaný prostřednictvím termonukleárních reakcí probíhajících ve slupce vrstvě brzy překoná předchozí výkon jádra. Obal hvězdy tavk dostává z nitra více tepla než předtím, více než stačí přenést. Část toku energie se v tak obalu zadrží a poslouží k jeho expanzi. Poloměr hvězdy rychle roste, roste tím i plocha, jíž se do prostoru zvýšený výkon hvězdy odvádí. Obal se tak podřizuje diktátu nyní již takřka zcela samostatného jádra, které vyrábí stále více energie. Hvězda zmnohonásobuje své rozměry a chladne. Ve vnějších vrstvách těchto rozměrných hvězd se energie začne přenášet především konvekcí. • Tempo vodíkových reakcí neustále roste, hmotnost vyhořelého jádra se zvolna zvětšuje. U méně hmotných hvězd, jejichž nitro je relativně hustší a chladnější, zakrátko dochází k elektronové degeneraci heliového jádra. Vrstvička hořícího vodíku se postupně ztenčuje, ale její teplota vzrůstá. Energetická produkce jádra vůčihledně roste. Na H-R diagramu se hvězda svižně přesouvá do extrémní oblasti rozměrných červených obrů (Red Giant Branch -RGB). Zde stav hvězdy už vůbec nezávisí na počáteční hmotnosti hvězdy, důležitý je vnitřní stav hvězdy daný zejména okamžitou hmotností jejího kompaktního jádra. zapálení heliových reakc S tím, jak se zvyšuje hmotnost vyhořelého heliového jádra, roste i jeho teplota. Jakmile hmotnost jádra přeroste 0,45 M7 , přesáhne v něm teplota hranici 100 milionů K. Tehdy dojde v nitru hvězdy k významné události - k zažehnutí nového zdroje energie, jímž jsou heliové reakce, při nichž vzniká uhlík, případně i kyslík. Jakkoli jsou to reakce energeticky chudé, znamenají ve vývoji hvězdy důležitý obrat, dany skutečností, že se znovu energeticky aktivní jádro poněkud rozepne. Tím se ovšem ochladí vrstvička hořícího vodíku obalující heliové jádro a tempo jaderných reakcí zde výrazně klesne. • Celkový výkon uvolňovaný termonukleárními reakcemi tak po zapálení dalšího jaderného zdroje paradoxně pok esne. Snížený příkon energie z centra vede k tomu, že se obal hvězdy smrští a zahřeje. Hvězda se stává běžným hvězdným obrem jen několikrát větším než Slunce, obrem tvou Arctura či Capellv. zapálení heliových reakc Heliové reakce probíhají rychle, celá tato poměrně Doklidná etapa trvá zhruba 10 let. V centru hořícího leliového jádra se brzy začíná hromadit popel reakcí -uhlík a kyslík. Jakmile se ve hvězdě vytvoří energeticky neaktivní jádro z vyhořelého jaderného materiálu, začne se vnitřek hvězdy opět hroutit. Na povrchu neaktivního C-0 jádra se zažehne vrstvička hořícího helia. K ní zvnějšku přiléhá slupka neaktivního helia a nad níž nacházíme skutečnou energetickou centrálu hvězdy, jíž je vrstvička hořícího vodíku, která zajišťuje takřka cely výkon hvězdy. • Hvězda se znovu nadýmá, tentokrát ještě více než kdykoli předtím, stává se příslušníkem tzv. asymptotické větve obrů (Asymptotic Giant Branch - AGB). Její zářivý tok až o 4 řády překonává tok, který dotyčná hvězda produkovala ve stadiu hvězdy hlavní posloupnosti. zapálení heliových reakcí V závěru této dramatické vývojové fáze, kdy hvězda mohutně září a navíc rychle ztrácí svou hmotu hvězdným větrem a pulzacemi obalu, dojde v centru k několika explozivním znovuzažehnutím heliových reakcí ve slupce obalující C-0 jádro. V důsledku těchto, tzv. tepelných pulzů se v centru prostřednictvím s-procesu (zachycování pomalých neutronů) syntetizují i poměrně vzácné nuklidy. • Vzhledem k tomu, že konvektivní vrstva zasahuje až do oblasti jaderného hoření, jsou jeho zplodiny vynášeny do horních vrstev hvězdy, odkud se hvězdným větrem dostávají do prostoru. AGB hvězdy tak velice účinně ovlivňují chemické složení mezihvězdné látky a jsou motorem chemického vývoje Galaxie. A 300-500 R 0 cumstellar dust envelope thermal pulses zapálení a hoření dalších prvků • V jádru hvězdného obra, které se stává stále hustším a teplejším, se postupně vytvářejí podmínky pro zapálení další série termonukleárních reakcí, při nichž „termonukleárně hoří" uhlík a kyslík na těžší prvky. • Tempo jaderného vývoje v centrálních částech hvězdy se neustále zvyšuje, struktura jádra hvězdy je komplikovaná, ve hvězdě existuje řada aktivních i neaktivních vrstev. Dochází k zapalování i zhášení různých typů reakcí, jimiž se vytvářejí stále těžší prvky až po prvky skupiny železa. Jejich jádra jsou nejpevněji vázána, jimi poklidný jaderný vývoj končí. zapálení a hoření dalších prvků • Jakmile se ve hvězdě vytvoří degenerované železné jádro dostatečné hmotnosti (1,4 M7 ) dojde k zhroucení celého vnitřku hvězdy - výsledkem je neutronová hvězda nebo černá díra - hvězda vzplane jako supernova typu II, respektive I b. Nicméně do takových konců dojde jen nepatrné procento hvězd. • Po celou dobu nukleárního vývoje hraje v energetické bilanci hvězdy nejdůležitější úlohu energie uvolňovaná vodíkovými reakcemi. To tvrzení platí i ke konci vývoje, kdy v centru hvězdy nacházíme hned několik oblastí jaderného hoření a samotná vrstvička hořícího vodíku je až neuvěřitelně tenká. Navzdory tomu její výkon v rozhodující míře určuje výkon celé hvězdy. zapálení a hoření dalších prvků • Ve vývoji je nutno počítat ještě s dvěma dalšími okolnostmi, které mohou tempo i směr vývoje hvězdy zcela zvrátit - jsou jimi fenomény elektronové degenerace a úniku hmoty z hvězdy.