Vznik a vvoj hvzd HR diagram Hertzsprungv Russelv

Vznik a vývoj hvězd

HR diagram (Hertzsprungův – Russelův) Vznikl v roce 1913, název má podle astronomů, kteří jej poprvé nakreslili. Je výsledkem statistického zkoumání velkého počtu hvězd na počátku 20. století. Je to diagram, který zobrazuje hvězdy v závislosti na jejich absolutní hvězdné velikosti (i zářivém výkonu) a na spektrálním typu (teplotě). Hvězdy v diagramu spadají do různých skupin, které odpovídají různým stádiím vývoje. Pomocí diagramu astronomové porozumí vývoji hvězd a určují jak spolu souvisí jejich různé vlastnosti.

HR diagram

Hvězdný vývoj na HR diagramu 1 -2 protohvězda, smršťování volným pádem, zvyšování teploty 2 rovnováha gravitace a tlaku látky 2 -3 pomalé smršťování 3 zapálení TJ reakcí, „pobyt“ na hlavní posloupnosti 3 -4 dohoření H v jádře 4 -5 smršťování jádra, zvyšování teploty 5 zapálení H ve slupce kolem jádra 5 -6 hoření H ve slupce, zvyšování hmotnosti He jádra 6 zapálení He v jádře, červený, žlutý oranžový obr 6 -7 rozpínání a chladnutí obalu -> únik hmoty Hvězdy se mohou nacházet i mimo hlavní větve na HR. 7 dohoření He v jádře, smršťování Během svého vývoje mění hvězda svoji teplotu a zářivý jádra, zapálení He v obálce, . . . atd. až po skupinu železa výkon, pohybuje se tedy po HR diagramu. 8 stadia pulzací, gravitační Při tomto pohybu se na dlouhou dobu zastavuje na smršťování hlavní posloupnosti.

HR diagram pro nejjasnější hvězdy

Vznik hvězd Obrovský mrak molekulárního H a He se vlastní gravitací začne smršťovat a přitom se zahřívá. V HR je tato oblast nad hlavní posloupností. Při teplotě několik milionů °C se zapálí termojaderná reakce vodíku (přeměna na He). V tomto okamžiku se hvězda nachází na hlavní posloupnosti, kde se mění veeeeelmiiii poomaaluu. Tato doba závisí na hmotnosti hvězdy. Čím je hvězda hmotnější, tím rychleji probíhají jaderné reakce.

Hnědý trpaslík Je-li hmotnost hvězdy menší než 1/10 hmotnosti Slunce, tak se sice z původního plynného oblaku smršťuje a zahřívá, ale teplota nedosáhne hodnoty při níž by se zapálila termojaderná reakce. V jejím nitru vznikne pevná látka, která další smršťování zastaví. Hvězda pak jen chladne a tuhne. Hnědého trpaslíka si představíme jako hodně velkou a horkou planetu. Postupně se z něj stane po vychladnutí černý trpaslík.

Hlavní posloupnost Největší počet hvězd (více než 90 %) leží v HR diagramu na pásu hlavní posloupnosti. Zde spalují pomocí jaderných reakcí v jádře H na He. Toto období je pro hvězdy stabilní a trvá dlouhou dobu, která je závislá na hmotnosti dané hvězdy. Čím je hvězda hmotnější, tím je její vývoj rychlejší a na hlavní posloupnosti setrvá kratší dobu. Typickým příkladem hvězdy hlavní posloupnosti je naše Slunce. U těchto hvězd s rostoucí teplotou roste i zářivý výkon.

Červení obři Nad hlavní posloupností leží červení obři. Červení – mají nízké teploty. Obři – při nízké teplotě mají poměrně velký zářivý výkon (mají velký povrch). Mira A je červeným obrem. Dosahuje 700 násobek rozměru Slunce a je ve vzdálenosti 400 světelných let. Hubbleův dalekohled ukazuje skutečnou tvář Miry. Záhadou zůstává neobvyklý výběžek vlevo dole. Možná je to gravitační perturbace nebo zahřívání od doprovodné trpasličí složky.

Vznik červeného obra Po „vyhoření“ vodíku začne hvězda slábnout, její teplota poklesne a hmota se hroutí k jejímu středu. Tím se teplota prudce zvýší a zažehne se nová jaderná reakce (He se mění na C, N, O a další prvky). Po vyhoření helia se „spalují“ vyšší prvky až po železo. Vzniklé záření nafoukne vnější vrstvy hvězdy a hvězda zvýší svůj poloměr, ale její povrch má poměrně nízkou teplotu. Za 5 miliard let čeká tento osud i Slunce (bude dosahovat až k dráze dnešní Venuše).

Veleobři (nadobři) Leží v HR nejvýše. Velmi jasné hvězdy s velkým povrchem.

Příklad veleobrů Typickým příkladem rudého veleobra je Betelgeuse (a Orionis). Snímek byl pořízen pomocí HST (1995). Betelgeuse tvoří levé rameno souhvězdí Orionu. Patrná je rozsáhlá atmosféra velikostí srovnatelná s dráhou Jupitera. Na povrchu hvězdy se nachází jasná skvrna silně zářící v UV oboru. Skvrna je 10 krát větší než průměr Země a povrchová teplota ve skvrně je o 2 000 K vyšší než teplota okolí. Její podstata zatím není známa. Může souviset s oscilacemi detekovanými na Betelgeuse dříve nebo se může pohybovat po povrchu hvězdy vlivem magnetických polí. Betelgeuse Rigel

Bílí trpaslíci Leží v HR pod hlavní posloupností. Jsou to hvězdy o vysoké teplotě, ale malém průměru.

Vznik bílého trpaslíka Po „vyhoření“ helia se hvězda začne smršťovat. Pokud je její hmotnost menší než 1, 4 násobek hmotnosti Slunce, skončí její smršťování vytvořením velmi stlačené látky v jejím nitru (degenerovaný plyn). Látka má obrovskou hustotu. Její teplota je vysoká, ale povrch malý a tím i malý zářivý výkon. Protože dál nemá zdroj energie, pomalu chladne a mění v černého trpaslíka.

Supernovy Supernova 1987 A Hmotnost je větší než asi 1, 4 hmotnosti Slunce. Po vyhoření He začne smršťování. Teplota v nitru vzroste a zažehnou se reakce, při kterých se tvoří těžší jádra. Vzniklá jádra železa už dalším spojováním nemohou uvolnit žádnou energii. Jaderné palivo je vyčerpáno a hvězda se začne velkou rychlostí smršťovat. Gravitační energie, která se při tom náhle uvolní, způsobí obrovský výbuch. Vnější části hvězdy jsou vyvrženy do okolního prostoru a záření hvězdy se během několika hodin zvýší milionkrát i více vybuchla supernova. Při tomto výbuchu se také tvoří jádra těžší než železo (při jejich vzniku se už energie neuvolňuje, ale spotřebovává), protože lehčí jádra na sebe narážejí obrovskými rychlostmi.

Konec života hvězdy Střídáním digitálních snímků je představeno deset různých planetárních mlhovin, každá z nich kolem ústřední hvězdy. Podle pořadí je jejich katalogové označení následující: NGC 1535, NGC 3242 (Duch Jupitera), NGC 6543 (Kočičí oko), NGC 7009 (mlhovina Saturn), NGC 2438, NGC 6772, Abell 39, NGC 7139, NGC 6781 a M 97 (Soví mlhovina). Tato závěrečná fáze života hvězdy trvá jen 10 000 let.

Krabí mlhovina je následkem výbuchu hvězdy, jenž byl vidět v roce 1054. Tato exploze supernovy byla zaznamenána čínskými astronomy Zcela ve středu mlhoviny leží pulzar: neutronová hvězda rotující v tomto případě 30 krát za sekundu.

Neutronová hvězda a pulzar Po odvržení vnějších vrstev zbyde hvězdě nitro, ve kterém se začnou elektrony spojovat s protony za obrovských tlaků a z tohoto spojení vzniknou neutrony. Látka utvořená jen z neutronů je nesmírně hustá (jako atomové jádro) a zastaví další smršťování – vznikne neutronová hvězda (má větší hmotnost než Slunce, ale průměr jen několik kilometrů. Rychle rotující neutronová hvězda (perioda přibližně 1 s) se nazývá pulzar.

Černá díra Hmotnost větší než 2 hmotnosti Slunce Velmi hmotnou hvězdu už v jejím zhroucení (kolapsu) nemůže nic zastavit. Její látka padá prakticky volným pádem blíž k sobě a dosahuje neomezených hustot. Gravitační pole na jejím povrchu je tak silné, že dokonce ani světlo z ní nemůže uniknout. Tento objekt můžeme pozorovat jen podle jeho gravitačních účinků (např. je-li jednou ze složek dvojhvězdy) a říká se mu černá díra. Také ve středu galaxií a kvazarech tušíme černé díry.

Černá díra V rentgenových paprscích se horké skvrny od doby exploze posunuly o více jak tři světelné roky, přičemž levý výtrysk nedávno zeslábnul pod hranici rozlišitelnosti. Pohyb rychlých výtrysků vystřelujících z hvězdné soustavy, která je kandidátem na černou díru. Rentgenový zdroj XTE J 1550 -564 prošel v roce 1998 ohromným vzplanutím. Kresba popisuje podvojnou soustavu, která nejspíše vytváří rentgenové výtrysky. Normální červená hvězda vlevo uvolňuje materiál do akrečního disku kolem černé díry napravo.

Vývoj hvězd Hvězda AE Aurigae je velice jasná, mladá, modrá Va. Hvězdy hlubinách tmavých mračen prachu a obecně molekulárje známá jako prchající hvězda, jelikož jak se v kulových hvězdokupách jsou TT NGC Cygni 2440: je chladná Zámotek červená nového obří bílého uhlíková trpaslíka hvězda. ního plynu známých jako M 17 v mlhovině Omega zdá byla vyvržena z oblasti Mlhoviny v Orionu Sher Pulsar 25: Čekání v Krabí na supernovu mlhovině starší, červenější a méně hmotné než naše Slunce Rotující černá díra a galaxie MCG 6 30 15 nadále vznikají před zhruba 2, 7 hvězdy. milionů let.