HVĚZDY: VLASTNOSTI, JAK SE FORMUJÍ, ŽIVOTNÍ CYKLUS, STRUKTURA - VĚDA

Hvězda je astronomická předmět složený z plynu, zejména vodíku a helia, a udržuje se v rovnováze díky gravitační síle, která má tendenci ke kompresi, a tlak plynu, který ji rozšiřuje.

V tomto procesu hvězda produkuje obrovské množství energie ze svého jádra, ve kterém je fúzní reaktor, který syntetizuje hélium a další prvky z vodíku.

Obrázek 1. Plejády v souhvězdí Býk, viditelné během severní zimy, tvoří shluk asi 3 000 hvězd vzdálených 400 světelných let. Zdroj: Wikimedia Commons.

V těchto fúzních reakcích není hmota zcela konzervovaná, ale malá část je přeměněna na energii. A protože hmotnost hvězdy je obrovská, i když je to jedna z nejmenších, tak i množství energie, které vydává za sekundu.

Charakteristiky hvězd

Hlavní charakteristiky hvězdy jsou:

- Hmotnost: vysoce variabilní, od malého zlomku hmoty Slunce po superhmotné hvězdy, přičemž hmota je několikrát větší než sluneční hmota.

- Teplota: je to také proměnné množství. Ve fotosféře, která je světelným povrchem hvězdy, se teplota pohybuje v rozmezí 50000 až 3 000 K. Zatímco ve svém středu dosahuje miliónů Kelvinů.

- Barva: úzce souvisí s teplotou a hmotností. Čím teplejší je hvězda, tím je její barva modřejší a naopak, čím chladnější je, tím více má sklon k červené.

- Svítivost: záleží na síle vyzařované hvězdou, která není obvykle stejnoměrná. Nejžhavější a největší hvězdy jsou nejsvětlejší.

- Velikost: jedná se o zjevný jas, který mají, když jsou vidět ze Země.

- Pohyb: hvězdy mají relativní pohyby s ohledem na své pole, stejně jako rotační pohyb.

- Věk: hvězdy mohou být stejně staré jako vesmír - asi 13,8 miliard let - a stejně staré jako 1 miliarda let.

Jak se tvoří hvězdy?

Slunce, jedna z milionů hvězd v Mléčné dráze.

Hvězdy jsou tvořeny gravitačním zhroucením obrovských mraků kosmického plynu a prachu, jejichž hustota neustále kolísá. Prvotním materiálem v těchto mracích je molekulární vodík a hélium a také stopy všech známých prvků na Zemi.

Pohyb částic, které tvoří toto obrovské množství hmoty rozprostřené v prostoru, je náhodný. Ale občas se hustota v jednom bodě mírně zvyšuje a způsobuje kompresi.

Tlak plynu má tendenci tuto kompresi zrušit, ale gravitační síla, ta, která táhne molekuly dohromady, je o něco vyšší, protože částice jsou blíže k sobě, a pak působí proti tomuto účinku.

Navíc gravitace je zodpovědná za ještě větší zvýšení hmotnosti. A jak se to stane, teplota se postupně zvyšuje.

Nyní si tento kondenzační proces představte ve velkém měřítku a za všech okolností. Gravitační síla je radiální a takto vytvořený oblak hmoty bude mít sférickou symetrii. Říká se tomu protostar.

Navíc tento oblak hmoty není statický, ale s materiálem se rychle otáčí.

V průběhu času se jádro vytvoří při velmi vysoké teplotě a enormním tlaku, který se stane hvězdným fúzním reaktorem. K tomu je zapotřebí kritická masa, ale když se to stane, hvězda dosáhne rovnováhy, a tak začíná, tak řečeno, její dospělý život.

Hmotnost a následný vývoj hvězd

Typ reakcí, které se mohou vyskytnout v jádru, bude záviset na hmotnosti, kterou zpočátku má, as tím na následném vývoji hvězdy.

U hmot menších než 0,08násobek hmotnosti Slunce - přibližně 2 x 10 30 kg - se hvězda nebude tvořit, protože jádro se nezapálí. Takto vytvořený objekt se postupně ochladí a kondenzace se zpomalí, což vede ke vzniku hnědého trpaslíka.

Na druhou stranu, je-li protostar příliš masivní, nedosáhne také potřebné rovnováhy, aby se stal hvězdou, takže se násilně zhroutí.

Teorie formace hvězd gravitačním kolapsem je způsobena anglickým astronomem a kosmologem Jamesem Jeansem (1877-1946), který také navrhl teorii ustáleného stavu vesmíru. Dnes je tato teorie, která tvrdí, že hmota je vytvářena nepřetržitě, odmítnuta ve prospěch teorie velkého třesku.

Životní cyklus hvězd

Jak je vysvětleno výše, hvězdy se vytvářejí kondenzačním procesem mlhoviny vyrobené z plynu a kosmického prachu.

Tento proces vyžaduje čas. Odhaduje se, že k tomu dojde mezi 10 a 15 miliony let, zatímco hvězda získá svou konečnou stabilitu. Jakmile tlak expanzivního plynu a síla tlakové rovnováhy gravitace vstoupí do toho, co se nazývá hlavní sekvence.

Hvězda je podle své hmotnosti umístěna na jedné z linií diagramu Hertzsprung-Russella nebo HR diagramu. Toto je graf, který ukazuje různé linie hvězdné evoluce, všechny diktované hmotou hvězdy.

V tomto grafu jsou hvězdy seřazeny podle jejich svítivosti na základě jejich skutečné teploty, jak je ukázáno níže:

Obrázek 2. HR diagram, nezávisle vytvořený astronomy Ejnarem Hertzsprungem a Henrym Russellem kolem roku 1910. Zdroj: Wikimedia Commons. ŽE.

Hvězdné evoluční linie

Hlavní posloupnost je zhruba diagonální oblast, která prochází středem diagramu. Tam, v určitém bodě, nově vytvořené hvězdy vstupují, podle jejich hmotnosti.

Nejžhavější, nejjasnější a nejhmotnější hvězdy jsou nahoře a vlevo, zatímco nejchladnější a nejmenší hvězdy jsou vpravo dole.

Hmota je parametr, který řídí hvězdný vývoj, jak bylo několikrát řečeno. Opravdu, velmi masivní hvězdy spotřebovávají své palivo rychle, zatímco malé, chladné hvězdy, jako jsou červení trpaslíci, to spravují pomaleji.

Obrázek 3. Porovnání velikostí mezi planetami (1 a 2) a hvězdami (3,4,5 a 6). Zdroj: Wikimedia Commons. Dave Jarvis (https://dave.autonoma.ca/).

Pro lidskou bytost jsou červení trpaslíci prakticky věční, dosud neznámí červení trpaslíci nezemřeli.

S hlavní sekvencí sousedí hvězdy, které se díky svému vývoji přesunuly na jiné linie. Nahoře jsou tedy obří a supergiantní hvězdy a pod bílými trpaslíky.

Spektrální typy

Ze vzdálených hvězd k nám přichází jejich světlo a z jeho analýzy se získává velké množství informací o povaze hvězdy. Ve spodní části HR diagramu je řada písmen označujících nejběžnější spektrální typy:

OBAFGKM

Hvězdy s nejvyšší teplotou jsou O a nejchladnější jsou třídy M. Na druhé straně je každá z těchto kategorií rozdělena do deseti různých podtypů, které je rozlišují číslem od 0 do 9. Například F5, přechodná hvězda mezi F0 a G0.

Klasifikace Morgana Keenana přidává zářivost hvězdy spektrálnímu typu, římskými číslicemi od I do V. Tímto způsobem je naše Slunce hvězdou typu G2V. Je třeba poznamenat, že vzhledem k velké variabilitě hvězd existují i jiné klasifikace.

Každá spektrální třída má zjevnou barvu podle HR diagramu na obrázku. Je to přibližná barva, kterou by pozorovatel bez nástrojů nebo nanejvýš dalekohledu viděl za velmi tmavé a jasné noci.

Zde je krátký popis jeho charakteristik podle klasických typů spektrál:

Typ O

Jsou to modré hvězdy s fialovými odstíny. Nacházejí se v levém horním rohu HR diagramu, to znamená, že jsou velké a jasné, stejně jako vysoké povrchové teploty, mezi 40 000 a 20 000 K.

Příklady tohoto typu hvězdy jsou Alnitak A, z pásu souhvězdí Orion, viditelný během severních zimních nocí, a Sigma-Orionis ve stejné souhvězdí.

Obrázek 4. Tři hvězdy Orionova pásu. Zleva doprava Alnitak, Alnilam a Mintaka. Kromě toho vedle Alnitaku mlhoviny Flame a Horsehead. Zdroj: Wikimedia Commons.

Typ B

Jsou snadno vidět pouhým okem. Její barva je bílo-modrá, s povrchovými teplotami mezi 10 000 - 7 000 K. Sirius A, binární hvězda v souhvězdí Canis Major je hvězda typu A, stejně jako Deneb, nejjasnější hvězda v Labutí.

Typ F

Vypadají bílé a mají žlutou barvu, povrchová teplota je dokonce nižší než u předchozího typu: mezi 7000 a 6000 K. Do této kategorie patří polární hvězda Polaris, z konstelace Ursa Minor, stejně jako nejjasnější hvězda Canopus. souhvězdí Carina, viditelné daleko na jih od severní polokoule, během severní zimy.

Typ G

Jsou žluté a jejich teploty se pohybují mezi 6000 a 4800 K. Naše Slunce spadá do této kategorie.

Typ K

V zásadě není snadné zjistit vnitřní strukturu hvězdy, protože většina z nich jsou velmi vzdálené objekty.

Díky studiu Slunce, nejbližší hvězdy, víme, že většina hvězd je tvořena plynnými vrstvami se sférickou symetrií, v jejímž středu je jádro, kde dochází k fúzi. To zabírá více než 15% celkového objemu hvězdy.

Obklopující jádro je vrstva jako plášť nebo plášť a nakonec je zde atmosféra hvězdy, jejíž povrch je považován za její vnější limit. Povaha těchto vrstev se mění s časem a vývojem sledovaným hvězdou.

V některých případech v okamžiku, kdy dojde vodík, jeho hlavní jaderné palivo, hvězda bobtná a poté vytlačuje své nejvzdálenější vrstvy do vesmíru, čímž vytváří tzv. Planetární mlhovinu, ve středu které zůstává holé jádro., dále známý jako bílý trpaslík.

Právě v obálce hvězdy dochází k přenosu energie z jádra do vnějších vrstev.

Obrázek 5. Vrstvy Slunce, nejstudovanější hvězda ze všech. Zdroj: Wikimedia Commons.

Typy hvězd

V sekci věnované spektrálním typům byly typy hvězd, které jsou v současnosti známy, zmiňovány velmi obecně. To se týká charakteristik objevených analýzou jeho světla.

Ale během jejich vývoje většina hvězd cestuje po hlavní posloupnosti a také je opouští a nachází se v jiných větvích. Pouze červené trpasličí hvězdy zůstávají v hlavní posloupnosti celý svůj život.

Často jsou zmíněny i jiné typy hvězd, které stručně popisujeme:

Trpasličí hvězdy

Je to termín, který se používá k popisu velmi odlišných typů hvězd, které mají na druhou stranu společnou malou velikost. Některé hvězdy jsou tvořeny s velmi nízkou hmotností, ale jiné, které se narodily s mnohem vyšší hmotou, se během svého života stávají trpaslíci.

Ve skutečnosti jsou trpasličí hvězdy nejrozšířenějším druhem hvězdy ve vesmíru, takže stojí za to se trochu zdržovat na jejich vlastnostech:

Hnědí trpaslíci

Jsou to protostari, jejichž hmotnost nestačila k zahájení jaderného reaktoru, který pohání hvězdu do hlavní sekvence. Lze je považovat za na půli cesty mezi planetou s plynovým obrem, jako je Jupiter, a červenou trpasličí hvězdou.

Protože jim chybí stabilní zdroj energie, jsou určeny k tomu, aby se pomalu ochladzovaly. Příkladem hnědého trpaslíka je Luhman 16 v souhvězdí Vela. To však nebrání planetám obíhat kolem nich, protože několik jich bylo dosud objeveno.

Červené trpaslíci

Obrázek 6. Srovnávací velikost mezi Sluncem, červeným trpaslíkem Gliese 229A, hnědými trpaslíky Teide 1 a Gliese 229 B a planetou Jupiter. Zdroj: NASA prostřednictvím Wikimedia Commons.

Jejich hmotnost je malá, menší než hmotnost Slunce, ale jejich život prochází v hlavní posloupnosti, protože spotřebovávají palivo. Z tohoto důvodu jsou také chladnější, ale jsou nejhojnějším typem hvězdy a také nejdelší ze všech.

Bílé trpaslíky

Je to zbytek hvězdy, který opustil hlavní sekvenci, když se vyčerpalo palivo v jeho jádru, otoky, až se z něj stal červený obr. Poté hvězda odhodí své vnější vrstvy, zmenší svou velikost a ponechá pouze jádro, kterým je bílý trpaslík.

Fáze bílých trpaslíků je pouze jednou fází ve vývoji všech hvězd, které nejsou ani červenými trpaslíky, ani modrými obry. Ten, který je tak masivní, má sklon ukončit svůj život kolosálními explozemi zvanými nova nebo supernova.

Hvězda IK Pegasi je příkladem bílého trpaslíka, osudu, který může na naše Slunce čekat mnoho milionů let.

Modré trpaslíky

Jsou to hypotetické hvězdy, to znamená, že jejich existence dosud nebyla prokázána. Má se ale za to, že se červení trpaslíci, když jim dojde palivo, nakonec promění v modrých trpaslíků.

Černí trpaslíci

Jsou to starověcí bílí trpaslíci, kteří se úplně ochladili a již nevyzařují světlo.

Žluté a oranžové trpaslíky

Hvězdy s hmotností srovnatelnou nebo menší než Slunce, ale větší a větší než červené trpaslíci, se někdy nazývají tímto způsobem.

Neutronové hvězdy

Toto je poslední fáze v životě supergiantní hvězdy, když již spotřebovala své jaderné palivo a trpí výbuchem supernovy. Díky explozi se jádro zbytkové hvězdy stává neuvěřitelně kompaktní, až do okamžiku, kdy se elektrony a protony spojí, aby se staly neutrony.

Neutronová hvězda je tak, ale tak hustá, že může obsahovat až dvojnásobek sluneční hmoty v kouli o průměru asi 10 km. Vzhledem k tomu, že se jeho poloměr tolik snížil, vyžaduje zachování momentu hybnosti vyšší rychlost rotace.

Díky své velikosti jsou detekovány intenzivním zářením, které vyzařují ve formě paprsku, který se rychle otáčí vedle hvězdy a vytváří takzvaný pulsar.

Příklady hvězd

Přestože hvězdy mají společné vlastnosti, jako u živých věcí, variabilita je obrovská. Jak bylo vidět, existují obrovské a supergiantní hvězdy, trpaslíci, neutrony, proměnné velké hmotnosti, obrovské velikosti, bližší a vzdálenější:

- Nejjasnější hvězdou na noční obloze je Sirius v souhvězdí Canis Major.

Obrázek 7. Sirius, v souhvězdí Canis Major, asi 8 světelných let daleko, je nejjasnější hvězdou na noční obloze. Zdroj: Pixabay.

-Próxima Centauri je nejbližší hvězdou ke Slunci.

- Být nejjasnější hvězdou neznamená být nejsvětlejší, protože vzdálenost se hodně počítá. Nejzářivější známá hvězda je také nejhmotnější: R136a1 patřící do Velkého Magellanova mračna.

- Hmotnost R136a1 je 265krát větší než hmotnost Slunce.

- Hvězda s největší hmotou není vždy největší. Největší hvězdou doposud je UY Scuti v souhvězdí Štít. Její poloměr je asi 1708krát větší než poloměr Slunce (poloměr Slunce je 6,96 x 108 metrů).

- Dosud nejrychlejší hvězdou byla americká 708, která se pohybuje rychlostí 1200 km / s, ale nedávno byla objevena další hvězda, která ji překonává: S5-HVS1 souhvězdí Crane, s rychlostí 1700 km / s. Vinník je považován za supermasivní černou díru Střelce A, uprostřed Mléčné dráhy.

Reference

Carroll, B. Úvod do moderní astrofyziky. 2. Edice. Pearson.
Costa, C. Z temnoty galaktického srdce vyletěla utečená hvězda. Obnoveno z: aaa.org.uy.
Díaz-Giménez, E. 2014. Základní poznámky o astronomii, publikoval University of Córdoba, Argentina.
Jaschek, C. 1983. Astrofyzics, publikoval OAS.
Martínez, D. Hvězdná evoluce. Vaeliada. Obnoveno z: Knihy Google.
Oster, L. 1984. Modern Astronomy. Redakční reverté.
Španělská astronomická společnost. 2009. 100 Astronomy Concepts, Edycom SL
UNAM. Vysoce energetická astronomie. Neutronové hvězdy. Obnoveno z: astroscu.unam.mx.
Wikipedia. Klasifikace hvězd. Obnoveno z: es.wikipedia.org.
Wikipedia. Hvězda. Obnoveno z: es.wikipedia.org.

HVĚZDY: VLASTNOSTI, JAK SE FORMUJÍ, ŽIVOTNÍ CYKLUS, STRUKTURA - VĚDA - 2025