Cyklus hvězd – jejich vznik, vývoj a zánik Jana Pazderková

Základní charakteristika Hvězdy jsou kosmické objekty takové hmotnosti, že v nich vzplanula termonukleární reakce. Jsou to ohromné žhavé koule ionizovaných plynů (elektrony nejsou vázány k  jádru), především vodíku a helia s příměsí dalších prvků. Zdroj energie hvězdy leží v jejím nitru, kde se za jedinou sekundu přemění miliony tun H na He (princip termonukleární reakce). Mají kulovitý tvar, ve kterém je udržuje gravitace. Jsou vázány v galaxiích (cca 100 mld.) Představují dominantní svítící složku vesmíru.

Vznik hvězd Než vznikne hvězda, je na jejím místě mezihvězdný oblak (prach a plyn), který se vlastní gravitací začne smršťovat, houstnout…do kulovitého a malého (v poměru s budoucí hvězdou) objektu = globule. Z globule se stává hustější objekt – prahvězda. Tlak vzniklý v jádru prahvězdy je tak velký, že začne proces přeměny H na He, a to se projeví vznikem energie, jehož součást pozorujeme jako světlo, tedy zářivost hvězdy.

Mezihvězdný oblak

Vznik hvězd Energie vzniklá termonukleární reakcí je soustředěna převážně do fotonů gama, které 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 jádře se stane půl milionu fotonů světla. Ovšem tato cesta od fotonu gama až po světlo trvá 2 miliony let.

Reakce uvnitř hvězd Reakce uvnitř hvězd se nazývají termonukleární reakce (= reakce, při kterých dochází ke slučování atomových jader za vzniku obrovského množství energie, která se uvolňuje do okolí). Nejčastější termonukleární reakcí je proton-protonový cyklus (4 protony se přemění na jádro He, vzniknou 2 pozitrony a 2 fotony záření gama) K tomu, aby se tato reakce zažehla, je potřeba docílit teploty kolem milionu stupňů Celsia. Během těchto reakcí stále dochází ke smršťování hvězdy, až do doby, kdy teplota v jádře vznikající hvězdy dosáhne 10 milionů kelvinů.

Životní cyklus hvězd Prvotní reakce ve hvězdě jsou založeny na přeměně H (jenž slouží jako palivo pro hvězdu) na He. Při této reakci vzniká i energie a neutrina.

Síly uvnitř hvězdy Ve hvězdě na sebe působí několik protisil, které se snaží na jedné straně hvězdu rozervat a na druhé ji vtěsnat do jediného bodu. Síla snažící se vtěsnat všechnu hmotu do jediného bodu = gravitační síla a síla působící proti gravitaci = tlak plynu. Pokud některá z těchto sil ochabne, dostane větší prostor druhá a  dojde např. ke smršťování a hvězda zanikne.

TLAK PLYNU

Konečné fáze V závěru vývoje hvězdy se v centru zvyšuje její železné jádro. Oblasti termonukleárních reakcí se přesouvají blíže k povrchu, do oblastí s nižší teplotou. Časem se zmenší množství vyzařovaných fotonů a poklesu jejich tlakové síly. Dojde ke gravitačnímu smršťování hvězdy.

Životní cyklus hvězd Cyklus každé hvězdy je úzce spjat s její hmotností. Proto není možné, aby se z málo hmotné hvězdy stala černá díra, či naopak z velice hmotné hvězdy bílý trpaslík! Černá díra Bílý trpaslík

A. Velká hmotnost – černé díry Zánik hvězd A. Velká hmotnost – černé díry Když bude hvězda velice hmotná (cca 8 Sluncí), nedokáže vyvrhnout všechnu hmotu do okolního prostoru a díky obrovské gravitaci se zhroutí sama do sebe. Vznikne z ní černá díra a dojde k tomu, že kvůli gravitaci, kterou začne na okolí díra působit, si začne přitahovat okolní hmotu, záření i světlo a doslova vše pohltí do svého středu. Podle odborníků dochází v okolí černé díry ke zpomalování času, a tím k poruše časoprostoru.

Černé díry

B. Střední hmotnost – neutronová hvězda Zánik hvězd B. Střední hmotnost – neutronová hvězda Pokud je hmotnost menší než 8 Sluncí, ale větší než 3 Slunce, promění se hvězda v „hořící pochodeň“ (= po vypálení veškerého jaderného paliva dojde k mohutné explozi, která na několik chvil rozzáří galaxii). Pokud hvězda skončí svůj život tím, že vyvrhne většinu své hmoty do okolí, nazývá se nova.

Zánik hvězd – neutronová hvězda Po explozi a vyvržení hmoty do okolí zbude po hvězdě husté rychle rostoucí jádro (10 – 50 km), tvořené těžkými prvky. Kolem tohoto jádra se vytvoří cca 1 mm tenká atmosféra tvořena neutriny, které si k sobě připoutala gravitací. Tato hvězda se pak nazývá neutronová. Tyto hvězdy nejsme schopni pro jejich nepatrné rozměry zachytit teleskopy.

C. Lehké hvězdy – bílí trpaslíci Zánik hvězd C. Lehké hvězdy – bílí trpaslíci Lehké hvězdy (hmotnost menší než 3 Slunce) se na sklonku života začnou rozpínat do podoby rudého obra. Později však převládne gravitační síla a hvězda se začne opět smršťovat, až dojde ke zmenšení oproti původní velikosti. Tato hvězda poté pokračuje v termonukleárních reakcích, které ale už nemají dostatek paliva a dochází k hroucení hvězdy. Postupně se přestává uvolňovat světlo a hvězda začíná mít bílou barvu – bílý trpaslík. Časem přestane hvězda vyzařovat i zbytky světla a stane se z ní pouze těleso pohybující se vesmírem (= černý trpaslík). Tento osud potká většinu hvězd i naše Slunce (cca za 5 miliard let)

Planetární mlhoviny Hvězdy na sklonku svého života vytvoří jedny z nejkrásnějších objektů známého vesmíru. Při posledních fázích svého života se hvězda (cca Slunce) rozhodne odhodit vnější plynné vrstvy svého obalu. Tím vytvoří planetární mlhovinu.

Zdroje www.vesmirweb.cz www.wikipedia.cz www.aldebaran.cz/astrofyzika www.astro.cz www.astronomia.zcu.cz