| VZNIK HVĚZDY |
| Hvězdy vznikají v hustých oblastech protogalaktického plynu, které se nazývají
jádra obřích molekulových oblaků. To je případ hvězd, které vznikají ve skupinách,
ve větším množství. Hvězdy menší, osamocené vznikají v útvarech, které se nazývají globule.
Samotný vznik hvězdy je způsoben vlastní gravitací každé molekuly,
atomu či prachového zrnka nacházející se v protogalaktickém plynu.
Tyto částice se přitahují vlastní gravitační silou se všemi ostatními
částicemi v okolí. Proti gravitační síle však působí vnitřní síly,
které naopak zabraňují smršťování jádra v oblaku, resp. globuli:
tepelný pohyb částic, turbulence, magnetické pole a odstředivá síla
rotujícího jádra. Každá vnější síla (např. výbuch supernovy) představuje impuls,
který napomůže gravitaci získat "navrch" nad silami opačnými a v tom momentě
začíná gravitační kontrakce (Hayashiho stopa). Smršťování probíhá nejprve ve
středové oblasti (těžišti) oblaku nebo globule, kde prudce stoupá hustota a teplota:
vzniká zárodek jádra hvězdy – tzv. prahvězda. Záření prahvězdy jde na úkor
potencionální gravitační energie původního oblaku či globule. V praxi to znamená,
že se prahvězda zahřívá a září tím, že zmenšuje svůj poloměr. Na jádro dopadají
volným pádem částice z vyšších oblastí a jestliže jádro rotuje, vzniká kolem
prahvězdy protoplanetární disk. Gravitační kontrakce se zastavuje ve chvíli,
kdy se v jádře prahvězdy zapálí termonukleární reakce a při teplotách mezi
0,5 – 5 miliony Kelvinů vyhoří v krátké době deuterium, lithium, beryllium a
bor, jejichž jádra se spojují s protony (tedy vodíkem) a přeměňují se v helium
(T Tauri fáze). Hvězda se dále smršťuje, současně tedy stoupá teplota (až
na 7 mil. K) a při teplotách kolem sedmi milionů Kelvinů začíná hoření vodíku a v tento okamžik
se z prahvězdy stává "regulérní" plazmová hvězda, jelikož její zářivost je
plně kryta hořením vodíku (hlavní posloupnost).
V případě, že je počáteční hmotnost prahvězdy velice malá a nedojde k
termonukleární reakci, hvězda tedy nesvítí díky hoření vodíku,
ale pouze s přičiněním gravitačního smršťování, řadí se tato hvězda do
skupiny, která je nazývána "pahvězdy".
Rychlost přechodu mezi stádii prahvězda - hvězda je závislá především na
hmotnosti prvotní prahvězdy. U hvězd s velikou hmotností se tento proces
odehrává velmi rychle, asi během 100 tisíc let, u hvězd s hmotností podobných
našemu Slunci je čas potřebný ke vzniku hvězdy asi o dva řády vyšší a u hvězd
o velice malých hmotnostech je časový interval vyšší ještě minimálně o řád,
tedy až stamiliony let. |
| VÝVOJ HVĚZDY |
Hvězdný vývoj se dá také definovat jako neperiodické změny ve fyzikální a
chemické stavbě hvězd - jedná se o postupnou řadu změn, které hvězda prodělává.
Jejich vývoj je v podstatě soupeření dvou antagonistických sil působících na
každou elementární částici hvězdy: vlastní gravitace hvězdy směřující k jejímu
středu a tlaku plynů a záření směřujícímu v opačném směru, k povrchu hvězdy.
Tyto dvě síly se automaticky udržují v rovnováze a pokud se poruší, nastává buď
kontrakce (převažuje gravitace) nebo mohutná exploze (převáží tlak plynů a záření).
Vývoj hvězdy jsme opustili v době, kdy dosáhla teplota jejího jádra cca 7 mil. K a započala termonukleární reakce - hoření vodíku.
Hvězda se podle HR-diagramu ocitá na hlavní posloupnosti.
Mají-li hvězdy stejnou povrchovou teplotu, ale přesto se liší svým objemem pak rozeznáváme několik skupin: veleobry
(dále dělené na jasné veleobry - modrobílí jasní veleobři a normální veleobry -
červení veleobři) , jasné obry , obry , podobry , trpaslíky a podtrpaslíky.
Dále jsem se zmínil o původní hmotnosti hvězdy: pokud bude moc nízká, hvězda se ani na hlavní posloupnost
nedostane, protože nedosáhne díky smršťování tak vysokých teplot ve svém jádře,
a nezapálí se termonukleární reakce - hvězda se "propadá" do skupiny pahvězd.
Opačně, v případě extrémně vysoké počáteční hmotnosti se hvězda na hlavní
posloupnost nedostane též, protože tlak záření rozmetá zárodek mamutí hvězdy
do mezihvězdného prostoru. Nedojde-li k rozmetání hvězdy, je možná varianta,
že hvězda se postupnými explozemi zbavuje své nadbytečné hmoty a přece jen se
na hlavní posloupnost dostane. Do této chvíle jsem se zmínil o extrémních případech
(nízká a vysoká hmotnost). Dále se budu věnovat hvězdám, které mají
takovou ideální hmotnost, že v jejich jádrech začala termonukleární reakce.
Teplota a hmotnost primárních hvězd (teplota je v přímé úměře s hmotností)
úzce souvisí s dalším vývojem:
- Hvězdy méně hmotnější než je naše Slunce spálí vodík na helium a postupně
vychladnou v nečinné objekty. Mají nízkou povrchovou teplotu a malou zářivost -
takové hvězdy nejsou viditelné na obloze pouhým okem.
- Hvězdy o hmotnostech našeho Slunce spálí vodík v helium,
a díky vyšší hmotnosti pokračuje gravitační smršťování, jádro hvězdy se
neustále zahřívá. Ve chvíli kdy dosáhne teploty kolem sto milionů kelvinů se
helium stává termonukleárním "palivem II. generace" a začne hořet, přičemž se
ze tří jader helia vytváří jádro uhlíku (touto reakcí vznikl veškerý uhlík
obsažený v živých organismech i v celém vesmíru). Z uhlíku vzniká s rostoucí
teplotou kyslík, pak neon a za teplot kolem 800 milionů kelvinů hořčík.
Tlakem záření se hvězda zbaví obalu a zůstává tzv. degenoravaná hvězda,
obklopená rozpínající se planetární mlhovinou.
- U hvězd s vyšší hmotností se jádro díky gravitaci dále zahřívá a posloupnost
termonukleárních reakcí pokračuje. Dochází k uvolnění neutronů a k jejich zachycení
jádry těžších atomů. Tento proces probíhá v jádru stárnoucí hvězdy pomalu a nazývá
se "pomalý proces" (s-proces). Při něm vznikají jádra až po nukleonové číslo 210.
- Hvězdy s hmotnostmi čtyřnásobku Slunce při teplotách kolem dvou miliard kelvinů
v jádře začínají spalovat i hořčík v křemík a následně v síru. Na další termonukleární
reakce již nemají dostatečnou hmotnost, resp. vlivem gravitačního smršťování nedosáhne
jádro vyšší teploty. Hvězda se zbaví svého obalu jako v případě č. 2 a zbyde po ní
též tzv. degenerovaná hvězda.
- Teplotu v jádrech kolem tří miliard kelvinů dosáhnou jen značně hmotné hvězdy -
s osminásobkem hmotnosti Slunce (veleobři). A tato teplota již umožňuje další termonukleární
přeměny. Začíná hořet síra a postupně se mění argon, vápník, titan, chrom a železo
či nikl.
Při teplotách kolem 3,5 mld K ustávají termonukleární reakce, protože
vzniknuvší prvky (železo a sousední prvky z periodické tabulky) se nacházejí
vesměs na tzv. dně údolí nuklidů. Tzn. že žádné jaderné síly už nezopakují
předešlý cyklus se spalováním dostatečně stlačeného a zahřátého termonukleárního
"popela".
Časové intervaly jednotlivých fází vývoje jsou velice specifické. Pro příklad,
Slunce již "žije" asi 4,6 mld let a stále se nachází na hlavní posloupnosti.
To znamená, že ještě nazačala ani se spalováním helia (bod č. 2).
Slunce má před sebou ještě minimálně pět miliard let
aktivního života (ne již na hlavní posloupnosti!), než se z něj stane degenerovaná hvězda. |
| ZÁNIK HVĚZDY |
Již několik možných zániků hvězdy jsem výše v textu uvedl:
- je-li hmotnost prahvězdy velice nízká, nedojde ani k zažehnutí termonukleární
reakce a řadí se mezi pahvězdy; vychládá do stadia zvané hnědý trpaslík, černý trpaslík a
methanový trpaslík
- hvězdy po ukončení termonukleárních reakcí postupně vyhasínají a mění se v
degenerované hvězdy, což je též jedna z možností zániku hvězdy;
středně hmotné hvězdy vychládájí ve stadiích bílý trpaslík a infračervený trpaslík
- u hvězd v nichž probíhá s-proces se jedná o postupný zánik,
ačkoli je velice pomalý a důležitý (vznikají prvky s nukleonovým číslem až 210!),
ale přesto již v této fázi spěje hvězda ke svému konci
- u extrémně hmotných zárodků hvězd je situace mírně ošidná, protože
plazmové hvězdy se ani nezrodí - převáží tlak záření a plynů a objekt
zaniká explozí již ve stadiu prahvězdy
Do kompletního výčtu chybí jen popsat zánik velice hmotných hvězd (bod č. 5).
Takto hmotné hvězdy dosahují ve svých jádrech teplot kolem 3,5 miliardy
kelvinů a termonukleární reakce postupně proměnily všechny prvky v železo:
hvězda má velice hmotné, železné jádro. Další termonukleární přeměny již nejsou
možné (údolí nuklidů), ale neustále pokračuje gravitační kontrakce a dále se
zvyšuje teplota jádra, která dosahuje až několik desítek miliard kelvinů.
Obrovská teplota a tlaky drtí atomová jádra na jednotlivé částice (nukleony),
ty se pak přiblíží na minimální možnou vzdálenost. Vnější vrstvy hvězdy
(převážně složené z helia, uhlíku a kyslíku) pokračují v "pádu" k nitru hvězdy
a narážejí na zcela tuhé a nestlačitelné jádro (složené především ze železa,
křemíku, hořčíku a neonu), čímž se neustále zvyšuje tlak a teplota.
Ovšem teplota ani tlak v nitru hvězdy nemohou růst do nekonečna.
Vyzářenou energii odnášejí především elementární částice
zvané neutrina, ale dílčí část se projeví jako rázová vlna směřující od jádra ku
povrchu, proti směru gravitační kontrakce. Taková vlna se projeví rozepnutím vnějších
vrstev hvězdy a dojde k obrovskému výbuchu a zjasnění hvězdy na mnohonásobek běžné hodnoty.
Tento jev se nazývá výbuch supernovy. Hvězda se výbuchem supernovy zbaví své přebytečné
hmoty což je pro ní výrazně "ulehčující" moment, ale také se do okolního vesmíru
dostanou těžší prvky od helia po železo, které před tím vznikly v jádru hvězdy při
procesu termonukleárních reakcí. Hvězda ovšem není rozmetána celá, rázová vlna
se musí od něčeho "odrazit" a tímto odrazovým bodem je její
vlastní jádro, složené že železa a to také po výbuchu supernovy zůstává nepoškozené
zachováno. Pozůstatek supernovy s hmotností nižší než 1,4 násobek hmotnosti Slunce
vychládá v cyklu - bílý, infračervený a černý trpaslík. Jádro s hmotností kolem
1,4 násobku hmotnosti Slunce (Chandrasekharova mez)
je složeno převážně z neutronů a proto se takovému pozůstatku říká neutronová hvězda.
Dosud neprokázaná je existence kvarkových a hyperonových hvězd, které by mohly
vznikat vychádáním neutronových hvězd. Pokud ssebou zhroucená neutronová hvězda
strhává původní magnetické pole hvězdy a
rychle se roztočí, pak se projevuje jako pulsar. Jelikož neutrony jsou částice bez
elektrického náboje, nepůsobí zde žádné odpudivé síly a neutrony jsou tak těsně u sebe,
že ač jsou neutronové hvězdy objekty s hmotností vyšší než je hmotnost našeho Slunce,
jejich poloměr dosahuje jen přibližně deset kilometrů! Kdo si ještě vzpomene na
vzoreček pro výpočet hustoty z hodin fyziky na základní škole, tak mu vyjde
rekordní hustota látky ve vesmíru. Věřte, že kdyby se někomu podařilo vyrobit
kostku o hraně jednoho centimetru z materiálu neutronové hvězdy, tak by tato
"kostička" vážila jako celá planeta Země
U hvězd s hmotnostmi kolem deseti hmot Slunce tlak záření a plynů "nepřetlačí"
mohutnou gravitační kontrakci, žádná síla nedokáže zastavit
gravitační hroucení hvězdy směrem k jádru a hmota celé hvězdy se gravitačně hroutí
do objektu zvaného černá díra. Takové objekty lze pozorovat pouze nepřímo,
z gravitačních účinků, neboť z jejich imaginárního povrchu nevychází žádné
elektromagnetické záření! Takově těleso pohlcuje neustále hmotu ze svého okolí,
což jsou právě ony gravitační účinky, podle kterých lze černou díru "pozorovat". |
