Hvězdy

Základní charakteristiky

• Teplota: 2500 - 100 000 K • Barva• Hmotnost: 0,01 ~ 100 MS

• Poloměr: 10 km - tisíce RS

• Spektrum• Chemické složení odpovídá složení zárodečné mlhoviny • Doba života 10 tisíc - stovky miliard let• Typická hvězda: červený trpaslík, R~0,5 RS, M<1 MS

Pro vývoj hvězdy má rozhodující význam její hmotnost. Dále pak její složení, tj. příslušenství k populaci I nebo II

Betelgeuse

Co se zanedbává? vícerozměrnost (modely v 1D)rotacemagnetické poleztráta hmotykonvekce nepřesnáúčinné průřezy reakcí nejistéstředované opacitní koeficientydynamická stádia vývoje

Rovnice vnitřní strukturyrovnice kontinuiityrovnice pro přenos energiepohybová rovnice (hydrostat.

rovnováhy)rovnice tepelné rovnováhy

Modely hvězd

Atmosféra jednoduchá pokud nám jde o model nitra (ale nutná)složitá, pokud jde o model atmosféry samotné (i 3D)- rovnice přenosu záření- rovnice statistické rovnováhy- Boltzmannova a Sahova rovnice

Vývoj hvězd výpočty se nechají ubíhat v čase

Meze současné hvězdné teorieobří planety - neutronové hvězdy

Sluneční okolí

Spektrální třída

• Rozdělení na spektrální třídy bylo navrženo na Harvardově universitě

• Původně 8 spektrálních tříd (W),O, B, A,F,G,K,M,(L,T)

(R,N,S) Oh Be A Fine Girl, Kiss Me

• Spektra ve skutečnosti závisí na teplotě• Luminositní třídy - I až VII (Yerkesská klasifikace)• Speciální třídy - CP, WN, WC…• Třídy svítivosti pro odlišení hvězd se stejnou povrchovou

teplotou (sd,d,wd,sg,g,c)• Jemnější dělení podle charakteristik spektra - Be, Am, ...

• Protože jsou horké (Planckův vyzařovací zákon )• Potřebují zdroj energie – termonukleární rekce, energie

od vzniku, gravitační smršťování• Hvězda v rovnováze (na hlavní posloupnosti) – hvězda

vyzáří tolik energie kolik se uvolní v jejím nitru• Budeme se zabývat jen osamocenými hvězdami, tj. ne

více násobnými systémy, u kterých je problematika mnohem složitější (přetoky hmoty) => nutnost použití jiných modelů.

Proč hvězdy svítí?

Gravitační síla X Gradient tlaku záření

Stabilní hvězda – hydrostatická rovnováha

Zdroj energie

• Uvnitř, degenerovaný plyn, málo pravděpodobné srážky, ale velký počet jader.

• Elektromagnetická bariéra překonána pomocí tunelového efektu.

• Ranná stádia – gravitační smršťování• Později termonukleární reakce

p-p řetězec

• dominuje při nižších teplotách, teplotně necitlivý-i v obalech• nevratný proces, na začátku i na konci proton

CNO cyklus

• Při vyšších teplotách• Teplotně citlivý • Probíhá jen v centru• Koloběh dopovaný H• Katalyzátory

• Termonukleární reakce obohacuji hvězdu o těžší prvky• Na zapálení dalších reakcí je třeba vyšší teplota• “Popel” reakce je palivem následující reakce• Ve hvězdě vznikají jakési slupky tvořené různým

materiálem• Vznikají prvky až po železo• Další procesy s,p, α,e,r,x

Stavba hvězd Jádro.Vrstva v zářivé rovnováze.Konvektivní vrstvaFotosféra(Chromosféra)(Koróna)

O,B,A mají nejdříve konvektivní vrstvu, F,.. mají nejdříve vrstvu v zářivé rovnováze(přenos konvekcí je účinnější) Helioseismologie

Složení hvězd• složení zpravidla odpovídá složení mlhoviny ze které hvězda

vznikla• velké rozdíly v obsahu těžších prvků• Hvězdy I. generace ( v kulových hvězdokupách) obsahují

pouze vodík a helium• Hvězdy II. generace ( v ploché složce) obsahují až 5% těžších

prvků• Slunce asi 2%• Plyn ve hvězdách je částečně ionizován, v jádru zcela

ionizován (jsou zde volná jádra a elektrony)• Pozorujeme pouze vnější části hvězd (atmosféru)• Informace o vnitřní struktuře zjišťujeme z fyzikálních zákonů -

počítačových modelů a následném porovnání výsledků s pozorovanými daty povrchů hvězd

Hertzsprungův - Russelův diagram

Hvězdy hlavní posloupnosti

• 85 % svého života• 90% hvězd

• energie je čerpána z termonukleární fúze • poloha hvězdy na HP je téměř neměnná, závisí na

hmotnosti a složení hvězdy • mění se chemické složení jádra

všechny vlastnosti hvězdy závisí na její hmotnosti a chemickém složení jádra

Russelův-Vogtův teorém:

Vývoj hvězd

1. Protohvězda2. Hvězda před hlavní posloupností3. Hvězda na hlavní posloupnosti4. Hvězda po hlavní posloupnosti

Vývoj je určen především hmotnosti

Závislost délky života na velikosti

Typ Hmotnost [Ms] Doba života [roky]

O5 40 0,5 mil

B0 20 5 mil

A0 4 400 mil

G0 1 10 mld

M0 0,8 50 mld

1) gravitační kontrakce mračna, samovolně nebo rázovou vlnou nebo kontrakce při průchodu mračna přes spirální rameno.

2) kontrakce (volný pád) rychlejší uvnitř- formuje se jádro

3) Gravitačním smršťováním se v centru

uvolňuje tepelná energie. (Převážně IR) 4) Roste tlak a teplota v nitru.

5) zapálí se termonukleární reakce – vzniká hvězda

Vznik protohvězdy a hvězdy

Protohvězda: kontrahující oblak před dosažením hydrostatické rovnováhyHvězda před hp: po dosažení hydrostat. rovnováhy ale před zapálením tj reakcí

• ztráta hmoty protohvězdy převážně přes bipolární výtrysky•postupně se mění průhlednost látky => absorbce => růst teploty

• přechodové stadium mezi planetou a hvězdou • neprobíhají termonukleární reakce• nevznikají akrecí• tvořen degenerovaným plynem• postupně chladne• stává se z něj černý trpaslík

Hnědý trpaslík

Hvězdy s hmotností kolem 0,4 Ms

• pouze p-p řetězec• Není dostatečná teplota a hustota na zapálení heliových

reakcí• Vodíkové reakce pouze v jádře, pro obal není

dostatečná teplota

• Postupně vzniká červený trpaslík

Hvězdy typu Slunce (0.4 - 4 M)

• Jádro p-p cyklus, pomalé zahřívání a smršťování (slučováním se jádro zmenšuje), povrch pomale chladne a rozpíná se, zvyšování výkonu

• hvězda se pohybuje po hlavní posloupnosti

• degenerované jádro – nereagující helium• hustota nezávislá na teplotě• slupkové hoření vodíku• roste tlak záření nad slupkou-hvězda se rozpíná a chladne• hvězda opouští hlavní posloupnost, stává se z ní rudý obr

hoření vodíku

jakmile dojde vodík

• jádro se zahřeje dojde k He záblesku

• probíhá 3 proces• jen krátký čas• probíhá všude

• rudý obr ztrácí hmotu silným hvězdným větrem

• vzniká planetární mlhovina s bílým trpaslíkem uprostřed

Velmi hmotné hvězdy

• stejný jen rychlejší vývoj na hlavní posloupnosti• více typu jaderných reakcí• intenzivní hvězdný vítr a odtok hmoty

Vývoj hvězdy na hlavní posloupnosti

Konečné fáze hvězdného vývoje

• Chandrasekarova mez- maximální hmotnost bílého trpaslíka 1,44 Ms

• Bílý trpaslík vzniká u Slunci podobných hvězd

Supernova

Vzniká u hvězd s velkou hmotnosti

Explozivní odhození vnějších vrstev

Jádro kolabuje

• atomy v jádře degenerují- neutronově degenerovaný plyn

• neutronová hvězda vzniká při hmotnostech hvězdy 3-50 Ms

• pulsary – ZZMH

• při větších hmotnostech se hvězda hroutí do černé díry

Supernova II typu

M1

pozorována

1054 v Číně

Vícenásobné systémy

• Supernova typu I, Novy, Rekurentní novy

• Paralaxa (roční,fotometrická,spektroskopická,dynamická)

• Supernovy-Standardní svíčky• Cepheidy• Hubbleův vztah

Měření vzdáleností