Slunce]Každé malé dítě umí namalovat Slunce, každý ví, co nám dává, ale víte vůbec, jak a z čeho vzniklo? Jak vůbec vznikla naše sluneční soustava?
Podle současné teorie vznikla sluneční soustava z plyno-prachového mračna asi před 4,6 miliardami let. Většinu hmoty mračna tvořil vodík. Postupem času sluneční mlhovina (mračno) začala nabývat tvaru, ale Slunce jako hvězda ještě neexistovalo. Dostředné smršťování pokračovalo a ze Slunce se stala hvězda zářící díky gravitačnímu smršťování. Tvořily se proto-planety z chuchvalců plynů a prachu. Jak narůstala gravitační síla proto-planet, tak docházelo k zrychlování děje, svítivost Slunce dále rostla. Proto-planety přitahovaly nový materiál, menší zmizely ve větších, celkový počet proto-planet klesl. V nitru Slunce se zapálila termonukleární reakce. Sluneční soustava se zformovala do dnešního tvaru. Sluneční vítr vyčistil soustavu od drobných částeček a zbytků plynů. Před přibližně 4,5 miliardami let se Slunce dostalo do stavu, v němž ještě setrvá další 4 miliardy roků. Pak budou zásoby vodíku vyčerpány a stavba Slunce se drasticky změní. Jádro se smrští, obal se roztáhne a povrchová teplota podstatně klesne. Tyto změny postihnou hlavně vnitřní planety. A jak je to s hvězdami. Podívejte se na oblohu.
Na polovině nebeské klenby rozeznáme okem asi 3000 hvězd. Ovšem jen za mimořádných podmínek v naprostém temnu a skvělých atmosférických podmínkách. Slabé hvězdy zpozorujeme až po jistém úsilí (to platí i v dalekohledu). Hvězdy se rodí z mezihvězdného plynu. Je-li oblak dost hustý, začne se pozvolna smršťovat až při dostatečném tlaku a teplotě uvnitř hvězdy naběhne jaderná fůze, řízená dostředivou gravitační silou a odstředivou energií vzniklou z termonukleární reakce. Přeměnou gramu vodíku v hélium získá hvězda energii. Hvězda žije, dokud probíhá fůze z lehčích prvků na těžší, přeměna začíná vodíkem a končí železem (u hmotných hvězd s ca 2,5x větší hmotností než Slunce). Pozůstatek supernovy. Nakonec se však dostupná zásoba vodíku v jádře hvězdy vyčerpá. Jádro plné hélia se rychle zhroutí a ohřeje natolik, že ve slupce kolem něj začne fůze vodíku na hélium, což nafoukne vnější vrstvy a hvězda se změní v červeného obra. Teplota nitra dosáhne strašně velké hodnoty. Zatímco vnější vrstvy se silně ochladí a neobyčejně zřídnou. V hustém a horkém jádru červeného obra probíhá celá série reakcí, při nichž vznikají stále těžší prvky. Mezitím hvězda v důsledku silného hvězdného větru (proud částic) ztrácí hmotu. Po čase je do okolního prostoru odfouknut celý obal hvězdy, čímž se obnaží nesmírně žhavé a husté jádro obra o velikosti asi Země a zůstatek se nazývá bílý trpaslík. Uplyne dlouhá doba a trpaslík vychladne a změní se postupně na hnědého a černého trpaslíka. Mluvíme o hvězdách zhruba o hmotnosti našeho Slunce.
