VZNIK A VÝVOJ HVĚZD
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):
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):
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 1 000 až 2 000
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 ...
|