Vývoj hvězd
Vývoj hvězd je proces, během kterého hvězda za dobu své existence projde řadou radikálních změn. Průběh vývoje hvězdy a doba jeho trvání závisí na její počáteční hmotnosti a pohybuje se v rozsahu od několika milionů let (pro nejhmotnější) po triliony let (pro nejméně hmotné), což je mnohonásobně více než současný věk vesmíru.
Pojem „hvězda“ v užším významu označuje hvězdy hlavní posloupnosti, ve kterých probíhá termonukleární fúze. Délka tohoto „života“ hvězdy je nepřímo úměrná její velikosti, tedy ve větších hvězdách probíhají procesy intenzívněji a trvají kratší dobu. Zatímco vznik hvězdy je proces pozvolný, zániky hvězd probíhají různými dynamickými způsoby, které jsou původce nových kosmických objektů a zdrojem nukleosyntézy mnoha těžších prvků.
Vývoj hvězd nelze studovat sledováním života jedné hvězdy, protože většina změn probíhá příliš pomalu, než aby mohla být pozorována, většina vývojových změn není pozorovatelná ani v řádu staletí. Astrofyzika však došla k porozumění evoluce hvězd sledováním různých hvězd během různé fáze jejich vývoje a simulacemi hvězdných struktur pomocí počítačových modelů.
Vznik hvězd
Vývoj hvězd začíná gravitačním kolapsem obřího molekulárního mračna (GMC). Typickou velikostí GMC je zhruba 100 světelných let a hmotnost až 6 000 000 slunečních mas (1,2×1037 kg). Kolabující molekulární mračno obsahuje vláknitou strukturu s vyšší hustotou mezihvězdného materiálu, tzv. filamenty[1] Ve filamentech vznikají gravitační jádra, z nichž se formují protohvězdy. V průběhu kolapsu uvolňuje hroutící se plyn gravitační potenciální energii ve formě tepla. Teplota a tlak vzrůstají, až se gravitační jádro zformuje do rotující koule superhorkého plynu nazývané protohvězda.[2]
Protohvězdy, které mají menší hmotnost než asi 0,08 M⊙(1,6×1029 kg), nikdy nedosáhnou teploty potřebné k rozběhnutí jaderné fúze vodíku. Tyto objekty jsou známé jako hnědí trpaslíci. Hnědí trpaslíci mají hmotnost od třináctinásobku do asi 70násobku hmotnosti planety Jupiter. Po krátkou dobu v nich může probíhat pouze fúze prvků těžších než vodík (deuterium, lithium...), než se vyčerpají jejich zásoby.
Masivnější protohvězdy dosáhnou v jádru teploty okolo 10 miliónů Kelvinů, při které se zahájí jaderná fúze, nejprve deuteriua a lithia, později vodíku. Nástup jaderné fúze vede k poměrně rychlému a ustavení hydrostatické rovnováhy. Ve hvězdách o hmotnosti do 1 M ☉ (2,0×1030 kg) probíhá fúze převážně v proton-protonovém cyklu, ve hvězdách o hmotnosti nad 1,3 M ☉ (2,0×1030 kg) převažuje CNO cyklus.
Hvězdy hlavní posloupnosti
Hvězdy, které se v grafu svítivosti a barvy (teploty) hvězd zobrazují podél výrazné diagonální linie, se nazývají hvězdy hlavní posloupnosti. Jedná se o stabilní fázi vývoje hvězdy, která spaluje vodík. Stabilita je zajištěna hydrostatickou rovnováhou - proti gravitační síle působí tlak plynu zahřívaného termonukleární fúzí (proton-protonový cyklus nebo CNO cyklus), která v jádře hvězdy mění jádra vodíku (protony) na jádra hélia. Čím je hvězda větší, tím je tato vývojová fáze kratší, protože vlivem vyšší gravitace roste i tlak v jádře a tím i rychlost jaderných reakcí.
Zánik hvězdy
Po spotřebování většiny vodíkového paliva hvězdou hlavní posloupnosti dochází ke ztrátě hydrostatické rovnováhy a další vývoj záleží na velikosti hvězdy.
Malé hvězdy nazývané červení trpaslíci spalují vodík tak pomalu, že jejich životnost je delší než dosavadní stáří vesmíru. Teoreticky se předpokládá, že zvýší svou povrchovou teplotu a vznikne modrý trpaslík, který se po vyhoření zbývající zásoby vodíku změní na bílého trpaslíka.
Větší hvězdy (včetně Slunce) reagují mnohonásobným zvětšením svého objemu, čímž vzniká červený obr. Fúze vodíku pokračuje ve vnějších vrstvách hvězdy, zatímco v jádře probíhá fúze helia (3-alfa reakce). Po skončení těchto fází hvězda odvrhne vnější vrstvy, které vytvoří tzv. planetární mlhovinu, a jádro hvězdy gravitačně zkolabuje za vzniku bílého trpaslíka. V této hvězdě již neprobíhá reakce, ale vyzařuje nashromážděnou energii, díky malému povrchu (velikost srovnatelná se Zemí) a vysoké hustotě po velice dlouhou dobu. Pokud bílý trpaslík navýší svoji hmotnost hmotou ze svého průvodce nad určitou mez, vznikne nova nebo supernova typu Ia, jinak se po vyzáření energie změní v černého trpaslíka.
Velké hvězdy se podobně změní v červeného veleobra. V jeho středu vznikají termonukleární fúzí další těžší prvky včetně železa. Díky vysoké vazební síle jeho jádra dojde po akumulaci železa ke gravitačnímu kolapsu a hvězda exploduje jako supernova za vzniku neutronové hvězdy nebo černé díry.
Odkazy
Reference
V tomto článku byl použit překlad textu z článku Stellar evolution na anglické Wikipedii.
- ↑ ZHANG, Guo-Yin; ANDRÉ, Ph.; MEN'SHCHIKOV, A.; WANG, Ke. Fragmentation of star-forming filaments in the X-shaped nebula of the California molecular cloud. Astronomy and Astrophysics. 1 October 2020, s. A76. ISSN 0004-6361. DOI 10.1051/0004-6361/202037721. S2CID 211126855. Bibcode 2020A&A...642A..76Z. arXiv 2002.05984. (anglicky)
- ↑ PRIALNIK, Dina. An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. [s.l.]: Cambridge University Press, 2000. ISBN 0-521-65065-8. (anglicky)
Externí odkazy
Obrázky, zvuky či videa k tématu vývoj hvězd na Wikimedia Commons - Astronomy 606 (Stellar Structure and Evolution) lecture notes, Cole Miller, Department of Astronomy, University of Maryland
- Astronomy 162, Unit 2 (The Structure & Evolution of Stars) lecture notes, Richard W. Pogge, Department of Astronomy, Ohio State University
Média použitá na této stránce
Autor: ESO, European Southern Observatory, Licence: CC BY 4.0
Artist's impression of "the oldest star of our Galaxy": HE 1523-0901
- About 13.2 billion years old
- Approximately 7500 light years far from Earth
- Published as part of Hamburg/ESO Survey in the May 10 2007 issue of The Astrophysical Journal
Autor: ESO/S. Steinhöfel, Licence: CC BY 4.0
Born from clouds of gas and dust, stars like our Sun spend most of their lifetime slowly burning their primary nuclear fuel, hydrogen, into the heavier element helium. After leading this bright and shiny life for several billion years, their fuel is almost exhausted and they start swelling, pushing the outer layers away from what has turned into a small and very hot core. These “middle-aged” stars become enormous, hence cool and red — red giants. All red giants exhibit a slow oscillation in brightness due their rhythmic “breathing” in and out, and one third of them are also affected by additional, slower and mysterious changes in their luminosity. After this rapid and tumultuous phase of their later life, these stars do not end in dramatic explosions, but die peacefully as planetary nebulae, blowing out everything but a tiny remnant, known as white dwarf.
Vývojový cyklus Slunce
Sagittarius Star Cloud. Stars come in all different colors. The color of a star indicates its surface temperature, an important property used to assign each star a spectral type. Most stars in the above Sagittarius Star Cloud are orange or red and relatively faint, as our Sun would appear. The blue and greenish stars are hotter, many being relatively young and massive. The bright red stars are cool Red Giants, bloated stars once similar to our Sun that have entered a more advanced stage of evolution. Stars of this Sagittarius Cloud lie towards the center of our Galaxy - tantalizing cosmic jewels viewed through a rift in the dark, pervasive, interstellar dust. This famous stellar grouping houses some of the oldest stars known.