Vznik a vývoj hvězd Fyzika, seminář z fyziky Inovace výuky na Gymnáziu Otrokovice formou DUMů CZ.1.07/1.5.00/34.0488 Fyzika, seminář z fyziky Vznik a vývoj hvězd Autor: RNDr.Zdeňka Strouhalová

Vývojová stadia hvězd Předhvězdný vývoj Z prvopočátečních plynoprachových mlhovin ( obrovských oblaků složených převážně z vodíku )se vyvíjejí nestabilní prvotní shluky (globule) - zárodky hvězd. Gravitačním smršťováním se v centru uvolňuje tepelná energie. Roste tlak a teplota v nitru. Později stoupne teplota a tlak v nitru natolik, že se zapálí termonukleární reakce - narodí se hvězda. Pak se hvězda mění velmi pomalu. Smršťvání se zastaví. http://www.aldebaran.cz/astrofyzika/hvezdy/evolution/m42_mosaic.jpg Globule-zárodky hvězd

Význam statistiky při zkoumání hvězd Počátkem 20.století byly statisticky zaznamenány údaje o několika stovkách hvězd. Statistické závěry byly zobrazeny diagramem,který zobrazuje závislost mezi typem spektra ( teplotou )hvězdy a její absolutní velikosti ) zářivém výkonu tzv. HR – diagram, podle astronomů , kteří ho v r.1913 vytvořili - Hertzsprungův – Russellův diagram.

Hertzsprungův – Russellův diagram hvězdy v závislosti na absolutní hvězdné velikosti ( zářivém výkonu) a na spektrálním typu( na teplotě) ttp://www.aldebharan.cz/astrofyzika/hvezdy/stars_2.html#HR 1 – 3 smršťování oblaku, zvyšování teploty 3 zapálení TJ reakcí, „pobyt“ na hlavní posloupnosti 3-4 dohoření H v jádře 4-5 smršťování jádra, 5 zapálení H ve slupce kolem jádra 5-6 hoření H ve slupce, zvyšování hmotnosti He jádra 6 zapáleni He v jádře, červený obr 6-7 rozpínání a chladnutí obalu -> únik hmoty 7 dohoření He v jádře, smršťování jádra, zapálení He v obálce, ... atd. až po skupinu železa 8 -> stadia pulsací, gravitační smršťování. Během svého vývoje mění hvězda svou teplotu i zářivý výkon, „cestuje „ po HR diagramu.

Hvězdy hlavní posloupnosti Spalují v jádře vodík na helium (pp řetězec nebo CNO cyklus). Vysoce stabilní konfigurace, ve které setrvávají řádově deset miliard let. Nejdelší část „aktivního života „ hvězdy.Vyzařovaný výkon je úměrný třetí mocnině hmotnosti hvězdy. Je známo zhruba 70 planet u hvězd hlavní posloupnosti. Asi 5% hvězd hlavní posloupnosti má planetu typu Jupiter ve vzdálenosti do 2 AU. Kolik je planet zemského typu není známo. http://hvezdy.astro.cz/obr/hvezdy/diagram/hr_diagram.png Zobrazení teploty v HR -diagramu

Vývoj hvězdy v závislosti na její hmotnosti Hvězdy s velkou hmotností „žijí „kratší dobu, rychleji probíhá spalování vodíku v jádře Hvězda hlavní posloupnosti Hmotnost srovnatelná se Sluncem Hmotnost aspoň 1,4 krát větší než Slunce Červený obr – velké zvětšení objemu Červený veleobr- přeměna He na C , po vyhoření hélia, přeměna He na C C další prvky Bílý trpaslík - hmotnost menší než Supernova – smršťování hvězdy 1.4 hmotnosti Slunce výbuch , velké zvýšení záření poslední viditelná ze Země r. 1604 Černý trpaslík – po.vychladnutí bílého t. konec většiny hvězd Neutronová hvězda Černá díra-další kolaps hmotnost menší silné gravit.pole nedovolí než 2 hmotnosti Slunce uniknout ani fotonům

Hnědý trpaslík – hmotnost menší než 0,1 hmotnosti Slunce Při smršťováín nevzroste tlak a teplota tak, aby došlo k termojaderné reakci – přeměna vodíku na helium. Září v infračervené oblasti, chladnou , tuhnou a mění se na černého trpaslíka Bílý trpaslík – 1,4 hmotnosti Slunce Smršťování skončí ,když jádře elektrony vytvoří tzv.degenerovaný plyn Jádra jsou tak blízko, že elektronové obaly splývají Rozměry – srovnatelné se Zemí, hustota ρ = 106 ρ vody Bílí trpaslík chladne a přejde v černého trpaslíka Červení obří – po spálení vodíku, poklesne teplota, hmota začne padat do středu, tím se zvýší teplota v nitru, zapálí se nová jaderná reakce – helium se mění na uhlík, hvězda zvětší svůj objem a její povrchové vrstvy chladnou Tak se přemění Slunce za 5 miliard let, poloměr vzroste 1000krát Supernovy - hmotnost alespoň 1,4hmotnosti Slunce Degenerovaný plyn nezastaví smršťování po vyhoření helia, při dalších jaderných reakcích vznikají těžší jádra – až po Fe. Skončí reakce, při kterých se uvolňuje energie. Při prudkém smrštění hvězdy nastane výbuch, vnější části hmoty vrženy do prostoru A náhlé obrovské zvýšení záření na dobu několika hodin Neutronová hvězda – vznikne z jádra supernovy Po výbuch se elektrony začnou spojovat s protony a tvoří se neutrony. Látka složená jen z neutronů má hustotu jako atomové jádro.Hmotnost je větší než hmotnost Slunce, ale průměr několik kilometrů.

Použité zdroje http://www.aldebaran.cz/astrofyzika/hvezdy/stars_2.html#HR Www.planety.astro.cz. [online]. [cit. 2014-04-24]. MACHÁČEK, Martin. Fyzika pro gymnázia: astrofyzika. 2., upr. vyd. Praha: Prometheus, c2004, 143 s., [16] s. obr. příl. ISBN 80-7196-277-5.