A hvězda Jedná se o astronomický objekt složený z plynu, hlavně vodíku a helia, a udržovaný v rovnováze díky gravitační síle, která ho má tendenci stlačovat, a tlaku plynu, který jej rozšiřuje..
V tomto procesu hvězda produkuje nesmírné množství energie ze svého jádra, ve kterém je fúzní reaktor, který syntetizuje helium a další prvky z vodíku..
Při těchto fúzních reakcích není hmota plně konzervována, ale malá část je přeměněna na energii. A protože hmotnost hvězdy je obrovská, i když je jednou z nejmenších, tak i množství energie, které vydává za sekundu.
Rejstřík článků
Hlavní charakteristiky hvězdy jsou:
-Hmotnost: vysoce variabilní, schopný být od malého zlomku hmotnosti Slunce po supermasivní hvězdy, s hmotami několikanásobně sluneční hmotou.
-Teplota: je také proměnné množství. Ve fotosféře, což je světelný povrch hvězdy, se teplota pohybuje v rozmezí 50000 až 3000 K. Zatímco ve svém středu dosahuje milionů Kelvinů.
-Barva: úzce souvisí s teplotou a hmotou. Čím je hvězda teplejší, tím je její barva modřejší a naopak, čím je chladnější, tím více inklinuje k červené..
-Jas: záleží na výkonu vyzařovaném hvězdou, který obvykle není jednotný. Nejžhavější a největší hvězdy jsou nejjasnější.
-Velikost: je zjevný jas, který mají při pohledu ze Země.
-Hnutí: hvězdy mají relativní pohyby vzhledem k jejich poli, stejně jako rotační pohyb.
-StáříHvězdy mohou být staré jako vesmír - asi 13,8 miliardy let - a tak staré jako 1 miliarda let.
Hvězdy vznikají z gravitačního kolapsu obrovských mraků kosmického plynu a prachu, jejichž hustota neustále kolísá. Prvotním materiálem v těchto oblacích je molekulární vodík a hélium a také stopy všech známých prvků na Zemi..
Pohyb částic, které tvoří toto obrovské množství hmoty rozptýlené v prostoru, je náhodný. Ale čas od času se hustota v jednom bodě mírně zvýší, což způsobí 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 jevu.
Kromě toho je gravitace zodpovědná za ještě větší zvýšení hmotnosti. A jak se to stane, teplota se postupně zvyšuje.
Nyní si představte tento proces kondenzace ve velkém měřítku a po celou dobu, která je k dispozici. Gravitační síla je radiální a takto vytvořený oblak hmoty bude mít sférickou symetrii. To se nazývá protostar.
Navíc tento oblak hmoty není statický, ale spíše se rychle otáčí, jak se materiál smršťuje..
Postupem času se vytvoří jádro při velmi vysoké teplotě a obrovském tlaku, které se stane fúzním reaktorem hvězdy. K tomu je zapotřebí kritické množství, ale když k tomu dojde, hvězda dosáhne rovnováhy a začne takříkajíc svůj dospělý život..
Typ reakcí, které mohou nastat v jádru, bude záviset na hmotnosti, kterou původně měl, a s ní i na následném vývoji hvězdy..
U hmot menší než 0,08násobek hmotnosti Slunce - přibližně 2 x 10 30 kg - se hvězda nevytvoří, protože jádro se nezapálí. Takto vytvořený objekt se postupně ochladí a kondenzace se zpomalí, což povede k a hnědý trpaslík.
Na druhou stranu, pokud je protostar příliš hmotný, také nedosáhne potřebné rovnováhy, aby se stal hvězdou, takže se prudce zhroutí.
Za teorii vzniku hvězd gravitačním kolapsem stojí anglický astronom a kosmolog James Jeans (1877-1946), který také navrhl teorii ustáleného stavu vesmíru. Dnes je tato teorie, která tvrdí, že hmota je vytvářena nepřetržitě, vyřazena ve prospěch teorie velkého třesku..
Jak bylo vysvětleno výše, hvězdy vznikají kondenzačním procesem mlhoviny vytvořené z kosmického plynu a prachu..
Tento proces vyžaduje čas. Odhaduje se, že k tomu dochází mezi 10 a 15 miliony let, zatímco hvězda získává svoji konečnou stabilitu. Jakmile se vyrovná tlak expanzivního plynu a síla tlakové gravitace, hvězda vstoupí do toho, čemu se říká hlavní sekvence.
Podle své hmotnosti se hvězda nachází na jedné z linií Hertzsprung-Russellova diagramu nebo zkráceně H-R diagramu. Toto je graf ukazující různé linie hvězdného vývoje, vše diktované hmotností hvězdy.
V tomto grafu jsou hvězdy seřazeny podle jejich svítivosti na základě jejich efektivní teploty, jak je uvedeno níže:
Hlavní sekvence je zhruba diagonální oblast, která prochází středem diagramu. Tam v určitém okamžiku vstoupí nově vytvořené hvězdy 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 již bylo řečeno několikrát. Velmi hmotné hvězdy skutečně spotřebovávají své palivo rychle, zatímco malé chladné hvězdy, jako jsou červení trpaslíci, to zvládají pomaleji..
Pro lidskou bytost jsou červení trpaslíci prakticky věční, žádní známí červení trpaslíci dosud nezemřeli.
S hlavní sekvencí sousedí hvězdy, které se díky svému vývoji přesunuly do jiných linií. Tímto způsobem jsou nahoře obří a superobří hvězdy a pod bílými trpaslíky..
To, co k nám přichází ze vzdálených hvězd, je jejich světlo a z jeho analýzy získáváme velké množství informací o povaze hvězdy. Ve spodní části diagramu H-R je řada písmen označujících nejběžnější spektrální typy:
O B A F G K M
Hvězdy s nejvyšší teplotou jsou O a nejchladnější jsou třídy M. Na oplátku je každá z těchto kategorií rozdělena do deseti různých podtypů, které je odlišují číslem od 0 do 9. Například F5, střední hvězda mezi F0 a G0.
Klasifikace Morgana Keenana přidává světelnost hvězdy spektrálnímu typu s římskými číslicemi od I do V. Tímto způsobem je naše Slunce hvězdou typu G2V. Je třeba poznamenat, že vzhledem k velké variabilitě hvězd pro ně existují další klasifikace.
Každá spektrální třída má zjevnou barvu podle diagramu H-R na obrázku. Je to přibližná barva, kterou by pozorovatel viděl bez nástrojů nebo nanejvýš dalekohledu ve velmi temné a jasné noci.
Zde je stručný popis jeho charakteristik podle klasických spektrálních typů:
Jsou to modré hvězdy s fialovými odstíny. Nacházejí se v levém horním rohu diagramu H-R, to znamená, že jsou velké a jasné, stejně jako vysoké povrchové teploty mezi 40 000 a 20 000 K.
Příkladem tohoto typu hvězd je Alnitak A z pásu souhvězdí Orion, který je vidět během severních zimních nocí, a Sigma-Orionis ve stejném souhvězdí..
Jsou to modré hvězdy s povrchovými teplotami mezi 20 000 a 10 000 K. Hvězdou tohoto typu, která je snadno viditelná pouhým okem, je obří Rigel, který je součástí hvězdného systému v souhvězdí Orion..
Jsou snadno viditelné pouhým okem. Jeho 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 Labuti..
Vypadají bíle, mají žlutou barvu, povrchová teplota je ještě nižší než u předchozího typu: mezi 7 000 a 6 000 K. Do této kategorie patří polární hvězda Polaris ze souhvězdí Malé medvědice a Canopus, nejjasnější hvězda souhvězdí Carina, viditelné daleko na jih severní polokoule, během severní zimy.
Jsou žluté a jejich teploty se pohybují mezi 6000 a 4800 K. Naše Slunce spadá do této kategorie..
Jejich barva je žlutooranžová, vzhledem k jejich nižšímu teplotnímu rozsahu: 4800 - 3100 K (obr K0). Aldebaran v Býku, viditelný během zimy na severní polokouli, a Albireo de Cisne, jsou dobrým příkladem hvězd typu K..
Jsou to nejchladnější hvězdy ze všech a představují červené nebo oranžově červené zbarvení. Teplota povrchu je mezi 3400 a 2 000 K. Do této kategorie spadají červení trpaslíci a také červení obři a supergianti, například Proxima centauri (červený trpaslík) a Betelgeuse (červený obr) v souhvězdí Orion..
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, ve středu kterých je jádro kde dochází k fúzi. To zabírá více či méně 15% z celkového objemu hvězdy.
Okolo jádra je vrstva jako plášť nebo obálka a konečně je tu atmosféra hvězdy, jejíž povrch je považován za její vnější limit. Povaha těchto vrstev se mění s časem a vývojem následovaným hvězdou.
V některých případech, v okamžiku, kdy dojde k vyčerpání vodíku, jeho hlavního jaderného paliva, hvězda nabobtná a poté vypudí své nejvzdálenější vrstvy do vesmíru a vytvoří takzvanou planetární mlhovinu, v jejímž středu zůstane holé jádro., dále známý jako bílý trpaslík.
Právě v obálce hvězdy probíhá transport energie z jádra do vnějších vrstev.
V části věnované spektrálním typům byly velmi obecně zmíněny typy hvězd, které jsou v současné době známy. To z hlediska charakteristik objevených analýzou jeho světla.
Ale během svého vývoje se většina hvězd pohybuje v hlavní posloupnosti a také ji opouští a nachází se v jiných větvích. Pouze červené trpasličí hvězdy zůstávají v hlavní posloupnosti celý svůj život.
Existují i jiné typy hvězd, které jsou často zmiňovány a které stručně popisujeme:
Jedná se o termín používaný k popisu velmi odlišných typů hvězd, které mají na druhou stranu společnou malou velikost. Některé hvězdy jsou formovány s velmi nízkou hmotností, ale jiné, které se narodily s mnohem vyšší hmotností, se místo toho během svého života staly trpaslíky..
Ve skutečnosti jsou trpasličí hvězdy nejhojnější hvězdou ve vesmíru, takže stojí za to se trochu zabývat jejich charakteristikami:
Jsou to protohvězdy, jejichž hmotnost nestačila ke spuštění jaderného reaktoru, který pohání hvězdu do hlavní sekvence. Mohou být považováni za půli cesty mezi obří planetou s plynem, jako je Jupiter, a červenou trpasličí hvězdou..
Jelikož jim chybí stabilní zdroj energie, jsou předurčeni k pomalému ochlazování. Příkladem hnědého trpaslíka je Luhman 16 v souhvězdí Vela. Ale to nebrání planetám obíhat kolem nich, protože dosud jich bylo objeveno několik.
Jejich hmotnost je malá, menší než hmotnost Slunce, ale jejich život plyne v hlavní posloupnosti, protože pečlivě utrácejí palivo. Z tohoto důvodu jsou také chladnější, ale jsou to nejhojnější typ hvězdy a také nejdelší ze všech.
Je to pozůstatek hvězdy, která opustila hlavní sekvenci, když došlo palivo v jejím jádru, bobtnající, až se z něj stal červený obr. Poté hvězda odhodí své vnější vrstvy, zmenší svou velikost a ponechá jen jádro, kterým je bílý trpaslík..
Stupeň bílého trpaslíka je pouze jednou fází ve vývoji všech hvězd, které nejsou ani červenými trpaslíky, ani modrými obry. Ty druhé, jelikož jsou tak masivní, mají sklon ukončit svůj život kolosálními výbuchy zvanými nova nebo supernova.
Hvězda IK Pegasi je příkladem bílého trpaslíka, osudu, který může na naše Slunce čekat mnoho milionů let..
Jsou to hypotetické hvězdy, to znamená, že jejich existence ještě nebyla prokázána. Předpokládá se však, že červení trpaslíci se nakonec přemění na modré trpaslíky, když jim dojde palivo..
Jsou to starodávní bílí trpaslíci, kteří se úplně ochladili a již nevyzařují světlo..
Toto je někdy název pro hvězdy s hmotností srovnatelnou nebo menší než hmotnost Slunce, ale větší velikostí a teplotou než červení trpaslíci..
Toto je poslední etapa v životě hvězdy superobra, kdy již spotřebovala své jaderné palivo a utrpěla explozi supernovy. V důsledku exploze se jádro zbývající hvězdy stane neuvěřitelně kompaktním až do bodu, kdy elektrony a protony fúzují a stávají se neutrony..
Neutronová hvězda je tak hustá, že může obsahovat až dvojnásobek sluneční hmoty ve sféře o průměru asi 10 km. Protože se jeho poloměr tolik zmenšil, vyžaduje zachování momentu hybnosti vyšší rychlost otáčení.
Vzhledem ke své velikosti jsou detekovány intenzivním zářením, které emitují ve formě paprsku, který se rychle otáčí vedle hvězdy a vytváří tzv. lis.
I když mají hvězdy společné vlastnosti, stejně jako u živých věcí, variabilita je obrovská. Jak bylo vidět, existují obří a superobří hvězdy, trpaslíci, neutrony, proměnné, velké hmotnosti, obrovské velikosti, bližší a vzdálenější:
-Nejjasnější hvězdou na noční obloze je Sirius v souhvězdí Canis Major.
-Proxima Centauri je nejbližší hvězda ke Slunci.
-Být nejjasnější hvězdou neznamená být nejjasnější, protože vzdálenost se hodně počítá. Nejznámější známá hvězda je také nejhmotnější: R136a1 patřící k Velkému Magellanovu mračnu.
-Hmotnost R136a1 je 265krát větší než hmotnost Slunce.
-Hvězda s největší hmotou není vždy největší. Dosud největší hvězdou je UY Scuti v souhvězdí Štítu. Jeho poloměr je přibližně 1708krát větší než poloměr Slunce (poloměr Slunce je 6,96 x 108 metrů).
-Dosud nejrychlejší hvězdou byla US 708, která se pohybuje rychlostí 1200 km / s, ale nedávno byla objevena další hvězda, která ji překonává: S5-HVS1 souhvězdí Jeřáb s rychlostí 1700 km / s. Předpokládá se, že viníkem je supermasivní černá díra Sagittarius A, uprostřed Mléčné dráhy..
Zatím žádné komentáře