Hvězdy

Základní charakteristiky Pro vývoj hvězdy má rozhodující význam její hmotnost. Dále pak její složení, tj. příslušenství k populaci I nebo II Betelgeuse Teplota: 2500 - 100 000 K Barva Hmotnost: 0,01 ~ 100 MS Poloměr: 10 km - tisíce RS Spektrum Chemické složení odpovídá složení zárodečné mlhoviny Doba života 10 tisíc - stovky miliard let Typická hvězda: červený trpaslík, R~0,5 RS, M<1 MS

Modely hvězd Co se zanedbává? vícerozměrnost (modely v 1D) rotace magnetické pole ztráta hmoty konvekce nepřesná účinné průřezy reakcí nejisté středované opacitní koeficienty dynamická stádia vývoje Rovnice vnitřní struktury rovnice kontinuiity rovnice pro přenos energie pohybová rovnice (hydrostat. rovnováhy) rovnice tepelné rovnováhy

Atmosféra jednoduchá pokud nám jde o model nitra (ale nutná) složitá, pokud jde o model atmosféry samotné (i 3D) - rovnice přenosu záření - rovnice statistické rovnováhy - Boltzmannova a Sahova rovnice Vývoj hvězd výpočty se nechají ubíhat v čase Meze současné hvězdné teorie obří planety - neutronové hvězdy

Sluneční okolí

Spektrální třída Rozdělení na spektrální třídy bylo navrženo na Harvardově universitě Původně 8 spektrálních tříd (W),O, B, A,F,G,K,M,(L,T) (R,N,S) Oh Be A Fine Girl, Kiss Me Spektra ve skutečnosti závisí na teplotě Luminositní třídy - I až VII (Yerkesská klasifikace) Speciální třídy - CP, WN, WC… Třídy svítivosti pro odlišení hvězd se stejnou povrchovou teplotou (sd,d,wd,sg,g,c) Jemnější dělení podle charakteristik spektra - Be, Am, ...

Proč hvězdy svítí? Protože jsou horké (Planckův vyzařovací zákon ) Potřebují zdroj energie – termonukleární rekce, energie od vzniku, gravitační smršťování Hvězda v rovnováze (na hlavní posloupnosti) – hvězda vyzáří tolik energie kolik se uvolní v jejím nitru Budeme se zabývat jen osamocenými hvězdami, tj. ne více násobnými systémy, u kterých je problematika mnohem složitější (přetoky hmoty) => nutnost použití jiných modelů.

Gravitační síla X Gradient tlaku záření Stabilní hvězda – hydrostatická rovnováha

Zdroj energie Ranná stádia – gravitační smršťování Později termonukleární reakce Uvnitř, degenerovaný plyn, málo pravděpodobné srážky, ale velký počet jader. Elektromagnetická bariéra překonána pomocí tunelového efektu.

p-p řetězec dominuje při nižších teplotách, teplotně necitlivý-i v obalech nevratný proces, na začátku i na konci proton

CNO cyklus Při vyšších teplotách Teplotně citlivý Probíhá jen v centru Koloběh dopovaný H Katalyzátory

Termonukleární reakce obohacuji hvězdu o těžší prvky Na zapálení dalších reakcí je třeba vyšší teplota “Popel” reakce je palivem následující reakce Ve hvězdě vznikají jakési slupky tvořené různým materiálem Vznikají prvky až po železo Další procesy s,p, α,e,r,x

Stavba hvězd Jádro. Vrstva v zářivé rovnováze. Konvektivní vrstva Fotosféra (Chromosféra) (Koróna) O,B,A mají nejdříve konvektivní vrstvu, F,.. mají nejdříve vrstvu v zářivé rovnováze (přenos konvekcí je účinnější) Helioseismologie

Složení hvězd složení zpravidla odpovídá složení mlhoviny ze které hvězda vznikla velké rozdíly v obsahu těžších prvků Hvězdy I. generace ( v kulových hvězdokupách) obsahují pouze vodík a helium Hvězdy II. generace ( v ploché složce) obsahují až 5% těžších prvků Slunce asi 2% Plyn ve hvězdách je částečně ionizován, v jádru zcela ionizován (jsou zde volná jádra a elektrony) Pozorujeme pouze vnější části hvězd (atmosféru) Informace o vnitřní struktuře zjišťujeme z fyzikálních zákonů - počítačových modelů a následném porovnání výsledků s pozorovanými daty povrchů hvězd

Hertzsprungův - Russelův diagram

Hvězdy hlavní posloupnosti 85 % svého života 90% hvězd energie je čerpána z termonukleární fúze poloha hvězdy na HP je téměř neměnná, závisí na hmotnosti a složení hvězdy mění se chemické složení jádra Russelův-Vogtův teorém: všechny vlastnosti hvězdy závisí na její hmotnosti a chemickém složení jádra

Vývoj hvězd Vývoj je určen především hmotnosti Protohvězda Hvězda před hlavní posloupností Hvězda na hlavní posloupnosti Hvězda po hlavní posloupnosti

Závislost délky života na velikosti Typ Hmotnost [Ms] Doba života [roky] O5 40 0,5 mil B0 20 5 mil A0 4 400 mil G0 1 10 mld M0 0,8 50 mld

Vznik protohvězdy a hvězdy gravitační kontrakce mračna, samovolně nebo rázovou vlnou nebo kontrakce při průchodu mračna přes spirální rameno. kontrakce (volný pád) rychlejší uvnitř- formuje se jádro Gravitačním smršťováním se v centru uvolňuje tepelná energie. (Převážně IR) Roste tlak a teplota v nitru. zapálí se termonukleární reakce – vzniká hvězda Protohvězda: kontrahující oblak před dosažením hydrostatické rovnováhy Hvězda před hp: po dosažení hydrostat. rovnováhy ale před zapálením tj reakcí

ztráta hmoty protohvězdy převážně přes bipolární výtrysky postupně se mění průhlednost látky => absorbce => růst teploty

Hnědý trpaslík přechodové stadium mezi planetou a hvězdou neprobíhají termonukleární reakce nevznikají akrecí tvořen degenerovaným plynem postupně chladne stává se z něj černý trpaslík

Hvězdy s hmotností kolem 0,4 Ms pouze p-p řetězec Není dostatečná teplota a hustota na zapálení heliových reakcí Vodíkové reakce pouze v jádře, pro obal není dostatečná teplota Postupně vzniká červený trpaslík

Hvězdy typu Slunce (0.4 - 4 M) hoření vodíku Jádro p-p cyklus, pomalé zahřívání a smršťování (slučováním se jádro zmenšuje), povrch pomale chladne a rozpíná se, zvyšování výkonu hvězda se pohybuje po hlavní posloupnosti degenerované jádro – nereagující helium hustota nezávislá na teplotě slupkové hoření vodíku roste tlak záření nad slupkou-hvězda se rozpíná a chladne hvězda opouští hlavní posloupnost, stává se z ní rudý obr jakmile dojde vodík

jádro se zahřeje dojde k He záblesku probíhá 3 proces jen krátký čas probíhá všude rudý obr ztrácí hmotu silným hvězdným větrem vzniká planetární mlhovina s bílým trpaslíkem uprostřed

Velmi hmotné hvězdy stejný jen rychlejší vývoj na hlavní posloupnosti více typu jaderných reakcí intenzivní hvězdný vítr a odtok hmoty

Vývoj hvězdy na hlavní posloupnosti

Konečné fáze hvězdného vývoje Chandrasekarova mez- maximální hmotnost bílého trpaslíka 1,44 Ms Bílý trpaslík vzniká u Slunci podobných hvězd Supernova Vzniká u hvězd s velkou hmotnosti Explozivní odhození vnějších vrstev Jádro kolabuje

Supernova II typu atomy v jádře degenerují- neutronově degenerovaný plyn neutronová hvězda vzniká při hmotnostech hvězdy 3-50 Ms pulsary – ZZMH při větších hmotnostech se hvězda hroutí do černé díry

M1 pozorována 1054 v Číně

Vícenásobné systémy Supernova typu I, Novy, Rekurentní novy

Měření vzdáleností Paralaxa (roční,fotometrická,spektroskopická,dynamická) Supernovy-Standardní svíčky Cepheidy Hubbleův vztah