Hvězdy jsou obří koule plynu, které vyzařují světlo a teplo. Jsou složeny převážně z vodíku a helia a mohou mít obrovskou hmotnost. Například nejtěžší hvězda nalezená v našem vesmíru, nazvaná R136a1, má hmotnost 315krát větší než naše Slunce a září téměř 9 milionůkrát jasněji.
Hvězdy a mlhoviny. Seznam režimů/iStock
reklama
Hvězdy jsou tak těžké, že by se měly zhroutit vlivem gravitační síly vytvořené jejich vlastní vahou, ale díky reakcím jaderné fúze v jejich jádrech je obrovská gravitační síla vyvážena intenzivním teplem a tlakem uvnitř hvězdy. Tato rovnováha mezi gravitací a tlakem plynu vyplývající z výroby energie se nazývá hydrostatická rovnováha a je samoregulační a jemně vyladěná.
Pokud se tedy sníží rychlost produkce energie v jádru, pak gravitace zesílí a hvězda se začne smršťovat, čímž se zvýší teplota a tlak v jádru hvězdy, což může vést ke zvýšení produkce energie a vrátit systém do rovnováhy. To však neznamená, že hvězdy jsou věčné. Stejně jako lidé procházejí také cyklem zrození a smrti.
Jak se rodí hvězda?
Mezihvězdné médium (oblast mezi hvězdami) obsahuje mnoho obřích difúzních nahromadění prachu a plynu (většinou vodíku a hélia). Tato oblaka se nazývají mlhoviny a obvykle pokrývají oblasti rozprostírající se na mnoho světelných let. Mezi slavné mlhoviny patří Orlí mlhovina (která obsahuje Pilíře stvoření), mlhovina Coalsack (tmavá mlhovina viditelná pouhým okem) a mlhovina Orion (viditelná i pouhým okem).
Přestože se plyn a prach v mlhovinách rozptýlí, turbulence nakonec vede ke vzniku shluků zvaných uzly, které k sobě vlivem gravitace přitahují více plynu a prachu. Když hmotnost takového uzlu dosáhne dostatečné hodnoty, začne se vlivem vlastní gravitační síly hroutit. Hmota uvnitř uzlu se stává hustší a hustší a teplota hmoty ve středu uzlu se zvyšuje.
Toto horké a husté jádro se stává protohvězdou. Pokud bude dostatek hmoty, proces ničení bude pokračovat a jádro protohvězdy bude hustší a žhavější. Nakonec se stane tak horkým a hustým, že se vodík začne slučovat do hélia a uvolňuje velké množství tepla a světla. Právě v tuto chvíli se rodí nová hvězda!
Hlavní fází je dospívání hvězdy
Proces zničení prachové kupy a vytvoření hvězdy může trvat miliony nebo dokonce miliardy let. Je také důležité poznamenat, že ne všechen materiál ve shluku se stane součástí hvězdy; zbývající materiál se může stát planetami, asteroidy nebo kometami, nebo může zůstat jako prach.
Jakmile se hvězda zformuje a v jejím jádru začne fúze, již není zničena, protože energie uvolněná reakcí jaderné fúze v jejím jádru způsobuje tlak vnějšího záření, který vyvažuje vnitřní gravitační sílu a udržuje rovnováhu. Fáze, ve které se fúze stabilizuje, je zralá fáze tvorby hvězd a nazývá se hlavní sekvence.
Ačkoli jsme zde proces poněkud zjednodušili, hvězdná fúze není prostou fúzí dvou atomů vodíku za vzniku hélia. Při vysokých tlacích a teplotách v jádře hvězdy jsou elektrony z jader odstraněny a zanechávají za sebou plazma – směs kladně nabitých iontů a elektronů.
Hertzsprung-Russell diagram. Zdroj: Richard Powell/Wikimedia Commons
Když se dva vodíkové ionty, které jsou protony, srazí, vytvoří jádro izotopu vodíku (deuterium) a pozitrony. A když se dvě taková jádra deuteria spojí, vytvoří jádro helia (He-4). Nebo mohou interagovat s jinými protony za vzniku dalšího izotopu helia (He-3). Dvě jádra He-3 se pak mohou spojit a vytvořit nestabilní jádro berylia (Be-6), které se rozpadne na He-4 a dva protony. V každé fázi se uvolňuje energie.
Uvolňování energie, barva, teplota, jas a životnost hvězdy závisí na množství hmoty, která se podílela na jejím zrodu. Barva hvězdy naznačuje její teplotu a velikost (viz Hertzsprung-Russell diagram výše): červené jsou nejchladnější a nejmenší a modré jsou nejžhavější a největší.
Smrt hvězdy
Fúze vodíkových iontů za vzniku jader helia je to, co pohání životní cyklus hvězdy. Hvězda má však ve svém jádru omezené množství vodíku. Jakmile se všechen vodík v jádře roztaví, nedochází k dalším jaderným reakcím a hvězda se začne vlivem gravitace znovu hroutit.
Mezitím přebytek vodíku vně jádra tvoří obal a v tomto obalu pokračuje fúze. V důsledku toho nastává situace, kdy se jádro vlivem gravitace smršťuje a stává se hustším a žhavějším a obal se vlivem termojaderné fúze roztahuje a ochlazuje. Taková velká hvězda ve své konečné fázi vývoje se nazývá „červený obr“.
V žhavějším jádru mohou probíhat další jaderné reakce, které využívají helium a produkují těžší prvky, ale tyto reakce uvolňují stále méně energie a nemohou podporovat Červeného obra. Nakonec tyto reakce vytvářejí vnější tlak, který tlačí vnější vrstvy hvězdy směrem ven. Velikost hvězdy určuje konečný osud fáze červeného obra.
Jakmile v jádrech malých nebo středně velkých hvězd (asi 7krát hmotnější než Slunce) dojde helium, zbaví se svých vnějších vrstev a vytvoří oblak materiálu nazývaný planetární mlhovina. Jádro se bude nadále ochlazovat a smršťovat a zanechávat za sebou malou, hustou kouli zvanou bílý trpaslík. Díky tlaku elektronů, které se v jádru hvězdy vzájemně odpuzují, se bílý trpaslík přestane hroutit.
Jak se však reakce jaderné fúze postupně zpomalují a nakonec zastaví, bude se bílý trpaslík ochlazovat, dokud nedosáhne stejné teploty jako jeho okolí. V tuto chvíli se již stane černým trpaslíkem.
Životní cyklus hvězdy. Zdroj: NASA
Pokud je bílý trpaslík v binárním nebo více hvězdném systému, může vysát část vodíku z vnějších vrstev jiné hvězdy. Tento vodík se také začne štěpit a uvolňovat zbývající materiál. Tento proces lze mnohokrát opakovat. Když fúze začíná nanovo, dochází k náhlému zvýšení jasu a poté k pomalému návratu do původního stavu, odtud název nova.
U velkých hvězd probíhají procesy podobným způsobem – když dojdou zásoby helia, jádro se smrští. Pokud má však jádro dostatečnou hmotnost, dochází k dalším fúzním reakcím, dokud se jádro nenaplní atomy železa. Do tohoto bodu uvolněná energie umožňuje hvězdě bojovat s gravitační silou. Syntéza železa do těžších prvků však vyžaduje mnoho energie, takže když se nahromadí dostatek železa, hvězda již neuvolňuje potřebné množství energie k udržení rovnováhy a nakonec prohraje boj s gravitací.
Jak gravitace tlačí atomy železa blíž a blíž k sobě, jádro se smršťuje na velmi malou velikost (pouze několik mil v průměru) a teplota výrazně stoupá. Nakonec odpudivá síla mezi kladně nabitými jádry překoná gravitační sílu, jádro se prudce roztáhne a dojde k explozi supernovy.
Při výbuchu supernovy je asi 75 % hmoty hvězdy vymrštěno do vesmíru. Nakonec se prach a plyn ze supernovy shromáždí pod vlivem gravitace, vytvoří mlhovinu a proces se opakuje.
Osud zbývajícího jádra závisí na jeho hmotnosti. Pokud je hmotnost zbytkové hmoty asi 1,4-5krát větší než hmotnost našeho Slunce, pak se změní na neutronovou hvězdu. Pokud je hmotnost zbývající hmoty větší než tato hodnota, pak se zhroutí do stavu černé díry.
Evoluce hvězd změna vnitřní struktury a vzhledu hvězd v průběhu času, způsobená neustálou ztrátou energie vyzařované do okolního prostoru. Představy o tom, jak se hvězdy rodí, žijí a umírají, jsou založeny na srovnání výpočtů s pozorováním velkého počtu hvězd v různých fázích jejich vývoje.
Hvězdy vznikají v mezihvězdných plyno-prachových oblacích, ve kterých je z toho či onoho důvodu narušena rovnováha mezi gravitačními silami a tlakem plynu, v důsledku čehož se taková oblaka začnou smršťovat (kolabovat). Během procesu kolapsu se plyn oblaku zahřívá a zhušťuje, jeho tlak se zvyšuje a začíná zpomalovat kompresi. Po milionnásobném zmenšení své velikosti během několika desítek tisíc let se mrak promění v mladou hvězdu – objekt, ve kterém se gravitace a tlak plynu vzájemně vyrovnávají. Podle zákona zachování momentu hybnosti se pomalá rotace protohvězdného oblaku kolem své osy zrychluje, když se zhroutí. Rostoucí odstředivé síly táhnou mrak ve směru kolmém k ose rotace. Pokud je počáteční moment oblaku dostatečně velký, pak tyto síly roztrhají oblak na několik částí, z nichž každá se dále stlačuje – tak vznikají dvojhvězdy a vícenásobné hvězdy. Jinak se objeví jediná mladá hvězda obklopená plynoprachovým protoplanetárním diskem. Svítivost mladých hvězd je udržována jejich pomalým stlačováním, při kterém se práce gravitačních sil mění v teplo, jehož část je vyzařována z povrchu a zbytek jde na ohřev vnitřních vrstev.
U mladých hvězd s hmotností M > 0, 08 M ⊙ M!>!0,!08,M_odot M > 0, 08 M ⊙ (kde M ⊙ M_odot M ⊙ je hmotnost Slunce) teplota ve středu stoupne nad 3 miliony K a v jejich hloubkách začnou termonukleární reakce přeměňovat vodík na helium, jehož síla je dostatečná k udržení svítivosti na požadované úrovni, a komprese se zastaví – hvězda se stane „dospělou“. Pro objekty s M < 0, 08 M ⊙ M! 4 On. Uvolňování energie ve vrstvovém zdroji slábne a vzniká héliový bílý trpaslík, jehož vývoj se scvrkává do pomalého ochlazování.
Hvězdičky s 0, 5 M ⊙ < M < 8 M ⊙ 0,!5,M_odot! 3 4 He → 12 C a kyslík 12 C + 4 H e → 16 OC>+→!O> 12 C + 4 He → 16 O. Jak 4 H e 4 He dohoří, což trvá asi 10 % doby života hvězdy na hlavní posloupnosti, svítivost hvězdy roste, ale její poloměr a T eff T_ T eff se nemonotónně mění. Když dojde 4 H e 4 He v jádře, začne se stahovat, ale brzy elektronový plyn degeneruje, jehož tlak zastaví kompresi. V tuto chvíli je na Hertzsprungově–Russellově diagramu hvězda na tzv. asymptotická obří větev a skládá se z uhlíkovo-kyslíkového (C–O) jádra, nad kterým jsou dva vrstvové zdroje: 4 He 4 He hoří ve spodním, 1 H 1 H hoří v horní. Až Slunce dosáhne tohoto stadia za 5 miliard let, bude se jeho poloměr blížit poloměru oběžné dráhy Země. Spalování 4 H e 4 He ve vrstveném zdroji probíhá formou relativně krátkých záblesků, které jsou doprovázeny vymrštěním části vnějších vrstev do okolního prostoru. Přibližně stejné množství hmoty odnáší hvězdný vítr v intervalech mezi erupcemi. Výsledkem je horké (Teff ≈ 1 0 5 K) (T_přibližně 10^ K) (Teff ≈ 1 0 5 K) jádro s M ≈ 0, 7 M ⊙ M! přibližně 0,! 7, M_odot je obnažené M ≈ 0 M ⊙, jehož záření osvětluje vyvržený obal, což umožňuje jeho pozorování po dobu ~7 10 let v podobě planetární mlhoviny. Poté se skořápka rozptýlí a jádro se změní na pomalu chladícího uhlíkovo-kyslíkového bílého trpaslíka.
Evoluce hvězd s M > 8 M ⊙ M!>! 8, M_odot M > 8 M ⊙ po hlavní sekvenci také vede ke zvýšení hustoty a teploty plynu v centrální oblasti, což vede k sekvenční syntéze stále těžších chemických prvků. V určitém okamžiku se elasticita plynu v těchto oblastech stane příliš malou na to, aby odolala gravitačním silám. V důsledku toho se jádro hvězdy zhroutí, což má za následek termonukleární explozi, která je pozorována jako výbuch supernovy typu II. V závislosti na hmotnosti se hvězda rozptýlí buď úplně nebo částečně, a pak se její jádro změní v neutronovou hvězdu (při M < 25 M ⊙ M! , O, N e Ne a Mg, , Mg vznikající při spalování 12 C. C>. 12 C Hvězdičky s 12 M ⊙
