Svět vesmíru

Hvězdy

Hvězdy

      

Na polovině nebeské klenby rozeznáme okem asi 3000 hvězd. Ovšem jen za mimořádných podmínek v naprostém temnu a skvělých atmosférických podmínkách. Slabé hvězdy zpozorujeme až po jistém úsilí (to platí i v dalekohledu). Hvězdy se rodí z mezihvězdného plynu. Je-li oblak dost hustý, začne se pozvolna smršťovat až při dostatečném tlaku a teplotě uvnitř hvězdy naběhne jaderná fůze, řízená dostředivou gravitační silou a odstředivou energií vzniklou z termonukleární reakce. Přeměnou gramu vodíku v hélium získá hvězda energii 250000KWh. Hvězda žije, dokud probíhá fůze z lehčích prvků na těžší, přeměna začíná vodíkem a končí železem (u hmotných hvězd s ca 2,5x větší hmotností než Slunce). pozůstatek supernovy Nakonec se však dostupná zásoba vodíku v jádře hvězdy vyčerpá. Jádro plné hélia se rychle zhroutí a ohřeje natolik, že ve slupce kolem něj začne fůze vodíku na hélium, což nafoukne vnější vrstvy a hvězda se změní v červeného obra. Teplota nitra dosáhne hodnoty kolem 100 miliónů K, zatímco vnější vrstvy se silně ochladí a neobyčejně zřídnou. V hustém a horkém jádru červeného obra probíhá celá série fůzních reakcí, při nichž vznikají stále těžší prvky. Mezitím hvězda v důsledku silného hvězdného větru (proud částic) ztrácí hmotu. Po čase je do okolního prostoru odfouknut celý obal hvězdy, čímž se obnaží nesmírně žhavé a husté jádro obra o velikosti asi Země a zůstatek se nazývá bílý trpaslík. V tomto zhrouceném zbytku jsou těžce představitelné hustoty a jeden kubický centimetr látky z bilého trpaslíka má hustotu až milión krát větší než voda. Uplyne dlouhá doba a trpaslík vychladne a změní se postupně na hnědého a černého trpaslíka. Mluvíme o hvězdách zhruba o hmotnosti našeho Slunce. Málo hmotné hvězdy mají méně dramatický zánik a žijí velmi dlouho a umírají velmi tiše, hmotnější hvězdy tvoří červené veleobry. Smrt hvězdy hmotnější než Slunce přichází mnohem rychleji. Hmotnější hvězdy existují podstatně kratší dobu. Tyto hvězdy se smrští mnohem víc a jakmile teplota jádra překročí 3 miliardy K stavba hvězdy se rychle změní. Jádro se zhroutí na průměr několika kilometrů, výsledkem je neutronová hvězda, případně pulsar (neutronová hvězda k nám natáčí své magnetické póly, díky zachování hybnosti se otáčí velmi rychle např. 30x za sekundu) projevující se pulsy elektromagnetického zářením (známým příkladem je Krabí mlhovina). Zatímco vnější vrstvy, kde doposud probíhá fůze, se rychle zahřejí na 300 miliónů K. Výsledkem je kompletní fůze vnějších vrstev hvězdy, exploduje Supernova. V jediném zlomku je uvolněná energie, kterou Slunce dává po milióny let. Mocná rázová vlna rozmetá obal hvězdy do okolního prostoru rychlostmi až 10000 km/s. Při tomto procesu vznikají v jádru těžké prvky k železu (až transurany). V neutronové hvězdě je hustota ještě 100 milión krát větší než v bílém trpaslíku. Atomy jsou rozdrceny a hvězdu tvoří převážně neutrony. Konečným stádiem superhmotných hvězd je černá díra a hvězda exploduje jako hypernova. Černá díra má gravitaci tak silnou, že oběžnou rychlostí je rychlost světla. Proto z ní neunikne jediný paprsek ani elektromagnetické signály. V tomto útvaru neplatí fyzikální zákony běžného vesmíru. Kandidátem na černou díru je objekt rengenový zdroj Cygnus X-1. Jde patrně o dvojhvězdu, kde jasnější složka je mimořádně svítivý modrý veleobr, zatímco druhá složka je neviditelná ačkoliv má hmotnost mezi 6-9 slunečními hmotnostmi (vypočteno z oběhu složek kolem těžiště). Tato složka je důkazem černé díry. Rengenové záření přichází díky plynu, který proudí směrem k černé díře z nedalekého modrého veleobra. Atomy plynu jsou gravitací urychlovány k rychlosti světla a uvolňuje se energie formou rengenového záření. porovnání velikosti hvězdJasnější hvězda neznamená, že je nám blíž ani že je větší než Slunce. Může se jednat o to, že jasná hvězda svítí ve vzdálenosti 1000sv.r. stejně, jako slabá hvězda ve vzdálenosti 15sv.r. Vzdálenost blízkých hvězd se určuje z paralaxy. Během roku, tak jak Země obíhá kolem Slunce, mění hvězda polohu, kreslí na obloze malou elipsu, její velké poloose se říká trigonometrická paralaxa. Ze známého poloměru zemské dráhy se spočítá vzdálenost hvězdy v parsecích. Platí hodnota parsek= 1/paralaxa. Populární jednotka světelný rok=0,307 parseku a parsek=3,26sv.r. Nejbližší hvězda je Proxima Kentaura (systém trojhvězdy Toliman - alfa Kentaura) ve vzdálenosti 4,3sv.r. mající svítivost pouze 1/20000 Slunce.  Tato hvězdička svití jako bludička v porovnání s mohutným světlometem Denebu v Labuti, který má výkon víc jak 60000x větší než Slunce. Bílé a modrobílé hvězdy mají většinou teplotu povrchu mezi 10000 až 20000°C, žlutavé 5000 až 7000°C a červené pak 2000 až 4000°C. Mezi svítivosti, teplotou a hmotnosti hvězdy platí přímá úměra. Například 10x hmotnější hvězda než Slunce má vyšší povrchovou teplotu a svítivost 1000x větší. Naopak 1/10 hmotnosti Slunce svítí pouze 1/1000 Slunce. Průměrná hustota hvězd je jako u Slunce cca 1,3g/cm3. Nízkou hustotu mají červení obři a veleobři, naopak obrovskou hustotu mají bílí trpaslíci a neutronové hvězdy a to od 1000000g/cm3. Podle spektra se dělí hvězdy na třídy -O,B,A,F,G,K a M. Slunce patří k typu -G-. Tyto třídy se dělí na podtřídy 0-9 tak např. Slunce je G2. Vývoj hvězd zachycuje Hertzsprung-Russellův diagram. Zleva doprava jsou na něm seřazeny barvy hvězd. Vlevo jsou modrobílé hvězdy, uprostřed žluté a napravo červené. Svisle je zdola nahoru vynesena stupnice svítivosti v jednotkách svítivosti Slunce. Většina hvězd patří do tříd B až M. Existují také hvězdy třídy W, které mají vysoké povrchové teploty kolem 80000°C. Podle astronomů, kteří se něma zaobírali se jmenuji Wolf-Rayetovými hvězdami a jsou velmi vzácné, v naší Galaxii jich známe sotva 200 a dalších 50 bylo objeveno ve Velkém Magellanově mračnu. Jim podobné jsou hvězdy O s poněkud nižší povrchovou teplotou (ca 40000°C). Na opačném konci spektra jsou hvězdy tříd R, N a S. Jsou velmi vzácné, hodně vzdálené a slabé a téměř bez vyjímky mají proměnnou jasnost. Hvězdám třídy R a N se říká uhlíkaté hvězdy. Hvězdy typu S jsou nejchladnější a nejčervenější.