Číslo projektuCZ.1.07/1.5.00/ Název školyGymnázium, Soběslav, Dr. Edvarda Beneše 449/II Kód materiáluVY_32_INOVACE_43_17 Název materiáluVznik a vývoj hvězd AutorMgr. Petr Lintner Tematická oblastSeminář z fyziky Tematický okruhAstrofyzika Ročník3 Datum tvorbyúnor 2014 Pokud není uvedeno jinak, použitý materiál je z vlastních zdrojů autora

Vznik a vývoj hvězd

Vznik hvězdy hvězdy vznikají z původně chladných a řídkých mračen mezihvězdné hmoty, která jsou tvořena vodíkem, heliem a malým procentem těžších prvků mračno se začne většinou vlivem vnějšího impulzu (výbuch blízké supernovy, srážka s jiným mračnem apod.) smršťovat a zahušťovat – vznikají gravitační centra, tzv. globule globule svou gravitací postupně přitahují okolní hmotu, přitom vzájemnými srážkami molekul roste teplota látky později se v globulích zformují protohvězdy – kulové útvary přibližně o velikosti sluneční soustavy

Vznik hvězdy povrchová teplota protohvězdy je zpočátku okolo 2000 stupňů, září v infračerveném oboru a zdrojem její energie je gravitační kontrakce kolem protohvězdy se v důsledku rotace a působení hvězdného větru může z původního mračna vytvořit protoplanetární disk, ze kterého může za vhodných podmínek vzniknout planetární soustava v důsledku pokračující gravitační kontrakce se zvyšuje teplota jádra protohvězdy a po dosažení několika milionů stupňů se v jádru zažehne termonukleární reakce – vzniká hvězda

Oblast tvorby nových hvězd ve Velkém Magellanově oblaku [1]

[2] Hvězdotvorná mlhovina v Orionu

Molekulárník oblak Barnard 68 [3]

[4] Globule

[5] Protohvězda (umělecká představa)

[6] Protohvězda Herbig-Haro

[7] Protoplanetární disk (umělecká představa)

Protoplanetární disky v mlhovině v Orionu [8]

Hnědý trpaslík nemá-li těleso vzniklé z protohvězdy hmotnost alespoň 8 % hmotnosti Slunce, nedosáhne jeho jádro teploty dostatečné k syntéze vodíku na helium vzniká hnědý trpaslík, který vyzařuje rádiové, infračervené a někdy i viditelné záření dlouhých vlnových délek (červené světlo) dolní hranice hmotnosti hnědého trpaslíka je přibližně 13násobek hmotnosti Jupiteru – tělesa pod touto hranicí jsou obří planety

[9] Srovnání hnědých trpaslíků se Sluncem a Jupiterem

Vývoj hvězdy po vzplanutí termojaderné reakce nastává rovnováha mezi gravitací a tlakem plazmatu – gravitační kontrakce se zastaví a hvězda se ocitne na hlavní posloupnosti v jádrech hvězd na hlavní posloupnosti dochází k přeměně lehkého vodíku na helium čím je hvězda hmotnější, tím rychleji probíhají termojaderné reakce v jejím nitru a tím rychleji spotřebuje zásoby vodíku ve svém jádře hvězdy o hmotnosti 10 % hmotnosti Slunce (červení trpaslíci) setrvávají na hlavní posloupnosti až stovky miliard let, hvězdy 25krát hmotnější než Slunce jen asi 3 miliony let

Zánik hvězdy po spotřebování velké části vodíku se naruší rovnováha mezi gravitací a tlakem záření, hvězda se začne opět smršťovat a tlak i teplota v jejím nitru v důsledku gravitační kontrakce začnou stoupat další vývoj hvězdy závisí na její hmotnosti

Hvězdy s hmotností do 0,5 M ʘ po spotřebování vodíku přestanou termojaderné reakce probíhat hvězda se smrští a stane se z ní bílý trpaslík, který bude postupně chladnout a měnit postupně barvu z bílého trpaslíka se nakonec stává studené a tmavé těleso – černý trpaslík

Hvězdy s hmotností od 0,5 do 1,4 M ʘ po spotřebování vodíku a následném smrštění hvězdy se v jádru zažehne reakce, při které se vzniklé hélium slučuje na kyslík a uhlík ve vnějších vrstvách pokračuje syntéza helia vnější vrstvy se značně rozepnou, zřídnou, ochladí a změní barvu – vzniká rudý obr po vyhoření zásob helia se jádro opět smrští na malého a hustého bílého trpaslíka vnější vrstvy hvězdy se opět začnou rozpínat, až se oddělí od jádra a vytvoří planetární mlhovinu bílý trpaslík postupně vychladne a přemění se na černého trpaslíka, planetární mlhovina se rozptýlí a stane se součástí mezihvězdné hmoty

Hvězdy s hmotností od 1,4 do 3 M ʘ v závěrečné fázi vývoje dochází v jádru hvězdy za obrovského tlaku a teploty ke vtlačování elektronů do protonů – vznikají neutrony jádro nevydrží obrovskou teplotu a nastává jev zvaný supernova, při kterém hvězda rozmetá přibližně 95 % své hmoty při vzplanutí supernovy vznikají jadernými reakcemi jádra všech prvků s jádry těžšími než jádro železa z jádra zůstává neutronová hvězda o poloměru pouhých desítek kilometrů a s hustotou atomového jádra

Hvězdy s hmotností nad 3 M ʘ její závěrečnou fází vývoje je také výbuch supernovy proti smršťování jádra však neexistuje žádný mechanismus a dochází ke gravitačnímu kolapsu hvězdy úniková rychlost z blízkosti této zhroucené hvězdy je větší než rychlost světla ve vakuu – z hvězdy nemůže uniknout ani elektromagnetické záření, proto ji nemůžeme přímo vidět tomuto objektu se říká černá díra

Použité zdroje: MACHÁČEK, Martin. Fyzika pro gymnázia: astrofyzika. 1. vyd. Praha: Prometheus, 1998, 143 s., [16] s. obr. příloh. ISBN SVOBODA, Emanuel aj. Přehled středoškolské fyziky. 4. upravené vydání. Praha: Prometheus, s. ISBN Wikipedie: Otevřená encyklopedie. [online]. San Francisco (CA): Wikimedia Foundation, Dostupný na Použité obrázky: [1] NASA/ESA and the Hubble Heritage Team (AURA/STScI)/HEIC. Wikimedia Commons [online] [cit ]. Dostupný na [2] NASA, ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) and the Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team. Wikimedia Commons [online] [cit ]. Dostupný na [3] ESO. Wikimedia Commons [online] [cit ]. Dostupný na [4] NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA). Wikimedia Commons [online] [cit ]. Dostupný na [5] NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC). Wikimedia Commons [online] [cit ]. Dostupný na [6] NASA/JPL. Wikimedia Commons [online]. [cit ]. Dostupný na Haro_46_47.jpg [7] NASA. Wikimedia Commons [online]. [cit ]. Dostupný na [8] NASA/ESA and L. Ricci (ESO). Wikimedia Commons [online] [cit ]. Dostupný na [9] Derksen, B. Wikimedia Commons [online] [cit ]. Dostupný na