Obsah Obsah

Základní charakteristiky hvězd  Hnědí trpaslíci

Hvězdy a mlhoviny | Vznik a vývoj hvězd

Předhvězdný vývoj

Od mlhoviny ke globuli

Z prvopočátečních plynoprachých mlhovin se vyvíjejí nestabilitami prvotní shluky neboli globule, budoucí zárodky hvězd. Je-li velikost mlhoviny větší, než udává tzv. Jeansovo kritériumJeansovo kritérium – hvězdy mohou vznikat jen v mlhovinách větších a hmotnějších než je určitá kritická mez. Typické zárodečné mlhoviny mají rozměry 20÷30 ly a hmotnosti 100÷1000 MS. V přítomnosti magnetického pole Jeansovo kritérium neplatí a hvězdy mohou vznikat i v menších mlhovinách. , může se hroutit samovolně. Vždy je však třeba určitý počáteční impulz. Tím může být exploze blízké supernovySupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: buďto se jedná o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi., přechod přes spirální ramena galaxie, elektromagnetické síly nebo prolínání dvou galaxií. Srážky galaxií byly ve vesmíru dříve dosti častým jevem (galaxie si byly navzájem blíže), ale nepředstavujte si je jako nějaký bouřlivý jev. Rozměry hvězd jsou mnohonásobně menší než jejich vzájemné vzdálenosti, a tak je přímá srážka dvou hvězd naprosto výjimečná. Jde spíše o prolínání dvou galaxií doprovázené překotnou tvorbou hvězd z vhodných mlhovin. Typická protohvězdná mlhovina má rozměr několika desítek světelných roků, hmotnost stovek až tisíců Sluncí, teplotu kolem sto kelvinů a v jednom metru krychlovém obsahuje sto tisíc až miliardu atomů – většinou jde o neutrální a ionizovaný vodík. V protomlhovinách, z nichž se rodí hvězdy, je také přítomen prach, který zastává důležitou roli při odvodu energie z hroutící se mlhoviny.

Od globule k protohvězdě a hvězdě

První fází je neřízený volný pád malé části mlhoviny k jejímu středu pod dominantním vlivem gravitace. Právě tuto fázi nazýváme globule. V jejím středu roste tlak a teplota. Po určité době vyrovná gradient tlaku gravitační smršťování a volný pád globule se zastaví. Vznikne kulový útvar, v němž je gravitace kompenzována tlakem látky, tzv protohvězda. Globule a protohvězdy vidíme v řadě mlhovin ve velkém množství. Hvězdy totiž málokdy vznikají osamoceně, většinou se rodí ve velkých skupinách, proto takové mlhoviny nazýváme „hvězdné porodnice“. Protohvězda se smrťuje velmi pomalu a přitom vyzařuje energii uvolněnou gravitačním smršťováním. Protohvězdy již tedy trochu svítí, většinou v infračerveném oboru, ale zdrojem energie ještě není termojaderná syntéza, nýbrž gravitační kontrakce. V této fázi hraje významnou úlohu prach přítomný v protohvězdě. Jednotlivé atomy totiž vyzařují energii velmi neefektivně v čárovém spektru. Zrnka prachu jsou ale schopna vyzařovat spojité spektrum elektromagnetických vln a jsou jedním z hlavních kanálů odvodu energie z pomalu se smršťující protohvězdy. Tento odvod energie umožní další smršťování. Prach může také absorbovat na straně bližší k povrchu protohvězdy elektromagnetické záření okolních hvězd. Vzniká tak dodatečný tlak přispívající ke kompresi protohvězdy. Při této pomalé kontrakci postupně narůstá v centru protohvězdy tlak a teplota, až v určité fázi dojde k zažehnutí termojaderné syntézy. Z protohvězdy se právě zrodila hvězda s vlastním zdrojem energie. Protohvězda musí mít hmotnost větší než 13 Jupiterů, jinak její nitro nikdy nedosáhne parametrů potřebných k zažehnutí termojaderné syntézy. Malé útvary živořící na hranici iniciace termojaderné syntézy nazýváme hnědými trpaslíky.

Protohvězda IRAS 20324+4057

Snímek protohvězdy vznikl na základě dat z HSTHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009. a pozemského dalekohledu INTINT – Isaac Newton Telescope. Jeden ze tří dalekohledů skupiny ING. Dalekohled Isaac Newton Telescope má primární zrcadlo o průměru 2,54 m a ohniskový poměr f/2,94. Pracuje na rovníkové montáži. Přístroje mohou být umístěny do korigovaného primárního ohniska f/3,29 nebo do f/15 ohniska Cassegrainova. Celková hmotnost je okolo 90 tun. Dalekohled je určen k širokoúhlému snímkování a k nízkodisperzní spektroskopii.. Útvar se nachází v souhvězdí Labutě, je vzdálený 4 500 ly a je součástí velkého množství rodících se hvězd. Protohvězda je zachycena v počátečním stádiu vývoje.

Nádhernou ukázkou hvězdné porodnice je Velká mlhovina v Orionu (M42). Na to, že je tato geneticky spjata s hvězdami ve svém nitru upozornil již v 60. letech 20. století arménský astrofyzik Viktor Amazaspovič Ambarcumjan (1908–1996). Dnes víme, že ve Velké mlhovině v Orionu je obří hvězdná porodnice. Pozorujeme zde jak zárodečné globule, tak vznikající hvězdy obklopené plynoprachovými (protoplanetárními) disky, z nichž se rodí planetární systémy. V mlhovině je dobře patrná i menšími dalekohledy čtveřice již zrozených hvězd, které se říká Trapez.

V superpočítačovém centru v San Diegu dokáží vytvořit fascinující animace. Tato vznikla na základě reálných snímků z HST a ukazuje hvězdnou porodnici ve Velké mlhovině v Orionu. Patrné jsou protohvězdy, u některých jsou protoplanetární disky s rodícími se planetárními systémy.

Zárodečné globule rodících se hvězd byly vyfotografovány na sklonku roku 1995 pomocí Hubblova dalekohledu také v hustém mezihvězdném plynu v Orlí mlhovině v souhvězdí Hada ve vzdálenosti 7 000 ly. Chladný plyn v Orlí mlhovině vytváří chobotovité útvary molekulárního vodíku. Uvnitř těchto plynných útvarů dlouhých několik světelných roků je hustota plynů taková, že způsobí kolaps plynu vlastní vahou. Na konečcích útvarů podobných prstům se vytváří mladé hvězdy nabalující další hmotu z okolí. Vyzařují značné množství ultrafialového záření, které odfukuje pryč okolní plyn. Tomuto jevu říkáme fotoevaporace. Trošku tento jev připomíná pouštní bouři. Prudký vítr (zde ultrafialové záření) odfukuje lehčí zrníčka písku (zde lehké a málo husté plyny) a obnaží kameny a skály (zde husté zárodky hvězd v ohromných sloupcích prachu a plynu. Některé globule jsou zcela obnažené a vypadají jako slzy, jiné připomínají prsty, to jsou zbytky plynů, které byly ve „stínu“ při fotoevaporaci. Po zahájení termonukleární syntézy v nitru hvězd budou zbytky plynů vymeteny silným „hvězdným větrem“ částic. Pomocí Hubblova dalekohledu byl tento proces pozorován v tzv. Herbigových-Harových objektechHerbigovy-Harovy objekty – malé jasné mlhoviny vznikající při utváření hvězdy, které jsou formovány výtrysky materiálu a tvrdého záření ve směrech obvykle odpovídajících rotační ose centrální hvězdy. Mlhoviny vznikají při interakci výtrysků s okolním mezihvězdným prostředím, svítí ve viditelné oblasti spektra, jde o vysoce ionizované prostředí. V chladném plynu za rázovou vlnou pak dochází k rekombinaci, záření HH objektů má typické emisní spektrum. Objekty jsou pojmenovány po Georgu Herbigovi a Guillermu Harovi, kteří v letech 1946–1947 objevili první tři objekty tohoto typu ve velké mlhovině v Orionu. Všechny v současnosti známé HH objekty jsou obklopeny hustým prachovým diskem a jsou intenzivními zdroji IR záření..

Orlí mlhovina – sloupy stvoření

Slavný snímek z HST – Orlí mlhovina a sloupy stvoření. Na výběžcích se rodí nové hvezdy. Mlhovina se prolíná s hvězdokupou M16, je ve vzdálenosti 7 000 ly ve směru souhvězdí Hada.

Hertzsprungův-Russelův diagram

Pokud budeme analyzovat data z většího vzorku hvězd a budeme si do grafu zaznamenávat teplotu na vodorovné ose a zářivý výkon (svítivostSvítivost hvězdy – skutečná produkce energie hvězdy zářením za jednotku času neboli zářivý výkon hvězdy. Udává se ve wattech a  závisí na efektivní povrchové teplotě hvězdy. Svítivost lze spočítat ze Stefanova-Boltzmannova zákona dle vztahu: L = 4πR2σT4. Někdy hovoříme o bolometrické svítivosti (svítivosti počítané přes celé elektromagnetické spektrum).) na svislé ose, nevyplní se graf rovnoměrně, ale vznikne v něm několik výrazných oblastí zaplněných hvězdami. Takový graf poprvé zkonstruoval v roce 1910 dánský chemik a astronom Ejnar Hertzsprung a nezávisle na něm stejný diagram ve stejné době vytvořil americký astronom Henry Norris Russel. Objevivší se skupiny hvězd odpovídají jejich jednotlivým vývojovým stádiím. Úhlopříčně se táhne hlavní posloupnost, do níž patří hvězdy slučující v jádře vodík na helium (tedy i naše Slunce). Nad hlavní posloupností jsou obři a veleobři a pod ní trpaslíci.

Diagram se z historických důvodů kreslí tak, že na vodorovné ose je spektrální třídaSpektrální třída – rozdělení hvězd podle charakteristik jejich spekter do základních tříd W, O, B, A, F, G, K, M, L, T. Nejteplejší, modrofialové hvězdy mají spektrum označené W, nejchladnější hvězdy spektrálních tříd M, L a T jsou červené. Spektrální třída odpovídá zejména povrchové teplotě hvězdy. hvězd, tedy zleva doprava klesá teplota. Na svislé ose je svítivostSvítivost hvězdy – skutečná produkce energie hvězdy zářením za jednotku času neboli zářivý výkon hvězdy. Udává se ve wattech a  závisí na efektivní povrchové teplotě hvězdy. Svítivost lze spočítat ze Stefanova-Boltzmannova zákona dle vztahu: L = 4πR2σT4. Někdy hovoříme o bolometrické svítivosti (svítivosti počítané přes celé elektromagnetické spektrum). nebo s ní související absolutní magnitudaMagnituda absolutní – absolutní hvězdná velikost je magnituda objektu, kterou by měl ve vzdálenosti 10 pc od nás. Závisí jen na skutečné svítivosti objektu. Zadáváme-li vzdálenost objektu v parsecích, platí mezi absolutní (M) a relativní magnitudou (m) jednoduchý vztah: M = m + 5 – 5 log r. Rozlišujeme bolometrickou absolutní magnitudu (v celém spektru) a vizuální absolutní magnitudu (pouze v rámci viditelného spektra). Pro určování vzdáleností se někdy využívají proměnné cefeidy, jejichž absolutní magnituda (svítivost) souvisí s periodou světelné křivky P vyjádřenou ve dnech podle přibližného vztahu M = –2.4 log P – 1.5. Ze známé periody a relativní magnitudy určíme z posledních dvou vztahů snadno vzdálenost cefeidy.. Dříve si astronomové mysleli, že zdrojem energie hvězd je gravitační kontrakce, pak by logicky při vývoji byla hvězda nejprve jako obr, poté jako hvězda hlavní posloupnosti a na sklonku života by se stala bílým trpaslíkem. Dnes víme, že v jádře probíhá termojaderná syntéza. Hvězda se nejprve stane hvězdou hlavní posloupnosti (slučuje vodík na helium), poté se přesune do větve obrů či veleobrů (slučuje helium na další těžší prvky) a po vyčerpání paliva se stane bílým trpaslíkemBílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 103 kg cm-3, maximální hmotnost 1,4 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×103 kg cm−3. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 MS., neutronovou hvězdouNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století. nebo černou dírouČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují..

Hertzsprungův-Russelův diagram

Na Hertzsprungově Russelově diagramu jsou znázorněny osudy jednak málo hmotné hvězdy, kterou repreztentuje naše Slunce (modře) a jednak velmi hmotné hvězdy, kterou reprezentuje Betelgeuse (červeně).

1 Zrod globule ze zárodečné protomlhoviny.
1–2 Volný gravitační pád globule. Je zastaven v bodě 2 tlakem látky. Spojnice bodů 2 pro všechny hvězdy se nazývá Hyashiho linie.
2 Vznik protohvězdy – rovnovážného útvaru, v němž je gravitace kompenzována gradientem tlaku látky.
2–3 pomalá kontrakce protohvězdy, odvod energie zářením, postupné zvyšování tlaku a teploty v nitru.
3 Zažehnutí fúzních reakcí. Vzniká hvězda hlavní posloupnosti. Slučování vodíku na helium. Čím je hvězda hmotnější, tím vyšší teplotu a svítivost bude mít (na hlavní posloupnosti bude více vlevo).
3–4 V jádře dochází vodík. Smršťování jádra, zvyšování teploty, hvězda opouští hlavní posloupnost. Zažehnutí vodíku ve slupce kolem jádra, zvyšování hmotnosti heliového jádra.
4 Zažehnutí helia v jádře, hvězda se stává červeným, žlutým či oranžovým obrem. Slučuje helium na těžší prvky. Po dohoření helia se u hmotnějších hvězd situace opakuje a postupně se zažehnou těžší a těžší prvky až po železo, které je nejstabilnější. Hvězda získává vrstevnatou strukturu, různé slupky obsahují různé prvky.
4–5 Závěrečné stádium pulzací, rozpínání a chladnutí obalu, další smršťování jádra. Málo hmotná hvězda odhodí obálku, obnaží jádro a vznikne bílý trpaslík. Hmotnější hvězda exploduje jako supernova, v nitru vznikne neutronová hvězda nebo černá díra.

Hvězdy hlavní posloupnosti

Hvězdy hlavní posloupnosti slučujíí v jádře vodík na helium. Jde o vysoce stabilní konfiguraci, ve které méně hmotnější hvězdy setrvávají řádově deset miliard let. Vyzařovaný výkon s hmotností hvězdy roste podle vztahu L ~ M 7/2, rozměry hvězdy rostou jako R ~ M 3/4 a povrchová teplota jako T ~ M 1/2. Hmotnější hvězdy se vyvíjejí rychleji. Typickým příkladem je naše Slunce s vyzařovaným výkonem 2×10–4 W/kg a celkovým výkonem 4×1026 W. První exoplaneta u hvězdy hlavní posloupnosti byla objevena v roce 1995 u hvězdy 51 Peg (Queloz, Mayor – Švýcarsko, potvrzení Marcy, Butler – USA).

Slučování vodíku na helium probíhá v jádře dvěma způsoby: za nižších teplot dominuje protono-protonový řetězec, za vyšších teplot (u hmotnějších hvězd) CNO cyklus. U našeho Slunce dominuje pp řetězec. U obou reakcí dojde nakonec ke sloučení čtyř protonů na jádro helia 4. U CNO cyklu jsou katalyzátory reakce uhlík, dusík a kyslík. Přímé sloučení dvou protonů je velmi pomalá reakce. Na to, aby se dva protony dostaly do stavu vázaného silnou interakcí, musí překonat Coulombovu odpudivou bariéru za pomoci kvantového tunelování. Je to velmi řídký jev, a pokud nastane, ještě není vyhráno. Vznikne jádro složené ze dvou protonů, které je silně nestabilní a ve většině případů se rychle rozpadne na původní protony. Jen zcela výjimečně se jeden z protonů přemění slabou interakcí na neutron, pozitron a neutrino (p+ → n + e+ + ν). V tu chvíli vznikne stabilní jádro deutéria. Samotný proton se nemůže inverzním beta rozpadem rozpadnout, proton vázaný v jádře ano, i když je to energeticky nevýhodné. Energii si „zapůjčí“ kvantovou fluktuací z následně vzniklého deuteronu. První reakce pp řetězce je tak podmíněna kvantovým tunelováním a slabou interakcí. V průměru se jednotlivý proton tímto mechanizmem sloučí s jiným jednou za miliony let. Následující reakce již probíhají silnou interakcí a jsou velmi rychlé.

pp řetězec a CNO cyklus

Nalevo: pp řetězec, napravo: CNO cyklus.

Stavba hvězdy (pozdní spektrální třídy)

  • Jádro: v jádře dochází k vlastní termojaderné syntéze vodíku na helium. Podle teploty jádra probíhá buď pp řetězec (při nižších teplotách) nebo Betheův CNO cyklus (při vyšších teplotách). Teplota v jádře našeho Slunce je cca 15×106 K a dominuje pp řetězec.
  • Vrstva v zářivé rovnováze: Obklopuje jádro, tvoří značnou část hvězdy. Energie fotonů uvolněných v jádře se šíří rekombinačními procesy (záchytem fotonu atomem a znovu vyzářením v náhodném směru) a rozptylem na volných elektronech. Foton touto vrstvou „putuje“ velmi dlouho, až milion let
  • Konvektivní vrstva: Vrstva, ve které se energie předává prouděním. Typické jsou vzestupné a sestupné proudy. Nachází se pod povrchem a zaujímá až 30 % objemu hvězdy.
  • Fotosféra: Vlastní povrch hvězdy. Patrné jsou vrcholky vzestupných a sestupných proudů (tzv. granulace). Teplota hvězdy klesá směrem od centra až ke fotosféře. V dalších vrstvách teplota opět stoupá, energii do nich přenášejí Alfvénovy vlny..
  • Chromosféra:  Nejnižší část sluneční atmosféry, barevná vrstva nad povrchem Slunce o tloušťce jen 2 500 km. Teplota chromosféry směrem od Slunce stoupá..
  • Koróna: Vnější atmosféra volně přecházející do meziplanetárního prostoru. Teplota dosahuje až milionů stupňů Celsia, korona je ohřívána rozpadem plazmových vln a lokálními rekonekcemi magnetických siločar. Charakteristické jsou emisní čáry způsobené přechody ve vysoce ionizovaných kovech. Tyto čáry jsou možné jen za vysokých teplot milionů kelvinů.

Stavba hvězdy (rané spektrální třídy)

U hvězd raných spektrálních tříd obklopuje konvektivní vrstva jádro a vrstva v zářivé rovnováze se nachází pod povrchem (pořadí vrstev je obrácené než u našeho Slunce). Je to dáno tím, že u raných tříd jde o hmotnější hvězdy, v nichž dominuje účinnější CNO cyklus a spád teploty (nutný pro rozvoj konvekce) je největší v okolí jádra.

Pozdní stádia

Po spotřebování vodíku v jádře dojde ke kontrakci jádra, zvýšení teploty a následnému zažehnutí dalších reakcí. Nejprve se slučuje vodík v oblasti přiléhající k jádru, později se přidá termojaderná syntéza helia v jádře na těžší prvky. Ve hvězdě se nastolí nová rovnováha a hvězda sestane obrem nebo veleobrem. V jádře vzniká uhlík, dusík, kyslík, neon a další prvky. Po vyhoření helia se slučují vyšší prvky až po železo. Vnější vrstvy jádra jsou bohaté ještě na prvky s nižším atomovým číslem, které se zde slučují. Vzniká cibulovitá struktura hvězdy. Obr má malé husté jádro a rozsáhlé řídké obaly, které může ztrácet. Některé hvězdy procházejí v závěru života stadiem pulzací, mohou se stát novami či supernovami. Nakonec každá hvězda skončí jako bílý trpaslík, neutronová hvězda, nebo černá díra. Více informací naleznete v kapitole „Závěrečná stadia vývoje hvězd“ a v kapitole „Černé díry“.

Numerická simulace červeného obra. .Zdroj: Michael Knox/LCSE.

Základní charakteristiky hvězd  Hnědí trpaslíci

Aldebaran Homepage