Vývoj hvězd

Z Wikina

Přejít na: navigace, hledání

vývoj hvězd (hvězdný vývoj)

Obsah

Neperiodické změny

Neperiodické změny ve fyzikální a chemické stavbě hvězd. Je to postupná řada změn, které hvězda prodělává. Vývoj hvězdy je v podstatě soupeření dvou antagonistických sil působících na každou částici hvězdy: vlastní gravitace hvězdy směřující k jejímu středu a tlak plynů a záření směřující v opačném směru, tedy směrem k povrchu. Tyto dvě protisměrné síly se automaticky udržují v rovnováze. Taková rovnováha sil (dynamická rovnováha) vyjádřená matematicky představuje jednu ze základních rovnic vnitřní stavba hvězdy|vnitřní stavby hvězd.

Stavba hvězdy a její vývoj jsou podle Russellova–Vogtova teorému určeny hmotností hvězdy a jejím chemickým složení. Změny tedy mohou být vyvolány přírůstkem hmoty (akrecí), jak tomu je v těsných dvojhvězdách. Nebo naopak ztrátou hmoty (např. hvězdným větrem). Změna chemického složení probíhá ve hvězdě trvale, neboť zdrojem jejího záření jsou termonukleární reakce. Vývoj hvězd znamená především vývoj jejího nitra, neboť v něm je soustředěna prakticky všechna hmota hvězdy.

Hvězdou z prahvězdy

Prahvězda se stane hvězdou v okamžiku, kdy její zářivost je zcela kryta přeměnou vodíku v helium (hořením vodíku). Bod představující hvězdu v HR-diagramu se tak octne na hlavní posloupnosti. Tam hvězda zůstává, pokud stačí zásoby vodíku v jejím jádru. Hvězdy s velkou hmotností (a tedy i velkou zářivostí – podle vztahu hmotnost–zářivost) zůstanou na hlavní posloupnosti pouze několik statisíců let, hvězdy se sluneční hmotností 10 mld. let a nejméně hmotné hvězdy ještě déle.

Je třeba zdůraznit, že plynné koule o hmotnosti několika setin sluneční hmotnosti, se na hlavní posloupnost vůbec nemohou dostat. Nedosáhnou totiž v jádru potřebných 7 mil. K, aby se zapálila termojaderná reakce. Jsou to hnědí trpaslíci, tzv. pahvězdy: vyzařují svou gravitační energii. Ani plynné koule o hmotnosti značně větší nez 100 Mʘ se nemohou dostat na hlavní posloupnost, pro svou příliš vysokou středovou teplotu. Tlak záření rozmetá zárodek mamutí hvězdy do mezihvězdného prostoru. Podle Stefanova zákona totiž roste tlak se čtvrtou mocninou teploty. Nejhmotnější známé hvězdy, jako Éta Carinae nebo Pistole v souhvězdí Střelce, se zbavují nadbytečné hmotnosti („hubnou“), až se dostanou na hlavní větev. Jejich hmotnost je na rozmezí „být či nebýt“.

Hvězda na hlavní posloupnosti spaluje vodík v helium a vodíkové jádro hvězdy se přeměňuje v jádro heliové – neaktivní „termojaderný popel“. Heliové jádro se pod tíhou horních vrstev smršťuje a roste jeho teplota. Při dosažení teploty 100 mil. K se helium mění v uhlík. To je důležitá reakce, zvaná 3-alfa reakce nebo též Salpeterova reakce. Důležitá proto, že všechen uhlík v našem organismu, v biosféře a vůbec v celém vesmíru vznikl v jádru červených obrů z helia. Přechod od hoření vodíku k hoření helia probíhá sice v poměrně malém jádru hvězdy, znamená však přestavbu celé hvězdy vč. její atmosféry. Hvězda se rozpíná, chladne a stává se z ní červený obr (popř. červený veleobr). Bod, který hvězdu znázorňuje v HR-diagramu, opouští hlavní posloupnost přes pruh nestability doprava (směrem k nižším teplotám) a nahoru (k vyšším zářivostem). Z uhlíku s rostoucí teplotou vzniká kyslík, pak neon atd.

Ke kterému prvku dospěje zahřívání jádra, to záleží na hmotnosti hvězdy. U hvězd sluneční hmotnosti je to až k hořčíku za teplot 800 mil. K. Jádro hvězdy má velikost Země a je z degenerované látky. Tlakem záření se zbaví obalu a zůstane žhavý bílý trpaslík obklopený rozpínající se planetární mlhovinou.

Zánik hvězdy

U hvězd s velkou hmotností se jádro zahřívá gravitačním smršťováním dál a posloupnost termonukleárních reakcí pokračuje. Dochází k uvolnění neutronů a k jejich zachycení jádry těžších atomů. Tento proces probíhá ve žhavém nitru stárnoucí hvězdy pomalu a nazývá se „pomalý proces“ (s-proces). Při něm vzniknou jádra až po nukleonové číslo 210. Nejtěžší hvězdy zahřívají gravitací své jádro až na teploty ke 2 mld. K, kdy hořením kyslíku vzniká křemík (Si), a později, za teplot přes 2 mld. K probíhá [[hoření křemíku.

Teplota hvězdného jádra roste až do 3,5 mld. K, kdy končí termonukleární procesy. Z látky v jádru hvězdy, především ze železa a sousedních prvků, už totiž nemohou jaderné síly „vyždímat“ žádnou energii, neboť jde vesměs o prvky na dně údolí nuklidů (železo, nikl atd.). Vlivem mohutné vlastní gravitace dochází ke gravitačnímu kolapsu. Při něm se zhroutí žhavé jádro do neutronové hvězdy nebo do černé díry. V obálce zanikající hvězdy dojde k nesmírnému termonukleárnímu výbuchu. V jejích plynech zahřátých na 200 mld. K vznikne řada těžkých a radioaktivních prvků. Výbuchem jsou plyny rozhozeny velkou rychlostí (až několik tisíc kilometrů za sekundu) do mezihvězdného prostoru. Tento zánik nejhmotnějších hvězd pozorujeme jako supernovu. Zbytky supernovy se smíchají s mezihvězdnou hmotou a obohatí ji o těžké prvky.

Hvězda se z mezihvězdné hmoty (globule) rodí a v mezihvězdné hmotě zaniká. Avšak pozůstatek jádra hvězdy – bílý trpaslík, neutronová hvězda, hyperonová hvězda (?), černá díra – je z dalšího koloběhu kosmické látky ve vesmíru už vyřazen.


Odkazy

Reference

Velká encyklopedie vesmíru

Související témata

Literatura

Internetové odkazy

Osobní nástroje
Jmenné prostory
Varianty
Akce
Navigace
Stránky
Nástroje
[CNW:Counter]