FYZIKA PRO IV. ROČNÍK GYMNÁZIA ASTROFYZIKA 9. STÁDIA HVĚZD Mgr. Monika Bouchalová Gymnázium, Havířov-Město, Komenského 2, p.o. III/2-2-2-19 Tento digitální učební materiál (DUM) vznikl na základě řešení projektu OPVK, registrační číslo CZ.1.07/1.5.00/34.0794 s názvem „Výuka na gymnáziu podporovaná ICT“. Zpracováno 11. března 2013 Tento projekt je spolufinancován Evropským sociálním fondem a státním rozpočtem České republiky.

VZNIK Hvězdy vznikají z oblaku složeného z molekulárního H, menšího množství He a ze stop jiných prvků. Je to proces, který pokračuje až do současnosti. Důkazem jsou nejmladší hvězdy, v otevřených hvězdokupách nebo hvězdných asociacích. ALDEBARAN Obr.: 1

VZNIK Podmínky pro vznik hvězd v mezihvězdném oblaku: Oblak musí a) být stlačován b) ztratit nadbytečnou tepelnou energii c) snížit rychlost své rotace

VZNIK Rázová vlna po výbuchu supernovy interaguje s oblakem: vznik globulí a protohvězd Obr.: 2

VZNIK Při smršťování se oblak zahřívá, až dosáhne teploty, při které se zapálí dílčí termojaderná reakce H.  Dokud se hvězda smršťuje, silně září a je nad hlavní posloupností.  Na hlavní posloupnost dorazí v okamžiku, kdy se v ní zažehne vodíková termojaderná reakce. animace HR diagram Obr.: 3

STÁDIA HVĚZD HNĚDÝ TRPASLÍK má-li hvězda hmotnost menší než 0,1Ms, pak se sice smršťuje, ale než by teplota stoupla na požadovanou teplotu potřebnou k přeměně H na He, vznikne v jádře pevná látka, která brání dalšímu smršťování hvězda pak už jen chladne a tuhne prakticky je nemůžeme pozorovat dají se přirovnat k velkým horkým planetám postupně vychladne a stane se z něj černý trpaslík ČERVENÝ OBR po vyhoření H, klesá výkon hvězdy, teplota poklesne a hmota začne padat ke středu čímž se teplota zase zvýší a zažehne přeměnu He na C hvězda zvětší svůj objem

STÁDIA HVĚZD B ÍLÝ TRPASLÍK po vyhoření He se hvězda začne smršťovat má-li však hmotnost menší než 1,4Ms, vznikne v jejím nitru velmi stlačená látka (atomy jsou tak namačkány, že elektronové obaly splývají a vzniká tzv.: degenerovaný plyn, hustota látky je milionkrát větší, než vody) hvězda má hmotnost Slunce, ale velikost Země - malý povrch, malý výkon SUPERNOVY má-li hvězda hmotnost větší, než 1,4 Ms, nezastaví se její smršťování ani po vyhoření He zažehnou se další reakce, díky nimž se tvoří těžší a těžší prvky - Fe,… jaderné palivo je vyčerpáno, hvězda se začne dále smršťovat uvolněná gravitační energie způsobí výbuch vnější části hvězdy jsou vymrštěny do okolí - vybuchla supernova

PROMĚNNÉ HVĚZDY hvězdy, u kterých můžeme pozorovat nebo měřit změny jasnosti. U těchto hvězd je proměnnost buď pravidelná nebo nepravidelná a je způsobována geometrickými nebo fyzickými změnami. Vlastní (skutečné) proměnné hvězdy: mění se některé z jejich fyzikálních vlastností jako je radiální rychlost, povrchová teplota nebo spektrum. Obr.: 5 - Dvojhvězda Albireo ze souhvězdí Labutě. Každá hvězda má jinou povrchovou teplotu, proto mají každá jiný barevný nádech. Oranžová je na povrchu chladnější, namodralá teplejší.

PROMĚNNÉ HVĚZDY Pulsující proměnné hvězdy Proměnnost je způsobována periodickým rozpínáním a smršťováním hvězdy – pulsací, která je způsobována změnami hydrostatické rovnováhy hvězdy ve vnějších vrstvách hvězdy. 2) Eruptivní proměnné hvězdy mají náhlé a znatelné změny v jasnosti zapříčiněné jejich aktivitou v chromosféře nebo koróně hvězdy. Může být také doprovázena mohutnějšími hvězdnými větry nebo úniky hmoty.

PROMĚNNÉ HVĚZDY 3) Explozivní proměnné hvězdy - Supernova hvězdné stádium, při kterém je výbuchem uvolněno velké množství nahromaděné energie. Při výbuchu hvězdy dochází k nukleosyntéze, vznikají prvky, které stojí za železem, přičemž vzrůstá miliardkrát jasnost hvězdy. Rychlost, kterou je odvržena obálka hvězdy do mezihvězdného prostoru, může přesahovat hodnotu 10 000 km/s. Po výbuchu zůstává na místě původní hvězdy její zhroucené jádro, které může být buď neutronovou hvězdou nebo černou dírou.

PROMĚNNÉ HVĚZDY V počátcích 60. let 20. stol. z pozorování vyplynulo, že novy jsou binárními systémy, které se skládají z hlavní hvězdy (bílého trpaslíka) a průvodce – (rudého obra) , který je natolik velký, že předává svou hmotu druhé hvězdě. Rychlou rotací je postupně dopadající hmotou na bílého trpaslíka vytvořen akreční disk. Obr.: 6 Umělecká představa dvojhvězdy s černou dírou a hvězdou hlavní posloupnosti.

PROMĚNNÉ HVĚZDY Obr.: 4

TĚSNÉ DVOJHVĚZDY Vznik hvězd ve dvojhvězdách je výhodnější, než vznik samostatných hvězd. Elegantně odstraňují jednu z hlavních překážek, které stojí v cestě formování nových hvězd – kam s přebytečným momentem hybnosti. Ve dvojhvězdách se moment hybnosti, který by jinak zrodu hvězdy bránil, uloží do orbitálního pohybu složek. Rozdělení podle způsobu objevu vizuální – byly objeveny opticky, astrometrické – ty byly odhaleny na základě nerovnoměrností ve vlastním pohybu jasnější ze složek spektroskopické – podle změn polohy spektrálních čar, v důsledku Dopplerova efektu; zákrytové – podle světelných změn soustavy Obr.: 7 - Animace zákrytové dvojhvězdy. Dolní křivka zobrazuje změnu jasnosti pozorovanou ze Země.

TĚSNÉ DVOJHVĚZDY Zdeněk Kopal (1914–1993) památník ve tvaru dvojhvězdy v Litomyšli. Jako materiál pro výrobu plastiky dvojhvězdy byla použita uhlíková vlákna, která se využívají pro stavbu kosmických lodí. Působil :  v  Cambridge  na Massachusetts Institute of Technology  spolupracoval s NASA Kopalův příspěvek k mapování Měsíce a přípravě misí Apollo byl tak významný, že po skončení programu Apollo dostal prof. Kopal darem měsíční prach, který vysypal na hrob Julese Verna v Amiensu. Obr.: 8 Obr.: 9 Výměna hmoty mezi hvězdami

ZÁVĚREČNÁ STÁDIA - Neutronová hvězda Vzniká jako pozůstatek po výbuchu supernovy. Vnější vrstvy jsou odmrštěny a zůstává jádro, kde se při obrovském tlaku začnou spojovat elektrony s protony a vzniknou neutrony, které zabírají méně místa. Má hmotnost větší než Slunce, ale průměr jen několik km. He → C → He O → Si → Fe, Ni Ne → O , Mg Teplota roste až překročí potřebnou hodnotu k zapálení termonukleární fúze . Energie uvolňovaná hořením uhlíku zastaví další kontrakci jádra a nastane rovnovážný stav mezi silou gravitační a vztlakovou. Proces se opakuje …

ZÁVĚREČNÁ STÁDIA - Neutronová hvězda Těžší prvky klesají směrem do středu a lehčí stoupají k povrchu. Výsledkem je rozdělení útrob hvězdy do slupek, v každé se nachází převážně pouze jeden prvek.   Termonukleární reakce následně probíhají nezávisle na sobě, každá v příslušné slupce. Jednotlivé slupky jsou udržovány v rovnovážném stavu.   Obr.: 10 jádro tvořené z Fe a Ni s průměrem asi 103 km již dále nedokáže odolávat své vlastní gravitaci a velmi rychle se hroutí.   Přitom uvolní obrovské množství energie v podobě neutrin, které rozfouknou implodující hmotu velkou rychlostí do okolního prostoru. Výsledkem je zrození neutronové hvězdy z hvězdného jádra a od ní se vzdalující obálky.

ZÁVĚREČNÁ STÁDIA - PULSAR PULSARY jsou rotující neutronové hvězdy s periodou 1 s. Jeden je v Krabí mlhovině, kde podle čínských záznamů v r. 1054 vybuchla supernova. Krabí mlhovina je pozůstatkem odmrštěné obálky supernovy. . Obr.: 11 - Složený opticko-rentgenový snímek pulsaru Krabí mlhoviny, ukazuje plyny z mlhoviny roztáčené magnetickým polem pulsaru a radiací

ZÁVĚREČNÁ STÁDIA - Černá díra Má-li hvězda i po všech ztrátách hmoty (rudý obr, supernova) stále ještě hmotnost větší než 2 Ms , smršťování neustále pokračuje – tlak degenerovaných neutronů je příliš slabý. Látka dosahuje neomezených hustot. Gravitační pole na povrchu je tak silné, že neunikne ani světlo. Objekt nemůžeme vidět, víme o něm podle gravitačních účinků. Vyzařuje (Hawkingovo záření) v souladu s povrchovou gravitací. Obvyklým jevem, doprovázející černé díry, je akreční disk, z něhož nad póly tryská zářeníKromě černých děr vzniklých závěrečným kolapsem velmi hmotných hvězd známe i řadu obříchčerných děr sídlících v centrech galaxií.

HVĚZDOKUPY jsou soustavy hvězd spolu fyzikálně souvisejících mají společný původ a řadu vlastností chemické složení společný pohyb prostorem atd. rozdělení kulové otevřené

KULOVÉ HVĚZDOKUPY obsahují mnoho velmi starých hvězd (statisíce až miliony) jsou nahuštěny poblíž středu zabírají přibližně kulový prostor, průměr – 50 - 150 ly nacházejí se v halu naší Galaxie. kompaktnost a velká celková hmotnost je důvodem jejich stability trvající miliardy let. Obr.: 13 Obr.: 12

OTEVŘENÉ HVĚZDOKUPY neobsahují takové množství hvězd jako kulové, střed není hustě zaplněn jsou tvořeny mladými hvězdami nepřežívají déle než několik milionů let nacházíme je v centrální rovině naší Galaxie nebo v její blízkosti Obr.: 14

KULOVÉ HVĚZDOKUPY Pohyb hvězd ve hvězdokupě Obr.: 15

Použitá literatura Literatura MACHÁČEK, M.: Fyzika pro gymnázia – Astrofyzika. Prometheus, Praha 1998 ISBN 80-7196-091-8 http://hvezdy.astro.cz http://cs.wikipedia.org Obrázky: [1] [online]. [cit. 2013-03-10]. Dostupné z: http://provesmir.ic.cz/images/slu-mlhovina.jpg [2] [online]. [cit. 2013-03-10]. Dostupné z: http://hvezdy.astro.cz/obr/hvezdy/vznik/raznov.jpg [3] [online]. [cit. 2013-03-10]. Dostupné z: http://hvezdy.astro.cz/obr/hvezdy/diagram/sunev.gif [4] [online]. [cit. 2013-03-10]. Dostupné z: http://astronomia.zcu.cz/obr/hvezdy/promenne/vs.jpg [5] Wikipedia: the free encyclopedia [online]. San Francisco (CA): Wikimedia Foundation, 2001- [cit. 2013-03-11]. Dostupné z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/57/Albireo.jpg [6] Wikipedia: the free encyclopedia [online]. San Francisco (CA): Wikimedia Foundation, 2001- [cit. 2013-03-11]. Dostupné z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/2/2a/Accretion_disk.jpg/750px-Accretion_disk.jpg [7] Wikipedia: the free encyclopedia [online]. San Francisco (CA): Wikimedia Foundation, 2001- [cit. 2013-03-11]. Dostupné z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/07/Eclipsing_binary_star_animation_2.gif [8] [online]. [cit. 2013-03-11]. Dostupné z: http://www.cbdb.cz/img.php?type=author&size=author_detail&id=17632 [9] [online]. [cit. 2013-03-11]. Dostupné z: http://t2.gstatic.com/images?q=tbn:ANd9GcTIVBuc_fwCJUfyUVFQCNLV-DDH3xyDIcpHFfEmfRczhTqKHzI_ [10] [online]. [cit. 2013-03-11]. Dostupné z: http://hvezdy.astro.cz/obr/hvezdy/neutron/05_cibule.png [11] Wikipedia: the free encyclopedia [online]. San Francisco (CA): Wikimedia Foundation, 2001- [cit. 2013-03-11]. Dostupné z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c9/Chandra-crab.jpg/220px-Chandra-crab.jpg [12] Wikipedia: the free encyclopedia [online]. San Francisco (CA): Wikimedia Foundation, 2001- [cit. 2013-03-11]. Dostupné z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/52/Messier_object_092.jpg [13] Wikipedia: the free encyclopedia [online]. San Francisco (CA): Wikimedia Foundation, 2001- [cit. 2013-03-11]. Dostupné z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/8a/47tuc_salt.jpg/787px-47tuc_salt.jpg [14] Wikipedia: the free encyclopedia [online]. San Francisco (CA): Wikimedia Foundation, 2001- [cit. 2013-03-11]. Dostupné z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/da/Messier11.jpg [15] [online]. [cit. 2013-03-11]. Dostupné z: http://hvezdy.astro.cz/obr/hvezdy/hvezdokupy/globbw_block.gif 16]