Hvězdy 2

21. listopadu 2008 v 11:30 | adam káčerek |  HVĚZDY A SOUHVĚZDÍ

Vznik hvězd

Vznik hvězdy je spjat s existencí mezihvězdného prachu a plynu. Prachoplynné mračno se postupně smršťuje, houstne a tak se vytváří hvězdný zárodek. Protohvězda má v průměru kolem 10 miliard km.
Hvězdy jsou zřejmě nejzákladnějším a nejdůležitějším prvkem ve vesmíru, vedle toho jsou to také jeho nejhmotnější prvky. Typickou hvězdou, kterou zajisté známe všichni, je naše Slunce, jež je od nás vzdáleno 8 světelných minut. Po Slunci druhou nejbližší hvězdou k nám je Proxima Centauri vzdálená 4,3 světelných let. Ovšem vedle Slunce je tu ještě zhruba 200 miliard hvězd, jen v naší Galaxii a v celém vesmíru je jich mnohonásobně více. Jejich množství je větší než je množství všech zrnek písku na plážích naší planety.
A co tedy je hvězda vlastně zač a jak vzniká? Hvězdy jsou ohromné žhavé koule ionizovaných plynů (kde é nejsou vázány k jádrům) především H, He s příměsí dalších prvků. Gravitační síla tlačí hmotu hvězdy dohromady do středu a proti ní působí tlak horkého plynu a tak se utváří rovnováha. Zdroj energie hvězdy leží v jejím nitru, kde se za jedinou sekundu přeměňují miliony tun vodíku na helium, přesněji se ze 4 protonů vodíku stává jedno jádro helia spolu s uvolněním energie. Tomuto procesu se říká termojaderná reakce a v podstatě je to stejné jako výbuch atomové bomby.
Hvězdná evoluce
Celý vývoj hvězdy trvá minimálně miliony a maximálně stovky miliard let.

A co tedy je hvězda vlastně zač ? Hvězdy jsou ohromné žhavé koule ionizovaých plynů (elektrony nejsou vázány k jádrům), především vodíku a hélia s příměsí dalších prvků. Gravitační síla tlačí hmotu hvězdy dohromady do středu, proti ní působí tlak horkého plynu, čímž se utváří rovnováha. Zdroj energie hvězdy leží v jejím nitru, kde se za jedinou sekundu přeměňují miliony tun vodíku na helium. Tomuto procesu se říká termojaderná reakce. Tedy i vznik je spojen s principem termojaderné reakce.
Než vznikne hvězda je na jejím místě mezihvězdný oblak (prach a plyn), který se vlastní gravitací začne smršťovat do kulovitého, hustého a malého (ve srovnání s budoucí hvězdou) objektu - globule. Z globule se stává hustější objekt - prahvězda. Tlak vzniklý v jádru prahvězdy je tak velký, že začne proces přeměny vodíku na hélium a to se projeví vznikem energie, jehož součást pozorujeme jako světlo, tedy zářivost hvězdy. Energie vzniklá termojadernou reakcí je soustředěna převážně do fotonů gama, ty jsou na cestě z jádra hvězdy mnohokrát pohlceny při srážkách s jinými fotony a štěpí se na fotony s menší energií. Důsledkem pak je, že z jediného fotonu gama vzniklého v jádrě se stane půl milionu fotonů světla. Ovšem tato cesta od fotonu gama až po světlo trvá 2 miliony let.
http://www.petroglyphgallery.com/gallery/main.php?g2_view=core.DownloadItem&g2_itemId=429&g2_serialNumber=2

http://www.nasa.gov/centers/goddard/images/content/112252main_birth_stars.gif

Hvězda je kosmický objekt takové hmotnosti, že v něm vzplanula termonukleární reakce. Hvězdy mají kulovitý tvar, ve kterém je udržuje gravitace. Hvězdy představují dominantní složku svítící hmoty ve vesmíru. Gravitačně jsou vázány v galaxiích. Jedna galaxie jich čítá kolem 100 miliard. Silnější vazby se vyskytují v hvězdných asociacích nebo hvězdokupách


Zánik hvězd

Po spotřebování značné části vodíku v jádře se rovnováha poruší a hvězda se začne opět smršťovat a teplota a tlak dále rostou. Další osud hvězdy závisí na její hmotnosti.
U málo hmotných hvězd jako červení trpaslíci k zahájení další reakce nedojde a hvězda po stovky miliard let dlouhém životě ještě miliardy let chladnout.
U hmotnějších hvězd smršťování pokračuje, až se zapálí další stupeň termojaderné reakce spalující helium na uhlík. Energie uvolněná reakcí způsobí značné rozepnutí vnějších slupek a z hvězdy se stane rudý obr. Až se takto rozepne naše Slunce, jeho povrch bude dál, než oběžná dráha Venuše.
U hvězd střední hmotnosti, srovnatelné s hmotou Slunce, se pak obálka rozepne do okolí a vytvoří planetární mlhovinu. Jádro s hmotností do 1,4-2× Slunce se zhroutí v tzv. bílého trpaslíka, kde tlak gravitace vyrovnává tlak degenerovaného elektronového plynu. (Čistě kvantový efekt, založený na Pauliho principu případně Fermi-Diracově rozdělení).
U zbytku s hmotností větší než Chandrasekharova mez tlak elektronového plynu nestačí vyrovnat gravitaci a nastává další hroucení vedoucí k výbuchu supernovy typu I. Ze zbytku se stane neutronová hvězda (rychle rotující neutronové hvězdy lze ve vesmíru detekovat; říká se jim pulsary).
U velmi hmotných hvězd proběhnou ještě další jaderné reakce, život hvězdy končí výbuchem supernovy typu II a z jádra zbude buď neutronová hvězda nebo černá díra.
http://www.dailygalaxy.com/photos/uncategorized/2008/06/30/quark_star.jpg
 

1 člověk ohodnotil tento článek.

Nový komentář

Přihlásit se
  Ještě nemáte vlastní web? Můžete si jej zdarma založit na Blog.cz.
 

Aktuální články

Reklama