OBSAH Základní vlastnosti hvězd Hvězdy Hnědí trpaslíci

VZNIK A VÝVOJ HVĚZD

Na této stránce naleznete kapitoly:
     HR diagram
Předhvězdný vývoj
Hvězdy hlavní posloupnosti
Obři a veleobři
Obrázky
 
 

HR diagram (Hertzsprungův-Russelův)

V HR diagramu jsou znázorněny hvězdy podle povrchové teploty, resp. spektrální třídy (vodorovná osa) a podle svítivosti, resp. absolutní magnitudy (svislá osa).

  • 1-2 protohvězda, smršťování volným pádem, zvyšování teploty
  • 2 rovnováha gravitace a tlaku látky
  • 2-3 pomalé smršťování při rovnováze
  • 3 zapálení TJ reakcí, „pobyt“ na hlavní posloupnosti
  • 3-4 dohoření H v jádře
  • 4-5 smršťování jádra, zvyšování teploty
  • 5 zapálení H ve slupce kolem jádra
  • 5-6 hoření H ve slupce, zvyšování hmotnosti He jádra
  • 6 zapáleni He v jádře, červený, žlutý oranžový obr
  • 6-7 rozpínání a chladnutí obalu -> únik hmoty
  • 7 dohoření He v jádře, smršťování jádra, zapálení He v obálce, ... atd. až po skupinu železa
  • 8 -> stadia pulsací, gravitační smršťování.


Předhvězdný vývoj

Z prvopočátečních plynoprachých mlhovin se vyvíjejí nestabilitami prvotní shluky (globule), budoucí zárodky hvězd. Jeli velikost mlhoviny větší než udává tzv. Jeansovo kritérium, může se hroutit samovolně. Vždy je však třeba určitý počáteční impuls. Tím může být exploze blízké supernovy, přechod přes spirální ramena galaxie, elektromagnetické síly nebo prolínání dvou galaxií. Srážky galaxií jsou ve Vesmíru asi dost častým jevem, ale nepředstavujte si je jako nějaký bouřlivý jev. Rozměry hvězd jsou mnohonásobně menší než jejich vzdálenosti a tak přímá srážka dvou hvězd je naprosto výjimečná. Jde spíše o prolínání dvou galaxií doprovázené překotnou tvorbou hvězd z vhodných mlhovin.

     
    Typická pramlhovina
    d ~ 20÷30 l.y. 
    M ~ 100÷1000 MSlunce 
    n ~ 105÷109 m-3 
    T ~ 100 K 
    HII + prach
     

Gravitačním smršťováním se v centru uvolňuje tepelná energie. Roste tlak a teplota v nitru. Na tzv. Hyashiho linii se zastaví rychlé smršťování. V rovnováze je gradient tlaku plynu s gravitačními silami. Toto stádium se nazývá protohvězda. Později stoupne teplota a tlak v nitru natolik, že se zapálí termonukleární reakce - narodí se hvězda. Typickým příkladem jsou hvězdy rodící se ve Velké mlhovině v Orionu M42 a v Orlí mlhovině M16.

Úloha prachu:

  • Odvod energie. Záření prachu probíhá zejména v kontinuu. Celková energie odvedená z globule zářením prachu je podstatně větší než energie odvedená zářením iontů (září jen v čarách).
  • Stlačování okolním světlem. Světlo okolních hvězd působí na prach v globuli tlakem světelného záření a tím přispívá ke kompresi globule.

Hvězdy vznikají z protohvězdných mlhovin v celých skupinách. Po zapálení TJ syntézy dojde k vymetení zbylé mezihvězdné látky (gravitačního „tmelu“) silným hvězdným větrem. Většinou vzniknou postupně se rozpadávající skupiny hvězd (hvězdné asociace) nebo hvězdokupy.
 


Hvězdy hlavní posloupnosti

Spalují v jádře vodík na helium (pp řetězec nebo CNO cyklus). Vysoce stabilní konfigurace, ve které 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. Dnes (2007) je známo zhruba 200 planet u hvězd hlavní posloupnosti a je jasné, že asi 5% hvězd hlavní posloupnosti má planetu typu Jupiter ve vzdálenosti do 2 AU. Kolik je ale planet zemského typu není známo. První exoplaneta byla objevena v roce 1995 u hvězdy 51 Peg (Queloz, Mayor - Švýcarsko, potvrzení Marcy, Butler – USA).

Stavba hvězdy (pozdní spektrální třída):

  • Jádro: v jádře dochází k vlastní TJ 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). Foton touto vrstvou „putuje“ velmi dlouho, až 100 000 let
  • Konvektivní vrstva: Vrstva, ve které se energie předává prouděním. Typickými 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 z ne zcela jasných příčin (snad ohřev MHD nestabilitami) teplota opět stoupá.
  • Chromosféra: Atmosféra hvězdy.
  • Koróna: Vnější vrstvy hvězdy, přechod chromosféry do mezihvězdného prostoru.

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).

Reakce v nitru – pp řetězec (dominuje při nižších teplotách, ukázány jsou dvě základní možnosti):

pp řetězec - spalování při nižších teplotách

Důvodem pomalé ho jaderného „hoření“ je první reakce. Na to, aby se dva protony dostaly do stavu vázaného silnou interakcí, musí překonat Coulombovu odpudivou bariéru za pomoci kvantového tunelování. Je to jev velmi řídký, 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 foton tímto mechanizmem sloučí s jiným jednou za miliony let. Následující reakce již probíhají silnou interakcí a jsou velmi rychlé.

Reakce v nitru – Betheův CNO cyklus (dominuje při vyšších teplotách):

CNO cyklus - spalování při vyšších teplotách


Obři a veleobři

V jádře spalují helium na uhlík, dusík, kyslík a další prvky. Po vyhoření helia se spalují vyšší prvky až po železo. Vnější vrstvy jádra jsou bohaté ještě na prvky s nižším atomovým číslem, které se zde spalují. Vzniká cibulovitá struktura hvězdy. Obr má malé husté jádro a rozsáhlé řídké obaly, které může ztrácet.

     
    Hvězda 
    Typ
    Souhvězdí 
    Aldebaran červený obr Býk
    Betelgeuse 
    červený veleobr
    Orion 
    Rigel 
    modrý obr
    Orion 
     

Závěrečná stadia

Některé hvězdy procházejí v závěru života stadiem pulsací, mohou se stát novami či supernovami. nakonec každá hvězda skončí jako bílý trpaslík, neutronová hvězda nebo černá díra. Více informací naleznete v následující kapitole „Závěrečná stadia vývoje hvězd“ a v kapitole „Černé díry“.  

Klepnutím na tento symbol spustíte aplet, ve kterém si můžete zobrazit vývoj hvězd v Hertzsprung-Russelově diagramu v závislosti na počáteční hmotnosti. Autorem apletu je Vít Výmola.
 

Obrázky

Velká mlhovina v Orionu (M42) - rodiště nových hvězd. Na levém obrázku je poloha mlhoviny mezi hvězdami zimního souhvězdí Orion. Na prostředním obrázku je fotografie M42 v malém zvětšení. Jsou patrné i hvězdy ze souhvězdí Orion. Na poslední fotografii je mlhovina ve větším zvětšení, patrná je vláknitá struktura mlhoviny.

Následující čtveřice snímků byla pořízena na konci roku 1995 s pomocí kamery WFPC2 umístěné na HST. Postupně roste zvětšení snímků. Již na prvním snímku lze nalézt globule - zárodky rodících se hvězd. Na druhém snímku jsou zcela zřetelné. Třetí snímek je detailem těchto útvarů. Na čtvrté fotografii jsou protoplanetární disky.

Orlí mlhovina (M16) - zárodky hvězd. Zárodečné globule rodících se hvězd byly vyfotografovány na sklonku roku 1995 pomocí HST (WFPC2) také v hustém mezihvězdném plynu v Orlí mlhovině v souhvězdí Hada ve vzdálenosti 7 000 l.y. Chladný plyn v Orlí mlhovině vytváří chobotovité útvary molekulárního vodíku. Uvnitř těchto plynných útvarů dlouhých několik světelných let je hustota plynů taková, že způsobí kolaps plynu vlastní vahou. Na konečkách útvarů podobných prstům se vytváří se mladé hvězdy nabalující další hmotu z okolí. Vyzařují značné množství UV záření, které odfukuje pryč okolní plyn. Tomuto jevu říkáme fotoevaporace. Trošku tento jev připomíná pouštní bouři. Prudký vítr (zde UV záření) odfukuje lehčí zrníčka písku (zde lehké a málo husté plyny) a obnaží kameny a skály (zde husté zárodky hvězd v ohromných sloupcích 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 „větrem“ částic. Na HST byl tento proces pozorován v tzv. Herbig-Harových objektech.

Plejády (Kuřátka, M45). Jde o nejznámější hvězdokupu na obloze. Plejády můžeme vidět bez dalekohledu dokonce i v přesvětleném městě. Plejády jsou také známy jako Sedm sester nebo jako objekt M 45 Messierova katalogu. Patří k nejjasnějším a nejkompaktnějším otevřeným hvězdokupám. Plejády obsahují více než 300 hvězd, jsou vzdáleny asi 400 světelných let a měří v průměru 13 světelných let. Na fotografii jsou zřejmé modré reflexní mlhoviny, které obklopují mladé hvězdy v hvězdokupě. Nedávno byly v Plejádách nalezeni nezřetelní hnědí trpaslíci s malou hmotností.

Mlhovina Vajíčko (CRL 2688) - oblouky kolem umírající hvězdy hlavní posloupnosti. Mlhovina Vajíčko je vzdálená 3 000 l.y. Fotografie pochází z HST (WFPC2)  z roku 1996 a byla fotografována v červeném světle (barvy na obrázku tedy nejsou skutečné). Z hvězdy vystupují dva světelné kužele napříč protnuté mnoha světelnými oblouky. U hvězd podobných našemu Slunci dochází v konci stadia hvězdy na hlavní posloupnosti k úniku hvězdné hmoty. Hvězda při tom zvětšuje své rozměry a stává se obrem.  Mlhovina je ve skutečnosti rozsáhlým oblakem plynu a prachu, který se vzdaluje od centrální hvězdy (červeného obra) rychlostí 20 km/s. Tmavá oblast v centru je prach ukrývající centrální hvězdu. Světlo hvězdy uniká v tenčích oblastech tohoto prachového kokonu a při tom se odráží na prachových částečkách. Tato vývojová fáze trvá jen 1 0002 000 let. Celkové období unikání hmoty z červeného obra může trvat cca 10 000 let. Oblouky jsou husté části odhozené obálky hvězdy a svědčí o tom, že množství odhazované hmoty se mění s časem v cca 100 až 500 letém období. Hmota byla detekována až do vzdálenosti 0,6 l.y. Mechanismus formování výtrysků a prachového kokónu není zatím znám.
 
Betelgeuse (α Orionis). První fotografie jiné hvězdy než našeho Slunce. HST, březen 1995, kamera FOC v UV oboru (Andrea Dupree, Ronald Gilliland). Betelgeuse  je červený veleobr tvořící levé rameno souhvězdí Orion. Patrná je rozsáhlá atmosféra velikostí srovnatelná s dráhou Jupitera. Na povrchu hvězdy se nachází jasná skvrna silně zářící v UV oboru. Skvrna je 10 krát větší než průměr Země a povrchová teplota ve skvrně je o 2 000 K vyšší než teplota okolí. Její podstata zatím není známa. Může souviset s oscilacemi nalezenými na Betelgeuse dříve nebo se může pohybovat po povrchu hvězdy vlivem magnetických polí. Betelgeuse má poloměr 800 RS (3,7 AU), je vzdálená 130 l.y., povrchovou teplotu má 3600 K (sp. třída M2) a hmotnost má 15 MS.

HST rozliší i tak vzdálené objekty jako je Betelgeuse. Zdánlivá velikost Betelgeuse na obloze je 1/20 000 velikosti Měsíce v úplňku. To odpovídá automobilovému reflektoru pozorovanému ze vzdálenosti 10 000 km ...

 

 
 
OBSAH Základní vlastnosti hvězd Hvězdy Hnědí trpaslíci