Nyní zvažte další limitující případ, ve kterém hraje hlavní roli radiační tlak.

Připomeňme si stavovou rovnici pro ideální plyn

zde je molekulová hmotnost látky, tzn. veličina, která ukazuje, kolik jednotek atomové hmotnosti připadá na částici (rozlišujte od !). Například , ale , atd. Při vysokých teplotách, kdy je plyn zcela ionizovaný a monoatomický, se tepelná energie gramu látky rovná

Na druhou stranu při vysokých teplotách začíná v termodynamice hvězdy hrát stále důležitější roli radiační tlak. Pro záření v termodynamické rovnováze (Planckovo záření) je hustota energie jednoznačně určena teplotou (viz níže, v části 3.3).

V tomto případě tlak

V laboratorních podmínkách se nemění hustota, ale tok zářivé energie (Proč?), který je spojen s jednoduchou závislostí

(Získejte koeficient 1/4 v tomto vzorci.) Tedy (Stefan-Boltzmannův zákon). Podle Einsteinova vzorce hmotnostní hustota záření

Existuje široká škála astrofyzikálních podmínek, kdy jsou tlak a energie záření a hmoty srovnatelné, ale hmotnostní hustota záření je mnohem menší než hmotnostní hustota hmoty ( ). Zapišme si nyní výrazy pro celkový tlak hmoty a záření

Uvažujme modelovou hvězdu, ve které je vztah mezi hustotou a teplotou dán vzorcem

kde je konstantní faktor. Potom tlak hmoty a tlak záření, tzn. v takovém modelu je poměr záření a tlaku hmoty konstantní napříč hvězdou a

Všimněte si, že v tomto případě se entropie mění (Jak? Roste nebo klesá směrem ven?). Zadáme hodnotu

Parametr má jednoduchý význam: .

Tedy, , a máme polytropickou rovnici, která je nám již známá. Víme, že v tomto případě je rovnováha možná pouze při jedné hodnotě hmotnosti. Dosazením do vzorce (2.1) dostaneme

Pomocí tohoto vzorce můžeme odhadnout roli radiačního tlaku pro hvězdu dané hmotnosti (viz tabulka 2, ve které je akceptován).

Tabulka 2.2: Zvýšení tlaku v závislosti na hmotnosti hvězdy ()

0.05 0.1 0.7 1 2 10
0.85 2.4 70 215 5800
0.25 0.5 0.89 0.999

Z tabulky 2 je zřejmé, že hvězda s hmotností je hraniční (). Jak ukázal A. Eddington, u hvězd s hmotností řádově je úloha radiačního tlaku zanedbatelná a u hvězd s hmotností je tlak záření dominantní.

Aplikujme viriální teorém na model zkonstruovaný výše. Vezmeme-li v úvahu záření, tepelnou energii hvězdy

ČTĚTE VÍCE
Kolikrát denně můžete použít pleťovou masku?

Podle viriálního teorému gravitační energie hvězdy

Celková energie hvězdy

těch. hvězda je gravitačně vázána, ale toto spojení se rovná pouze té části energie, která je určena hmotou

proto at – je malý. V tomto modelu jsme uměle zavedli polytrop, ale entropie není nad hvězdou konstantní (pokud je nad hvězdou const, tak při ). Zdůrazněme rozdíl mezi adiabatickým exponentem a polytropickým exponentem. Vezměme si monatomický nerelativistický plyn ( ), pro který . Nechť je rozložení entropie nad hvězdou určeno závislostí, pak tlak a hustota souvisí vztahem

Struktura hvězdy bude určena polytropním indexem (zde) a stabilita závisí na adiabatickém indexu, tzn. na pružnosti látky (v našem modelu).

Díky rozložení entropie můžeme získat stabilní hvězdu např. s . Ve výše uvažovaném modelu ale celková energie této hvězdy nebyla rovna nule, protože model je neizentropický. Stabilita hvězdy není určena rozložením hmoty, ale tím, jak se chová při stlačení (tj. její elasticita!).
>

Publikace s klíčovými slovy: Evoluce hvězd – vnitřní stavba hvězd – termonukleární reakce – fyzikální procesy
Publikace se slovy: Evoluce hvězd – vnitřní stavba hvězd – termonukleární reakce – fyzikální procesy
Viz také:

Až do poloviny 90. let minulého století nevěděli vědci o planetách nacházejících se mimo sluneční soustavu prakticky nic. Astronomové objevili první planetu obíhající kolem jiné hvězdy až v roce 1995 a dostala jméno 51 Pegas nar. O něco později budou takové světy nazývány exoplanety.

S objevem 51 Pegasi b začala éra globálního hledání a studia exoplanet, éra, v níž se začal objevovat nový obraz vesmíru, éra, která ukázala, že Sluneční soustava není jediná svého druhu.

Sluneční a jiné planetární systémy

Nejprve malé upřesnění, abyste nebyli zmateni. Planetární systém je systém s jednou centrální hvězdou, kolem které obíhají planety, jejich satelity, asteroidy a komety. Stellar – systém se 2-3 gravitačně vázanými hvězdami, kolem nich mohou obíhat i planety a jejich satelity.

Vědci rozdělují planety sluneční soustavy do dvou skupin: vnitřní (Merkur, Venuše, Země, Mars) a externí (Jupiter, Saturn, Uran, Neptun). Tělesa první skupiny jsou malé skalnaté světy, druhé jsou masivní, chladné světy sestávající převážně z plynů.

ČTĚTE VÍCE
Co dal miliardář Doronin Naomi Campbell?

Ještě před objevem první exoplanety se mnozí astronomové domnívali, že jiné systémy budou obsahovat zhruba stejné planety jako ty ve Sluneční soustavě. To se však mýlili. Pozorování ukázala, že ve vesmíru existují úplně jiné třídy planet, které nejsou podobné těm, které vědci znají.

Například data z orbitálního dalekohledu Kepler, vypuštěného v roce 2009, ukázala, že plynné exoplanety mohou být blízko svých hvězd a být velmi horké, přičemž průměrné teploty obvykle dosahují 727 °C. Tyto světy byly nazvány “horký”, nebo “ultra horké” Jupitery, protože mnohé z nich jsou ve většině případů velmi horké a hmotnostně srovnatelné s hmotností Jupitera. Ve Sluneční soustavě jsou plynní obři daleko od Slunce a jsou chladnější.

KELT-9 b

Odpovídáme na otázku v nadpisu. Ano, ve vesmíru jsou planety, které jsou teplejší než některé hvězdy.

Nejžhavější dosud známá exoplaneta je Kelt-9 b, byla objevena v roce 2016, 620 světelných let od Slunce.

Kelt-9b obíhá kolem hvězdy dvakrát teplejší než Slunce a je k ní dvanáctkrát blíže, než je Merkur od naší hvězdy: 4 milionu km a 5 milionu km.

Tento plynný obr je asi 3x těžší než Jupiter a velikost těchto dvou těles se liší. Poloměr Kelt-9b je 1,8krát větší než poloměr Jupiteru. Vzhledem k blízké vzdálenosti od mateřské hvězdy dosahuje teplota horní atmosféry Kelt-9 b 4700 °C. Pro srovnání je to o něco nižší než povrchová teplota našeho Slunce, ale vyšší než teplota některých hvězd ve vesmíru. Teplota většiny svítidel se pohybuje od 2700°C do 30000°C.

Studium horkých Jupiterů je jakýmsi „oknem“ do poznání velmi důležitých kosmických procesů probíhajících za podmínek, které na Zemi nelze reprodukovat. Odborníci se již dlouho snaží vysvětlit, jak obecně vznikají planety a jak se ve sluneční soustavě objevily „prvky života“, jako je voda. K zodpovězení těchto otázek potřebují vědci získat co nejvíce dat o složení exoplanet, a to lze dnes provést pouze pozorováním jejich atmosféry.

Pozorování atmosféry

Existují dvě hlavní metody pro studium exoplanet.

Tranzit. Při průchodu exoplanety přes disk hvězdy její světlo proniká do horních vrstev atmosféry exoplanety, takže studiem spektra tohoto světla je možné detekovat chemické prvky, které jsou přítomny v atmosféru kosmického tělesa.

ČTĚTE VÍCE
Proč v létě nehubnu?

Radiální rychlostní metoda. Je založena na studiu pohybu hvězdy pod vlivem planety obíhající kolem ní a spočívá v provedení spektrální analýzy vyzařovaného světla.

Atomy chemických prvků absorbují a vyzařují světlo na svých charakteristických vlnových délkách. Po prostudování spektra „zachyceného“ světla z něj můžete extrahovat spektrální čáry a poté je porovnat se spektrálními čarami, které odpovídají různým chemickým prvkům.

[Pokud se chcete podrobně dozvědět, jak vědci studují atmosféru vzdálených planet, přečtěte si náš materiál: „Jak vědci „loví“ pozemské planety v systému Alfa Centauri“]

Záhada KELT-9 b

Vědci teprve začínají chápat, proč mohou být některé planety teplejší než hvězdy. V The Astrophysical Journal byla nedávno zveřejněna zajímavá studie.

Astrofyzici použili data z Hubbleova teleskopu, který pozoroval Kelt-9b, a speciální open-source program, aby určili, které molekuly byly nejvíce přítomné v atmosféře Kelt-9b. Ukázalo se, že v atmosféře je pozorováno velké množství kovových molekul, jako je oxid titaničitý (TiO), oxid vanadu (VO) a hydrid železa (FeH). Podle teorie by se při takto extrémních teplotách měly rozpadat na atomy, to znamená, že za takových podmínek nemohou existovat. Ale jsou tam molekuly kovů, což znamená, že odněkud neustále proudí.

KELT-9b je vždy otočen ke své hvězdě jednou stranou, protože je k ní příliš blízko, v zóně přílivové blokace. To vede k velkému teplotnímu rozdílu mezi „denní“ a „noční“ stranou exoplanety. Vědci navrhli, že molekuly kovů mohou být transportovány z chladnějších oblastí, například z „noční“ strany, nebo stoupat z útrob planety. Studie ukazuje, že atmosféra horkých Jupiterů je řízena složitými, dosud nepochopitelnými procesy.

Budoucí mise

Observatoře jako Hubble nejsou určeny ke studiu atmosféry exoplanet, zatímco vědci obecně nemají zařízení, která by se s tímto úkolem mohla plně vypořádat.

Příští generace vesmírných dalekohledů, jako je James Webb a Ariel, bude mít mnohem lepší technické možnosti. Přístroje, které budou na palubě instalovány, budou schopny studovat složení plynů v atmosférách vzdálených planet a také shromažďovat všechny potřebné informace k pochopení toho, z čeho jsou tyto exoplanety vyrobeny, jak vznikaly a jak se vyvíjely. Čeká nás skutečná revoluce ve výzkumu vesmíru.

ČTĚTE VÍCE
Jak často si můžete vyrobit pleťovou masku z želatiny?

Start Jamese Webba je naplánován na říjen 2021 a Ariel na rok 2029.

Nabízíme přátelství: Twitter, Facebook, Telegram

Sledujte nás na youtube. Sledujte vše nové a zajímavé ze světa vědy na naší stránce na adrese zprávy Google. Přečtěte si naše materiály, které nejsou zveřejněny na webu v Yandex Zen

Našli jste chybu? Vyberte část textu a klikněte Ctrl + Enter.