Vnější vrstvy osamocených hvězd hlavní posloupnosti: Složení, vývoj a interakce
Hvězdy hlavní posloupnosti, tvořené převážně vodíkem a héliem, jsou základními stavebními kameny vesmíru. Jejich vnější vrstvy jsou dynamické oblasti, kde se mísí složení, teplota a magnetické pole, což ovlivňuje jejich vývoj a interakci s okolním prostředím. Tento článek se zaměří na složení vnějších vrstev osamocených hvězd hlavní posloupnosti, jejich vývoj a interakce, a to od vzniku hvězdy až po její zánik.
Vznik a vývoj hvězd
Většina hvězd se nenachází osamoceně, ale v binárních systémech, které vznikají společně z jednoho plynného oblaku. Obě složky mají proto na počátku téměř stejné chemické složení. Malé procento binárních hvězd může také vzniknout po přiblížení dvou osamocených hvězd vzájemným zachycením nebo výměnou mezi osamocenou hvězdou a dvojhvězdou. Pozorování dvojhvězd je důležité, protože jen v takovýchto systémech je možné spolehlivě změřit hmotnost jednotlivých složek. Pokud známe jejich vzájemnou oběžnou dobu a velkou poloosu jejich dráhy, můžeme podle vzorce (M1+M2)P2=a3, kde M1 a M2 jsou hmotnosti složek, P je jejich oběžná doba a a velká poloosa jejich dráhy) zjistit součet jejich hmotností. Poměr hmotností jednotlivých složek můžeme pak zjistit z poměru jejich vzdáleností od hmotného středu soustavy nebo z poměrů jejich oběžných rychlostí. Další důvod významu dvojhvězd je ten, že některé jevy mohou vznikat právě jen v systémech dvojhvězd (novy, supernovy I. typu apod.). Členové dvojhvězd a vícenásobných hvězdných soustav tvoří vázaný systém už od momentu svého vzniku. Hvězdy v násobných systémech vznikly společně. Poměrně vysoké procento hvězd vázaných ve dvojhvězdách (až 70 %) naznačuje, že vznik hvězd ve dvojhvězdách je výhodnější, než vznik samostatných hvězd. Vysvětlujeme si to tak, že dvojhvězdy elegantně odstraňují jednu z hlavních překážek, které stojí v cestě formování nových hvězd - kam s přebytečným momentem hybnosti. Ve dvojhvězdách se moment hybnosti, který by jinak zrodu hvězdy bránil, uloží do orbitálního pohybu složek. Členové dvojhvězdy jsou tak hvězdná dvojčata, hvězdy jež se zrodily současně, mají stejné stáří (vzácně mohou dvojhvězdy vzniknout i zachycením, vždy však u toho musí asistovat třetí těleso, které se v při přiblížení prvých dvou hvězd musí nacházet poblíž nich ve vhodném místě, aby na sebe převzala kinetickou energii a hybnost. V hustých hvězdokupách to nemusí být tak výlučný jev). Dál je nepochybné, že se zformovaly ve stejné části zárodečného oblaku, mají tedy totéž počáteční chemické složení.
Hvězdy nevznikají izolovaně, ale v hustých mlhovinách, což jsou shluky mezihvězdné látky. Tyto mlhoviny, tvořené převážně vodíkem a héliem s malou příměsí těžších prvků, jsou chladné a husté, což umožňuje gravitačnímu kolapsu formovat protohvězdy. Protohvězda, obklopená rotujícím diskem plynu a prachu, se smršťuje a zahřívá, dokud v jejím jádru nedosáhne teploty potřebné pro zapálení termonukleárních reakcí. Tím se protohvězda stává hvězdou hlavní posloupnosti, která "spaluje" vodík na hélium.
Složení vnějších vrstev hvězd hlavní posloupnosti
Vnější vrstvy hvězd hlavní posloupnosti se skládají z několika vrstev, které se liší teplotou, hustotou a složením.
Fotosféra
Fotosféra je nejhlubší vrstva, kterou můžeme přímo pozorovat. Je to oblast, kde hvězda stává průhlednou pro fotony, a proto z ní vychází většina záření, které vidíme. Teplota ve fotosféře se pohybuje od 4 000 do 10 000 K, v závislosti na typu hvězdy. Složení fotosféry je podobné složení celé hvězdy, tedy převážně vodík a hélium s malým množstvím těžších prvků.
Čtěte také: Výhody třívrstvého modelu databáze
Chromosféra
Chromosféra je vrstva nad fotosférou, která je tenčí a teplejší. Teplota v chromosféře se pohybuje od 10 000 do 100 000 K. Chromosféra je charakteristická emisními čarami, které vznikají při rekombinaci ionizovaného plynu.
Koróna
Koróna je nejvzdálenější vrstva atmosféry hvězdy. Je velmi řídká a horká, s teplotami dosahujícími milionů kelvinů. Mechanismus ohřevu koróny není dosud zcela objasněn, ale předpokládá se, že je spojen s magnetickými poli a vlnami. Koróna je zdrojem hvězdného větru, proudu nabitých částic, které unikají z hvězdy do okolního prostoru.
Hvězdný vítr a magnetické pole
Hvězdný vítr je proud nabitých částic, které unikají z hvězdy do okolního prostoru. U horkých hvězd spektrálních typů O a B je hvězdný vítr velmi silný a může ovlivnit vývoj hvězdy a jejího okolí. Síla vyvolaná zářením je často tak velká, že urychluje materiál na nadúnikové rychlosti.
Magnetické pole hraje důležitou roli ve vnějších vrstvách hvězd. Magnetické pole může ovlivňovat tok energie a hybnosti v atmosféře hvězdy, a také může být zodpovědné za vznik slunečních skvrn, protuberancí a erupcí. U podsvítivých horkých hvězd je vliv magnetického pole na fyziku hvězdného větru značný. Magnetické pole hraje důležitou roli zejména pro popis odnosu momentu hybnosti větrem, kdy tento efekt zesiluje.
Evoluce hvězd a změny ve vnějších vrstvách
Složení vnějších vrstev hvězd se mění v průběhu jejich evoluce. Během života hvězdy hlavní posloupnosti se v jádru hvězdy spaluje vodík na hélium. Hromadění hélia v jádru vede ke změnám v teplotě a hustotě, což ovlivňuje i vnější vrstvy hvězdy.
Čtěte také: Zuhelnatělá vrstva a dřevěné konstrukce
Když hvězda vyčerpá zásoby vodíku v jádru, začne spalovat hélium na uhlík a kyslík. Tato fáze evoluce je doprovázena expanzí vnějších vrstev hvězdy, která se stává obrem nebo veleobrem. Vnější vrstvy obra jsou chladnější a řidší než vnější vrstvy hvězdy hlavní posloupnosti.
V závěrečných fázích evoluce hvězdy se vnější vrstvy mohou odvrhnout do okolního prostoru a vytvořit planetární mlhovinu. Z jádra hvězdy se stává bílý trpaslík, neutronová hvězda nebo černá díra, v závislosti na hmotnosti původní hvězdy.
Vnější vrstvy těsných dvojhvězd
V těsných dvojhvězdách dochází k interakci mezi složkami, která může ovlivnit složení a vývoj vnějších vrstev. Pokud jedna ze složek vyplní svůj Rocheův lalok, začne přetékat hmota na druhou složku. Tento přenos hmoty může změnit chemické složení vnějších vrstev obou hvězd.
V roce 1955 zavedl astronom českého původu Zdeněk Kopal pro těsné dvojhvězdy velmi důležitou a dodnes všeobecně používanou vývojovou klasifikaci dvojhvězd podle jejich vztahu k Rocheově ploše:
- Oddělené soustavy (detached systems): povrchy obou složek jsou uvnitř Rocheovy plochy.
- Polodotykové soustavy (semidetached systems): jedna ze složek vyplňuje svůj Rocheův lalok a dochází k přenosu látky.
- Dotykové soustavy (contact systems): obě složky vyplňují své Rocheovy laloky a mají společnou atmosféru.
Supernovy a složení vnějších vrstev
Supernova je závěrečné stadium vývoje hvězdy, které je doprovázeno mohutnou explozí. Během supernovy se do okolního prostoru uvolňuje velké množství energie a hmoty, včetně těžkých prvků, které vznikly v jádru hvězdy během jejího života.
Čtěte také: Budoucnost řemesel v moderním světě
Supernovy se dělí na dva hlavní typy:
- Supernovy typu II (SN II): v jejich spektru je přítomnost vodíku. Vznikají kolapsem jádra hmotných osamocených hvězd.
- Supernovy typu Ia: v jejich spektru jsou přítomny spektrální čáry křemíku a helia.
Hlavním kriteriem pro klasifikaci supernov je přítomnost čar vodíku v jejich spektru. Supernovy, v jejichž spektru přítomnost vodíku projeví, hovoříme o typu II (SN II). podtypy Ia (přítomny spektrální čáry křemíku helia). nacházíme ve všech typech galaxií spirálních ramen). zde nevyskytují. Magellanově mračnu. explodovala ve vzdálenosti 167 000 ly. 1987. Prstence jsou zahřáté na teplotu 5 000 až 25 000 kelvinů. tedy fosilním záznamem závěrečných stadií hvězdného života. kolapsu jádra hmotných osamocených hvězd. je vlastně jedním dlouhotrvajícím gravitačním kolapsem. jejího okolí. se ukládá v jeho centru. termonukleárních reakcí také neutrina a pozitrony. stávají novým palivem a dochází k syntéze těžších a těžších prvků. k produkci stále těžších prvků. Tab. 1: Vývoj jádra hvězdy s hmotností 15 MS. energii, jakou hvězda pozbývá díky záření a odlétávajícím neutrinům. Pokaždé, když v nitru dojde příslušné palivo, jádro se smrští, zahřeje a nastartuje se nová jaderná reakce. neutriny. elektronů a pozitronů jaderných reakcích. Při vzájemné anihilaci tak zněkolikanásobují. vodíku Slunce uhlíku křemíku. Objev křemíku je připisován švédskému chemikovi J. Jacobu Berzeliovi (1824). nukleon kolapsu nezískalo. neutrin. Slunce řádů. Jádro je o cenou energii navíc okrádáno dvěma dalšími procesy. protonů neutronového čísla. prospěch gravitace. železa částic alfa neutrony čímž se proces syntézy jader do určité míry vrací ke svému počátku. Železné gravitace rychlosti světla. Země do tzv. protoneutronové hvězdy o poloměru kolem 30 km. (díky působící gravitaci je to dvojnásobek hustoty atomového jádra). vrstev na protoneutronovou hvězdu. rázová vlna je zodpovědná za „výbuch“ supernovy, tj. hmoty nad hranicí protoneutronové hvězdy. železa. neutronovou hvězdu.
tags: #vnější #vrstvy #osamocených #hvězd #hlavní #posloupnosti