Reklama: Wifi Analyzer Užitečná aplikace pro Androida
Súkromná hvezdárnička - Michal Nagy, Sereď, Slovensko.
Vytvořte si webové stránky

Hledat

 
Navigace: Astrofotografia > Trocha teórie > Hviezdy

Hviezdy

Hviezda (nesprávne tiež stálica) je plynné (plazmové), približne guľovité teleso vo vesmíre, ktoré má vlastný zdroj žiarenia, ktoré drží pokope jeho vlastná gravitácia a ktoré má hmotnosť 0,02 až 100 hmotností Slnka. Vo hviezdach je sústredená väčšina pozorovateľnej hmoty vesmíru.

Najbližšou hviezdou k Zemi je Slnko, vzdialené približne 149 597 871 km. Keďže vzdialenosti hviezd od Zeme bývajú väčšinou obrovské, nemá zmysel vyjadrovať ich v kilometroch. Často sa vzdialenosti uvádzajú v jednotkách času, za ktorý priletí svetlo z hviezd na Zem. V tomto ohľade je Slnko od Zeme vzdialené asi 8,5 svetelných minút. Druhou je Proxima Centauri, vzdialená 4,3 svetelných rokov. Ďalšou používanou jednotkou na určenie vzdialenosti hviezd je tzv. parsek, ktorý má hodnotu asi 3,26 svetelného roka. Vzdialenosť jednotlivých hviezd od seba vo vesmíre je rôzna. Môže byť od niekoľkých svetelných hodín až po desiatky svetelných rokov.

Chemické zloženie - Do objavu spektroskopie v 19. storočí sa nevedelo, z čoho sa hviezdy skladajú. Gustavovi Robertovi Kirchhoffovi sa v druhej polovici 19. storočia podarilo dokázať, že istá tmavá čiara v slnečnom spektre je spôsobená rozžeraveným sodíkom. Bola to prvá indícia objavu, že hviezdy sa skladajú z rovnakých chemických prvkov, ako telesá na Zemi. Nakoľko však zároveň všetko napovedalo tomu, že hviezdy sú veľmi horúce, tieto prvky sa vyskytujú väčšinou voľne a teda nie sú viazané v početných chemických zlúčeninách ako to poznáme na Zemi. Len najchladnejšie hviezdy majú na svojom povrchu niektoré jednoduché chemické zlúčeniny, napríklad TiO, CH a CN (na Slnku napr. OH, MgH, SiH). V dôsledku vysokej teploty je veľa atómov tiež ionizovaných. Zmes elektricky voľných nabitých častíc (iónov) a neutrálnych častíc sa nazýva plazma.

V jadrách hviezd, kde je teplota najvyššia a dosahuje minimálne 7 miliónov stupňov, je existencia akejkoľvek chemickej zlúčeniny nemožná. Hmota hviezd v týchto častiach je v stave atómových jadier a voľných leptónov. Niektoré záverečné štádiá hviezd nie sú zložené z plazmy, ale z tzv. degenerovaného plynu.

Najzastúpenejší chemický prvok vo všetkých plazmových hviezdach je vodík. Po ňom nasleduje hélium. Ostatné prvky tvoria oproti vodíku a héliu len nepatrnú prímes, ktorej množstvo nie je pri všetkých hviezdach rovnaké. Závisí od veku hviezdy a od toho, koľkú generáciu hviezd od vzniku vesmíru hviezda predstavuje. Staršie hviezdy majú menšie zastúpenie ťažších chemických prvkov ako mladšie. Chemické zloženie hviezd sa časom mení v dôsledku termonukleárnych reakcií.

Najvýznamnejšou charakteristikou hviezd je ich hmotnosť, ktorá určuje ich štruktúru a vývoj. Stredná hmotnosť hviezd je polovica hmotnosti Slnka. Množstvo hmoty tvoriacej hviezdy je fyzikálnymi zákonmi obmedzené, a to asi od 1/10 hmoty Slnka (červení trpaslíci) do stonásobku hmoty Slnka (Trumplerove hviezdy). Hviezda s väčšou hmotnosťou ako 100 hmotností Slnka nemôže existovať, pretože silný tlak žiarenia v jej vnútri by ju roztrhal skôr, ako by dosiahla hlavnú postupnosť.

Priemerná hustota hmoty sa pohybuje od 1 / 10 000 000 (červení nadobri) až do 1 000 000 gramov na cm3; (bieli trpaslíci) a neutrónové hviezdy majú hustotu hmoty až 100 miliónov ton na cm³. Teplota a hustota plynov smerom do vnútra hviezdy rýchlo narastá. Povrchové teploty hviezd kolíšu rádovo od tisíc stupňov až po milión stupňov (neutrónové hviezdy). V jadrách hviezd pri obrovskom tlaku a teplote prebiehajú termonukleárne reakcie, ktoré sú zdrojom žiarenia hviezd. Aj rýchlosť rotácie a intenzity magnetického poľa hviezd je rôzna.

Veľkosť hviezd kolíše v rozhraní od veľkosti desiatok kilometrov (neutrónové hviezdy) až do veľkosti tisícnásobkov priemeru Slnka (nadobri - napríklad Polárka). Polomery hviezd môžu byť 3000-krát väčšie než je polomer Slnka, na druhej strane najmenšia hviezda by sa zmestila do Liptovskej Mary. Vo všeobecnosti platí, že so vzrastajúcim priemerom hviezdy klesá jej hustota.

Hviezdy na oblohe majú rôznu jasnosť, ktorá závisí jednak od žiarivosti hviezdy a jednak od jej vzdialenosti. Rôzna vzdialenosť hviezd od nás spôsobuje, že niektoré hviezdy sú pri pozorovaní zo Zeme jasnejšie (Vega, Sírius...) ako iné hviezdy, ktoré sú oveľa žiarivejšie, ale nachádzajú sa vo väčšej vzdialenosti (Rigel, Antares...). Jasnosť hviezd na oblohe určujeme tzv. vizuálnymi magnitúdami. Čím má vizuálna magnitúda menšie číslo, tým je hviezda jasnejšia. Najjasnejšia hviezda Sírius má magnitúdu -1,43, Vega 0,03, Polárka 2,13 a Slnko -26,7. Najslabšie hviezdy, ktoré vidíme ešte voľným okom, majú magnitúdu 6 a najslabšie hviezdy zachytené ďalekohľadmi na fotografických doskách majú magnitúdu až do 30. Hranica najslabších pozorovateľných hviezd sa so zdokonaľovaním pozorovacej techniky neustále posúva k vyšším magnitúdam.

 Hviezdy hlavnej postupnosti majú vo svojom vnútri veľmi podobnú stavbu. Rozdiely sú len v teplotách, od ktorých závisí aj to, aký typ jadrovej reakcie v hviezde prebieha. Vrstvy hviezdy smerom z vnútra von sú:

  • Jadro - najhorúcejšia a najhustejšia časť hviezdy. Jadrá sú zdroje energie hviezd, ktorá sa rôznymi spôsobmi prenáša na povrch hviezd a stadiaľ do okolitého prostredia.
  • Vrstva žiarivej rovnováhy - veľmi hrubá vrstva plazmy, ktorá obklopuje jadro. Fotóny elektromagnetického žiarenia, ktoré vznikli v jadre, prechádzajú touto vrstvou veľmi pomaly a ich vlnová dĺžka klesá. Kvôli veľkej hustote prostredia je fotón neustále pohlcovaný a vyžarovaný okolitou hmotou.
  • konvektívna zóna - ešte chladnejšia vrstva hviezdy, v ktorej sa energia prenáša prúdením. Vrcholky zostupných a vzostupných prúdov môžeme vidieť na povrchu hviezdy ako útvary zvané granuly.
  • fotosféra - viditeľný (nie však pevný) povrch hviezdy. Je to najchladnejšia časť hviezdy, pri veľmi chladných hviezdach alebo v oblasti hviezdnych škvŕn (slnečných škvŕn) sa tam dokonca udržia chemické zlúčeniny.
  • Chromosféra - spodná časť atmosféry hviezdy. Teplota v chromosfére opäť začína stúpať.
  • koróna - najvrchnejšia, najhorúcejšia a najmenej hustá vonkajšia atmosféra hviezdy, ktorá sa postupne rozplýva do medzihviezdneho priestoru.

Vznik energie - Na to aby sa teleso dalo charakterizovať ako hviezda, musia v jeho vnútri prebiehať termojadrové reakcie alebo muselo fázou termojadrových reakcií prejsť v minulosti. Termojadrová reakcia je reakcia, pri ktorej sa jadrá atómov ľahkých chemických prvok zlúčia za vzniku ťažšieho prvku. Keďže jadrá atómov sú kladne nabité a navzájom sa silne odpudzujú, na spustenie temrojadrovej reakcie je potrebná veľmi vysoká teplota a tlak, ktorá tieto odpudivé sily prekonajú. U veľkej väčšiny hviezd (tzv. hlavnej postupnosti) vstupujú do reakcie jadrá najľahšieho známeho chemického prvku vodíka a výsledným produktom je hélium. Premena ľahkého vodíka na hélium môže prebiehať dvoma odlišnými spôsobmi a to protón-protónovým cyklom, alebo uhlíkovo-dusíkovo-kyslíkovým cyklom (nazývaným aj CNO cyklus podľa chemických značiek prvkov, ktoré sa ho účastnia). Na to, ktorý z týchto cyklov v jadre hviezdy prevláda má vplyv hlavne teplota v jadre. Do 16 miliónov stupňov je dominantný protón-protónový cyklus, nad touto hranicou prevláda CNO cyklus. Pre fungovanie CNO cyklu je nevyhnutná tiež prítomnosť týchto troch prvkov v jadre hviezdy. Pri obidvoch cykloch sa zhruba 1/140 hmoty premení na čistú energiu v súlade s Einsteinovou rovnicou E = mc². Hviezdy spaľujú vo svojich jadrách aj iné chemické prvky ako vodík. V protohviezdach počas ich vzniku postupne so vzrastajúcou teplotou a tlakom dochádza najprv k spaľovaniu ťažkého vodíka (deutéria), lítia, berýlia a bóru s vodíkom, kým dôjde na spaľovanie čistého ľahkého vodíka, ktorého je v jadre najviac. Výsledným produktom všetkých týchto reakcií je hélium. V starších hviezdach, ktoré sú blízko svojho zániku však nastáva spaľovanie, ktorého výsledkom sú aj iné produkty (rôzne chemické prvky až po železo). Prvky ťažšie ako železo vznikajú v supernovách. Tieto druhy reakcií majú veľký význam z hľadiska vzniku života vo vesmíre a terestrických planét vôbec, pretože jadrá starších hviezd sú jediným miestom, kde tieto chemické prvky vznikajú (nepočítajúc prvky, ktoré sú produktom samovoľného rozpadu ťažších jadier). Mladé hviezdy predtým, než dosiahnu hlavnú postupnosť (pozri nižšie) získavajú energiu gravitačnou kontrakciou podobne ako niektoré veľké planéty alebo hnedí trpaslíci. Gravitačná kontrakcia umožní vznikajúcej hviezde zvýšiť teplotu a tlak vo svojom vnútri natoľko, aby sa spustili termojadrové reakcie. Staré hviezdy po ukončení fázy jadrových reakcií môžu svietiť z nažiarených zásob. V oboch prípadoch (nedospelá aj stará hviezda) však tieto hviezdy vo viditeľnom spektre dosahujú len malý zlomok žiarivého výkonu, ktorý majú hviezdy s prebiehajúcimi termojadrovými reakciami.

Hviezdy vznikajú z pôvodne chladných, riedkych a studených mračien medzihviezdnej hmoty. Tieto mračná sa nachádzajú hlavne v ramenách špirálových galaxií, v šošovkových a nepravidelných galaxiách. Práve v týchto miestach je preto hviezdotvorba najpočetnejšia. Chladné, prachoplynové mračno sa začne väčšinou pod vplyvom nejakého vonkajšieho faktoru (výbuch supernovy, zrážka s iným mračnom...) zmršťovať. Zároveň postupne stúpa jeho teplota a rýchlosť rotácie. Keď sa mračno zahreje natoľko, že začne žiariť, hovoríme o emisnej hmlovine. V mračne sa začínajú tvoriť hustejšie oblasti, zárodky samotných hviezd. Tieto zárodky s hmotnosťou až desať tisíc slnečných hmotností ďalej kolabujú. Postupne začína voľnému gravitačnému rúteniu brániť vnútorný tlak. Vznikajú protohviezdy, búrlivé nestabilné objekty, ktoré sa naďalej scvrkávajú. Napokon teplota a tlak v jadre protohviezdy vzrastú natoľko, že sa zapália termojadrové reakcie. Gravitačná sila sa vyrovná s tlakom žiarenia prichádzajúceho z jadra, hviezda sa prestane ďalej zmenšovať a usadí sa na hlavnej postupnosti.Hviezdy vznikajú aj v súčasnosti. Najvyšší vek hviezd sa odhaduje rádovo na niekoľko miliárd rokov. To, ako dlho hviezda zotrvá v pomerne stabilnej fáze hlavnej postupnosti, závisí od jej počiatočnej hmotnosti. Hmotnejšie hviezdy, paradoxne žijú kratšie, pretože termojadrové reakcie v ich jadrách prebiehajú omnoho búrlivejšie ako v málo hmotných hviezdach. Život hviezdy s hmotnosťou Slnka trvá celé miliardy rokov, život oveľa hmotnejších obrov a nadobrov len milióny alebo dokonca len státisíce rokov. Najpočetnejšie hviezdy vo vesmíre, červení trpaslíci, zanikajú nenápadne - po vyhorení všetkého paliva pozvoľna chladnú až napokon úplne zhasnú. Hviezdy s hmotnosťou Slnka sa po vyhorení zásob vodíka začnú rozpínať - menia sa na červených obrov. Potom odhodia svoje vonkajšie obálky, ktoré sa stanú planetárnou hmlovinou a ich malé skolabované jadrá ešte dlho svietia z nažiarených zásob ako bieli trpaslíci. Najhmotnejšie hviezdy ukončujú svoj život mohutnou explóziou supernovy, alebo dokonca hypernovy a ich jadrá sa menia na maličké, ale veľmi husté degenerované objekty - neutrónové hviezdy alebo čierne diery. Hmota, ktorá je hviezdou vyvrhnutá v podobe planetárnej hmloviny alebo zvyškov po výbuchu supernovy sa neustále rozpína, mieša sa s medzihviezdnou hmotou a vracia sa tým do obehu, takže o nejaký čas z nej môžu vzniknúť nové hviezdy.

Za jasnej noci môžeme voľným okom vidieť pri ideálnom rovnom horizonte asi 3 000 hviezd. Už malým ďalekohľadom ich uvidíme oveľa viac. Všetky hviezdy viditeľné voľným okom alebo malým ďalekohľadom patria do našej Galaxie. Prvé samostatné hviezdy boli v cudzích galaxiách pozorované až v 20. storočí. Polohu hviezd na oblohe určujeme súradnicami. Ich nehybnosť na oblohe je len zdanlivá, pretože hviezdy vo svetovom priestore vykonávajú vlastné pohyby.

  Zdroj:http://sk.wikipedia.org

 

Slnko, naša najbližšia hviezda (zdroj: SOHO).

späť

 
© astrofoto.albums.cz - vytvořte si také své webové stránky zdarma, reklama PC fórum
počítadlo toplist