VZNIK, VÝVOJ A ZÁNIK
HVĚZD
Hvězdám se říká často stálice. Avšak po
celou svou existenci procházejí řadou zásadních
změn. Jak rychle se budou vyvíjet a jakými změnami budou
procházet závisí na jejich počáteční
hmotnosti.
Hvězdy
vznikají z velké mlhoviny- plynoprachového mračna,
které se smršťuje, stahuje na sebe další plyn a
prach. Této mlhovině říkáme globule. Pokud se
všechen materiál nespotřebuje na výrobu hvězdy mohou se ze
zbytku vytvořit planety jak se to stalo před asi pěti mld. let i kolem Slunce.
Pokud je mlhovina dostatečně velká, může v ní vzniknout
více hvězd. Jakmile teplota přesáhne v jádru mlhoviny
7 000 000 stupňů Celsia začne přeměna vodíku na helium. Každá
hvězda přeměňující vodík na helium se nazývá
tzv. "hvězda hlavní
posloupnosti".
Má-li hvězda hmotnost srovnatelnou s hmotností Slunce
setrvá v tomto stádiu asi deset mld. let. Slunce se také
nachází na hl. posloupnosti. Průměr takové hvězdy
činí asi 1,4 milionu km. Čím je hvězda hmotnější,
tím rychleji spotřebovává vodík a na tomto
stádiu nesetrvá tak dlouho jako méně hmotné hvězdy.
Čím těžší hvězda, tím
kratší je její život. Hmotné hvězdy ve
stádiu hlavní posloupnosti vydrží pouze několik milionů
let. Hvězdy podobné Slunci po vyčerpání vodíku
mnohonásobně zvětší svůj oběm-stanou se z nich "červení obři"
přeměňující helium na uhlík. Průměr červeného obra
je více než 70 000 000 km.Na povrchu se teplota pohybuje okolo 3 500
stupňů celsia, zatímco v uhlíkovém jádru
teploty dosahují až 100 milionů stupňů celsia. Po změně Slunce na
červeného obra se Země stane pro lidstvo neobyvatelnou a shoří
pravděpodobně v atmosféře Slunce. Taková hvězda je velmi
nestabilní, mení svou jasnost, objem a odhazuje do okolního
prostoru své vnější vrstvy. Jako příklad
uvádím Gacrux ze souhvězdí Jižního kříže.
Po
vyčerpání uhlíkových zásob hvězda
odhodí všechny vnější obaly. Z hvězdy
zůstane malé, chladnoucí jádro o velikosti
srovnatilné se Zemí. Toto velmi žhavé jádro ( až 100
000 stupňů celsia) se postupně změní v objekt, který
astronomové nazývají
"bílý trpaslík". Jeho hustota je
značná: je milionkrát hustější než voda! 10 % hvězd
Mléčné dráhy je tvořeno těmito hvězdami.
Nejbližšího bílého trpaslika ke Slunci představuje
Sírius B. Žádný bílý trpaslík nemůže
mít hmotnost větší než 1,4 hmotnosti Slunce. Tato hranice
se jmenuje Chandrasekharova mez.
Pokud tuto mez překročí, vlivem vlastní gravitace se
obrovskou explozí zhroutí do
"neutronové hvězdy" velmi malých rozměrů.
Někteří bílí trpaslíci jsou obklopeni
"planetární mlhovinou".
Tento název dostala od Williama Herschela, kterému tyto
krásné objekty připomínaly planety. S planetami však
nemají nic společného. Planetární mlhoviny mohou
mít kulovitý tvar např. M 57 v souhvězdí Lyry, nebo
nepravidelný jako M 27 (Dumbell) v souhvězdí Lištičky.
Mají životnost jen několik tisíc let. Proto je jejich
výskyt vzácný. V Mléčné Dráze je asi
1500 planetárních mlhovin. Za několik tisíc let se
planetární mlhovina rozptýlí do okolního
prostoru a na místě můžeme pozorovat už jen bílého
trpaslíka, který po nějakém čase vychladne a stane se z něj
"černý trpaslík".
Velmi hmotné hvězdy (min.8 hmotností Slunce) také po
"pobytu" na hl. posloupnosti (po přeměně vodíku na helium)
několikanásobně zvětší svůj oběm a stane se z nich
"červený veleobr" o
průměru asi 100 000 000 km. Povrchová teplota červeného veleobra
je "pouze" 3000 stupňů celsia avšak v jádru
takové hvězdy dosahuje neuvěřitelných 3,5 mld stupňů celsia.
Hvězda zůstane červeným veleobrem po dobu asi 4 mil. let. Stejně jako
červený obr i veleobr je velmi nestabilní. Podobně jako u
červených obrů je jejich zdrojem energie slučování helia.
Na rozdíl od červených obrů, mohou v nich probíhat
další reakce, při kterých se uhlík mění na
kyslík a další těžší prvky. Představitelku
červených veleobrů zastává "Mí" cephei ze
souhvězdí Kefea. Kdyby byla na místě slunce, sahala by její
atmosféra až za dráhu Saturnu.
Velmi hmotné hězdy skončí svůj život mnohem velkolepeji:
vybuchnou jako "supernovy"-
hvězdný veleobr sám vybuchne mohutnou explozí a
zhroutí se do neutronové hvězdy, o průměru 10-100km.
(Známá supernova 1987A v souhvězdí Mečouna) Supernovy
bývají většinou viditelné1-2 roky. Jasnost objektu
rapidně vzroste. Neutronové hvězdy se vyznačují nepředstavitelnou
hustotou. Na lžíci se vejde milion tun neutronového plynu.
Neutronové hvězdy se rychle otáčejí a
vysílají kratičké záblesky, pulsy, podobně jako
majáky na policejním autě. Proto se jim také
říká "pulsary".
Nejznámější pulsar je v krabí mlhovině-M1 v
souhvězdí Býka. Tento pulsar se otočí 30krát za
sekundu. Byl-li veleobr dostatečně hmotný, může jeho gravetační
kolaps pokračovat až do stadia "černé
díry"
(pzději popíšu černé díry
podrobněji.)
Supernovy
rozdělujeme do dvou typů: Explodujícího veleobra označujeme
supernovou typu II. Supernovy typu I jsou ještě mohutnější-
bílý trpaslík na sebe strhává hmotu z
několikanásobně většího průvodce a tím se
zvyšuje jeho hmotnost. Pokud jeho hmotnost přesáhne již
zmíněnou Chandrasekharovu mez(1,4 hmotnosti slunce),vybuchne jako
supernova typu I. Jelikož mají všechny supernovy typu I stejnou
absolutní jasnost (absolutní jasnost =jasnost objektu jaká
se jeví ze vzdálenosti 32,6 světelného roku), mohou se
podle nich určovat vzdálenosti odlehlých galaxií. Oba
tyto typy rozmetají podstatnou část hvězdy. Na místě můžeme
pozorovat "pozůstatek po supernově".
(např.M1-Krabí mlhovinu v souhvězdí Býka.)
Pokud se začne pozůstatek spojovat a zahřívat, může z něj vzniknout
další hvězda nové generace. A tak se to pořát
opakuje.
Černé díry jsou
skolabozané, velmi hmotné hvězdy.Černé díry nemůžeme
přímo pozorovat. Pouze se dokáže odhadnout z
gravitačních účinků, že tam asi "něco" bude. Tyto
objekty mají obrovskou gravitační sílu. Uprostřed
každé černé díry se nachází singularita-střed
černé díry s obrovskou hustotou. Singularitu obklopuje
"horizont událostí". Pokud
se jakýkoli objekt dostane za horizont událostí už určitě
spadne do černé díry. Toto je popis stacionární
černé díry. Rotující černé díry jsou
poněkud složitější. Má zvláštní,
vnitřní a vnější horizont událostí a
singularitu tvaru oválu. Kplem vnějšího horizontu
událostí se rozkládá oblast podobná
víru-"ergosféra".Všechny černé
díry kolem sebe silně zakřivují prostor. Hypotetický
astronaut, padající do černé díry nohama napřed
pociťuje silnější gravitační působení na nohy než na
hlavu a proto se natáhne. V blízkosti horizontu
událostí je již natažený jako špageta. Ještě
výraznější je tento efekt u menších
černých děr, protože představují strmější
gravitační jámu. Uprostřed galaxií se
nacházejí supermasivní černé díry.
M.I.