Vznik a vývoj hvězd

HR diagram(Hertzsprungův – Russelův)

Je to diagram, který zobrazuje hvězdy v závislosti na jejich absolutní hvězdné velikosti (i zářivém výkonu) a na spektrálním typu (teplotě).

Vznikl v roce 1913, název má podle astronomů, kteří jej poprvé nakreslili. Je výsledkem statistického zkoumání velkého počtu hvězd na počátku 20. století.

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 diagramu1-2 protohvězda, smršťování volným pádem, zvyšování teploty 2  rovnováha gravitace a tlaku látky

2-3 pomalé smršťování3  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 7  dohoření He v jádře, smršťování jádra, zapálení He v obálce, ... atd. až po skupinu železa 8 stadia pulzací, gravitační smršťování

Hvězdy se mohou nacházet i mimo hlavní větve na HR.

Během svého vývoje mění hvězda svoji teplotu a zářivý výkon, pohybuje se tedy po HR diagramu.

Při tomto pohybu se na dlouhou dobu zastavuje na 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

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.

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.

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 obřiNad 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 ( 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 trpaslíciLeží 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

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.

Supernova 1987A

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 M97 (Soví mlhovina). Tato závěrečná fáze života hvězdy trvá jen 10 000 let.

Krabí mlhovina

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 1s) 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

Pohyb rychlých výtrysků vystřelujících z hvězdné soustavy, která je kandidátem na černou díru. Rentgenový zdroj XTE J1550-564 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.

V rentgenových paprscích se horké skvrny od doby exploze posunuly o více jak tři světelné roky, přičemž levý výtrysk nedávno zeslábnul pod hranici rozlišitelnosti.

Vývoj hvězd

V hlubinách tmavých mračen prachu a molekulár-ního plynu známých jako M17 v mlhovině Omega nadále vznikají hvězdy.

Hvězda AE Aurigae je velice jasná, mladá, modrá a je známá jako prchající hvězda, jelikož jak se zdá byla vyvržena z oblasti Mlhoviny v Orionu před zhruba 2,7 milionů let.

Hvězdy v kulových hvězdokupách jsou obecně starší, červenější a méně hmotné než naše Slunce

TT Cygni je chladná červená obří uhlíková hvězda.NGC 2440: Zámotek nového bílého trpaslíka Sher 25: Čekání na supernovu Pulsar v Krabí mlhovině Rotující černá díra a galaxie MCG 6 30 15