Co jsou to hvězdy?
Hvězdy jsou obrovské termonukleární reaktory mnohem větší a dokonalejší, než jsou pozemské atomové reaktory. Jsou tvořeny plazmou a uvolněnou jadernou energii vysílají jako světlo i jiné druhy záření. Typická hvězda mění ve svém nitru vodík na helium a později v těžší prvky až po železo. Ve vesmíru tedy ubývá vodíku a přibývá těžších prvků. Přibývání těžších prvků ve vesmíru je příznakem jeho stárnutí. Ve hvězdách jsou obrovské tlaky a teploty, které na Zemi nikde neexistují. Podmínky srovnatelné s nitrem hvězdy lze na Zemi zatím vyrobit pouze na velmi krátkou dobu.
Na obloze je možné vidět miliardy hvězd, některé vidíme pouhým okem, jiné pomocí dalekohledů. Naší nejbližší hvězdou, která nám dává teplo a světlo, je naše Slunce.
Co je to plazma?
Plazma je čtvrté skupenství látek. Hvězdy jsou touto formou látek tvořeny.
Je to stav látky, kdy elektrony atomu nejsou součástí atomového obalu, tudíž jsou odděleny od atomu. A když do sebe narazí, tak uvolní se energie a my vidíme světlo.
Vznik hvězd
Hvězdy vznikají z mezihvězdné látky gravitačním smrštěním. Vlastní gravitací je mezihvězdný oblak stlačen do relativně malého a hustého kulovitého útvaru, prahvězdy. Všechny částice oblaku se navzájem přitahují gravitační silou. Gravitace je tedy u zrodu každé hvězdy. Gravitace nejenže vytvoří prahvězdu z mezihvězdného chladného oblaku, ale také později zažehne termonukleární reakci, která dodává hvězdě energii po většinu jejího aktivního života a také zabraňuje jejímu dalšímu smršťování.
Mateřská mezihvězdná látka
Vznik hvězd v naší galaxii probíhal z počátku ve velmi rychlém tempu, za cca 200 milionů roků vzniklo více hvězd než ve zbytku života naší galaxie. První hvězdy vznikaly tak rychle, protože v naší galaxii bylo hodně protogalaktického plynu, ze kterého vznikaly. Tento plyn se od dnešní mezihvězdné látky lišil tím, že měl veliký obsah vodíku a helia. Avšak hvězdy vodík přeměňují na helium a později v těžší prvky, takže vodíku v galaxii ubývá, což znamená, že ho není tak velké množství ani v dnešní mezihvězdné látce. Mezihvězdný materiál je totiž doplňován i novou plazmou vyvrhovanou z hvězd, ale když je v dnešním případě tato plazma vlivem termonukleární reakce tvořena větším obsahem těžších prvků, tak jsou tyto prvky potom obsaženy v hojnějším množství i v mezihvězdné látce.
Jelikož ve středu naší galaxie se vlivem času vytvořilo tolik hvězd, že už je zde pouze velmi málo mezihvězdné látky, vznikají dnes hvězdy převážně v relativně malém prostoru spirálních ramen (na okraji naší galaxie). Celkové množství mezihvězdné látky je odhadováno na pouze několik procent hmotnosti galaxie, což dokazuje její poměrně vysoké stáří.
Prahvězda
Mezihvězdná látka je velmi nepravidelně rozložena. Uvnitř spirálních ramen je nahromaděna do oblaků různých velikostí a hustot. V takovém oblaku proti sobě působí síly, které se snaží oblak rozptýlit (např: teplota (díky které se částice pohybují rychleji, a tím rozptylují oblak)). Tyto síly se skládají v celkový vnitřní tlak, který se snaží oblak rozptýlit, naopak proti těmto silám působí gravitace, která se snaží oblak stlačit do menšího objemu. Pokud gravitace překoná síly, které se snaží oblak rozptýlit, tak se oblak gravitací zmenšuje a roste mu hustota, přičemž se oddělují oblaky o menší hmotnosti. Tímto způsobem se oblak smrští do prahvězdy. Je-li oblak tvořící prahvězdu příliš hmotný, tak se v obrovské prahvězdě vytvoří tak velké množství rentgenového záření, že svým tlakem rozmetá prahvězdu zpět do mezihvězdného prostoru. Největší šanci na hvězdnou budoucnost mají oblaky o hmotnosti 0,01 až 100 hmotností sluncí (M⨀). Když se oblak smrští příliš, tak síla gravitace prozatím přemůže celkový vnitřní tlak, který už nemůže smršťováni zastavit.
Jak se prahvězda nadále smršťuje, tak se v ní zvyšuje teplota, což znamená zrychlený pohyb atomů. Srážení zrychlených částic a jejich chaotický pohyb uvolňuje fotony. Postupně se materiál zahřeje natolik, že vznikne plazmová prahvězda.
Proces smršťování, přičemž roste teplota a hustota, pokračuje tak dlouho, dokud prahvězda nedosáhne vhodné teploty a tlaku pro zažehnutí termonukleární reakce. V té chvíli přestane smršťování prahvězdy. Celkový vnitřní tlak se vlivem termonukleární reakce vyrovná gravitační síle a vzniká normální hvězda s termonukleárními reakcemi.
Termonukleární reakce
Termonukleární reakce je proces, kdy se slučují jádra dohromady. Při tomto procesu se uvolňuje obrovské množství energie. Může probíhat pouze za velmi vysoké teploty a tlaku. Přesná velikost teploty a tlaku závisí na tom, jaké atomy se ve hvězdě slučují. Lehké prvky jako vodík potřebují k termonukleární reakci podstatně nižší teploty a tlak než prvky, které jsou těžší.
Hlavní období existence hvězdy
První termonukleární reakce, která se zažehne smrštěním prahvězdy do hvězdy, je při teplotě 1-4 miliony kelvinů. Tato první termonukleární reakce je přeměna lithia, beryllia a boru na helium. Obsah těchto prvků ve hvězdě je malý, takže jejich přeměna netrvá dlouho.
Po vyčerpání těchto prvků se hvězda začne znovu smršťovat a zahřívat až dosáhne teploty pro termojadernou fúzi vodíku, což je přeměna vodíku v helium. Z celkové zásoby vodíku hvězda přemění cca 12%. Jelikož spalování vodíku trvá velmi dlouho, nacházíme většinu hvězd v naší galaxii v tomto období.
Velmi malé hvězdy (cca 0,06 hmotnosti slunce) nikdy ve svém nitru nedosáhnou teploty potřebné na to, aby mohly přeměňovat vodík v helium. Takové hvězdy září pouze vlivem gravitačního smršťování. Postupně chladnou a stává se z nich infračervený trpaslík.
Stárnoucí hvězda
Když začíná být přeměna vodíku v helium u konce, tak se jádro kvůli poklesu tlaku začíná vlivem gravitace opět smršťovat, avšak v prostoru nad jádrem kvůli většímu obsahu vodíku stále ještě probíhá přeměna vodíku v helium. V tomto období vlivem smršťování ve hvězdě vzrůstá teplota jádra a celková zářivost hvězdy. Díky tomu celkový vnitřní tlak překoná gravitaci a hvězda se začne rozpínat. Z hvězdy se stává červený obr. Velikost obra je srovnatelná zhruba s dráhou Země kolem Slunce. Ve hvězdě stále vzrůstá teplota a díky tomu spolu mohou reagovat těžší atomová jádra.
Zjednodušeně řečeno, pokud je ve hvězdě přeměna vodíku v helium u konce, tak se jí vlivem gravitace začne zmenšovat jádro a ve hvězdě vzroste teplota, což způsobí, že se začne roztahovat a vlivem toho, že je ve hvězdě vyšší teplota, spolu mohou reagovat těžší atomová jádra.
Posloupnost termonukleárních reakcí ve STÁRNOUCÍ hvězdě
Zde je uvedená a vysvětlená posloupnost toho, jak spolu začínají reagovat těžší atomová jádra:
„Hoření“ helia: Vlivem toho, že ve hvězdě vrostla teplota, tak po přeměně vodíku v helium se helium jakožto těžší prvek než vodík přeměňuje v uhlík. Sloučí se tři jádra helia a přemění se na uhlík. Jedná se tedy stejně jako u přeměny vodíku o termonukleární reakci, která může probíhat díky tomu, že je ve hvězdě vyšší teplota.
„Hoření“ uhlíku: Jakmile se přemění helium v uhlík, tak opět vzroste teplota ve hvězdě, což umožní přeměnu uhlíku. Velmi lehké hvězdy této fáze kvůli nízké teplotě nedosáhnou. Ostatní větší hvězdy mohou uhlík přeměnit v neon hořčík nebo sodík.
„Hoření“ kyslíku: Jádro kyslíku má osm protonů a dvě jádra kyslíku se odpuzují podstatně více než jádra uhlíku. Tudíž se jádra kyslíku musí pohybovat větší rychlostí, aby překonala odpudivou sílu a mohla spolu reagovat. K tomu je potřeba, aby ve hvězdě byla teplota dvě miliardy kelvinů. Pokud jsou tyto podmínky splněny, tak se kyslík přemění v křemík nebo v prvky s podobným protonovým číslem jako křemík.
„Hoření“ křemíku: Přeměna křemíku už je tak strašně náročná, že je k ní zapotřebí teplota vyšší než dvě miliardy kelvinů. Pokud je tato podmínka splněna, tak se vybudují prvky až po skupinu železa.
Spousta hvězd se k této přeměně vůbec nedostane, protože na to nejsou dostatečně hmotné, ale i kdyby se hvězda dostala na stupnici termonukleárních reakcí až k přeměně křemíku, tak je to poslední termonukleární reakce. V tomto období je hvězda těžkým a složitým útvarem s velkým obsahem železa a jakmile skončí poslední termonukleární období, tak hvězda jako plazmové těleso zaniká.
Zánik hvězd
Každá hvězda končí jinak. Zaleží to na její hmotnosti, protože čím je hvězda hmotnější, tím větší gravitační silou se stlačuje a tím více v ní roste teplota potřebná pro přeměnu těžších prvků. Většina hvězd končí někde v posloupnosti termonukleárních reakcí, ale je i poměrně vysoký počet hvězd, které jsou tak lehké, že nedosáhnou teploty potřebné pro zažehnutí termonukleární reakce. Tyto hvězdy září pouze proto, že je stlačuje gravitace. Avšak nezáří dost jasně abychom je mohli zřetelně vidět.
Jsou tu však i hvězdy, které se dostali alespoň k přeměně vodíku v helium. Na takové hvězdy čekají osudy, jako: výbuch supernovy, černé díry, trpaslíci nebo neutronové hvězdy.
Pokud vás zajímají osudy hvězd, jako zhroucení do černé díry nebo například neutronové hvězdy, tak jsou podrobně popsány
