Energii „vyrábí“ slučováním vodíku na těžší prvky Hvězdy Tělesa podobná Slunci Jsou tak daleko, že světlo k nám letí několik let Složeny hlavně z vodíku Energii „vyrábí“ slučováním vodíku na těžší prvky = Jaderná syntéza

Slunce – nejbližší hvězda: Hmotnost (kg) 1,989.10+30 Hmotnost (Země = 1) 332 830 Rovníkový poloměr (km) 695 000 Rovníkový poloměr(Země = 1) 109 Průměrná hustota (kg/m3) 1 410 Doba rotace (dní) 25-36* Rychlost (km/s) 618 Průměrná povrchová teplota 6 000°C Teplota v jádře 14 000 000°C Stáří (mld let) 4.5 Chemické složení : vodík 92.1% helium 7.8% kyslík 0.061% uhlík 0.030% dusík 0.0084% neon 0.0076% železo 0.0037% křemík 0.0031% všechny ostatní 0.0054%

hvězdy zdroj energie H  He

Hvězdy vznikají z oblaků mezihvězdné hmoty. Na počátku je nehomogenita (zhuštění), která se začne vlivem gravitace smršťovat. Pro vznik hvězd jsou důležité procesy, které mohou způsobit náhlé zhuštění látky, například blízký výbuch supernovy. Rodící se hvězda se smršťuje do stále menšího objemu, a v jádře narůstá tlak a teplota. Pokud má objekt dostatečnou hmotnost, dojde k zapálení termonukleární reakce, a hvězda se dostane do nejdelší části svého života, kdy se v jejím jádře uvolňuje energie syntézou vodíku na helium. Hvězda se ocitne na hlavní posloupnosti, nastává rovnováha mezi gravitací a tlakem plazmatu ohřívaného jadernou reakcí.

H  He V jádře hvězdy se uvolňuje energie syntézou vodíku na helium. Nastává rovnováha mezi gravitací a tlakem plazmatu ohřívaného jadernou reakcí. 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 . Tlak gravitace vyrovnává tlak degenerovaného elektronového plynu.

U hvězd s hmotností větší 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.

Mgr. Jiří Motis Gymnázium Plasy Zpracoval: Mgr. Jiří Motis Gymnázium Plasy © 2006