Vznik, život a zánik hiezd ... H- R diagram Veronika Machavová 4.G

Vznik vesmíru Za začiatok vesmíru považujeme narušenie symetrie, ktorá v ňom panovala. Toto narušenie nazývame „Veľký tresk“ – Big Bang, ktorý sa udial približne pred 13,7 miliardami rokov. Napriek istote, že sa Big Bang udial, veda nie je schopná odhadnúť, čo sa vtedy dialo. V súčasnosti máme tri dôkazy Big Bangu a to : Prvú myšlienku veľkého tresku, ktorú vyslovil ruský fyzik G. Gamov Hubblom potvrdené rozpínanie vesmíru Zvyškové žiarenie

Vznik galaxií Vznik galaxií je zložitý proces, ktorý však môžeme ľahšie pochopiť na jednoduchých príkladoch (oblaky, fujavica, piesočná búrka) Vznik galaxie ovplyvňujú rôzne činitele ako napríklad : Gravitačná sila Tepelný pohyb častíc Difúzia Plyn tvoriaci „surovinu“ pozostávajúcu z atómov H a He Vznik galaxie môžeme opísať nasledovne: Zhluk= búrlivé premeny = rotácia mraku = rozpad marku

Najznámejšie galaxie Galaxia Pegasus Mliečna dráha Galaxia Andromeda

Čo sú hviezdy Čo sú hviezdy? Aké sú? Ako vznikajú? Sú užitočné ? Takéto otázky si kladú ľudia už milióny rokov. Skúsime na ne spoločne nájsť odpovede a zistiť, či je naša budúcnosť vo hviezdach alebo v našich rukách.

Rozdelenie hviezd Hviezdy rozdeľujeme do viacerých skupín: Nepravidelné Pulzujúce premenené hviezdy Dvojhviezdy Najstaršie hviezdy- Hviezdy 3. kategórie Mladšie hviezdy- hviezdy 2. kategórie Najmladšie hviezdy – hviezdy 1. kategórie U týchto hviezd hrá rolu čas a ich zloženie

Definície rozdelení Medzi fyzické patria hviezdy premenné kvôli fyzikálnym procesom prebiehajúcim v ich vnútri - pulzujúce premenné hviezdy, eruptívne a explozívne premenné Medzi geometrické patria zákrytové dvojhviezdy, kde zmena jasnosti je spôsobená vzájomnými zákrytmi zložiek Problémom klasifikácie je nejednoznačnosť - jeden typ premennej hviezdy sa môže ocitnúť vo viacerých skupinách dvojhviezda

Zrod protohviezdy Hviezdy vznikajú z chladných a riedkych prachových a plynových mračien Molekuly tohto mračna na seba pôsobia gravitačnou silou, priťahujú sa a pomaly sa pohybujú V miestach, kde sú zhluky najväčšie, sa utvoria jednotlivé gravitačné centrá, ktoré priťahujú ďalší materiál. Hmota okolo každého z týchto zhlukov do nich postupne padá, pričom vzrastá aj teplota látky. Teplota rastie spolu s veľkosťou zhlukov, až sa z takéhoto chuchvalca hmoty vytvorí guľa zhruba o veľkosti Slnečnej sústavy, ktorú nazývame protohviezda. Po dosiahnutí takejto veľkosti sa začne jadro protohviezdy ohrievať, ohrieva aj okolitú látku a premiešava ju. Ohriata látka zo stredu stúpa k okrajom, tu sa ochladí a klesá k jadru, kde sa znova ohreje a tento dej sa opakuje. Hviezda sa nachádza v tzv. Hyashiho štádiu, pri ktorom sa teplota na povrchu mení len málo. Takáto guľa ešte nežiari vo viditeľnom svetle.

Protohviezdy

Život hviezdyI. Teplota protohviezdy sa postupne zvyšuje. Okolitý materiál sa časom na hviezdu nabalí alebo odfúkne a budúca hviezda tak stratí možnosť zväčšovať svoju hmotnosť. So zahrievaním jadra však ďalej pokračuje. Doteraz bola zdrojom energie iba gravitačná kontrakcia. Keď teplota v jadre dosiahne 6 miliónov kelvinov, vystúpi ďalší zdroj: jadrová reakcia. Teplota a tlak v jadre sú dostatočne silné na to, aby došlo k jadrovej premene prvkov. Gravitačná kontrakcia protohviezdy sa zastaví, pretože energia vznikajúca termonukleárnymi reakciami vyrovná gravitačný tlak a zabezpečí na dlhé obdobie rovnovážny stav hviezdy, ktorá sa "usadí" na hlavnej postupnosti H-R diagramu. To sa však podarí len protohviezdam s hmotnosťou väčšou ako 0,085 hmotnosti Slnka.

Život hviezdyII. Dochádza k vytváraniu jadier hélia z jadier vodíka. Vytvorením nového prvku sa uvoľňuje energia potrebná pre život hviezdy. Proti tlaku energie vyžarovanej hviezdou pôsobí v opačnom smere jej gravitačná sila. Hovoríme, že hviezda je v hydrostatickej rovnováhe. Takýmto spôsobom sa spaľuje vodík a popolom tejto reakcie je hélium. Celý proces začína v jadre. Po minutí vodíka v jadre táto reakcia postupuje smerom k obalu pričom hélium klesá k jadru Pod váhou hélia sa začína jadro samo stláčať, čím stúpa jeho teplota. Keď dosiahne dostatočnú teplotu, začne prebiehať nová jadrová reakcia. Pri tejto reakcii dôjde k spaľovaniu ťažších prvkov Čím ťažšie prvky hviezda spaľuje, tým je jej energia menšia a palivo je spaľované rýchlejšie Veľmi hmotní veľobri môžu dosiahnuť až záverečnú reakciu, pri ktorej vzniká železo. Ťažšie atómy už jadrovou fúziou nevznikajú.

červený obor supernova Biely trpaslík supernova pulzor

Hviezdna staroba I. Pokiaľ je tlak a gravitačná sila hviezdy v rovnováhe je všetko v poriadku. V prípade, že tlak je slabší, dochádza k zmršteniu. Ak by bol tlak väčší ako Fg hviezdy, hviezda by musela zväčšiť svoj polomer na udržanie rovnováhy. Všetky deje, ktoré v nej prebiehajú, závisia od jej hmotnosti Kým energia vytváraná stále novými prvkami stačí na vyrovnanie Fg, hviezda žije. Pokiaľ hmotnosť hviezdy nie je taká, aby dokázala zabezpečiť priebeh ďalšej reakcie, začne prevládať Fg nad žiarením a hviezda sa začne boriť. Všetko závisí od jej hmotnosti, na jej základe sa hviezdy potom môžu zaradiť do skupiny : s hmotnosťou do 1,44 MO (MO je značka pre hmotnosť Slnka) medzi 1,44 MO a 2 MO nad 2 MO.

Hviezdna staroba II. K prvej skupine patrí aj Slnko. Keď hviezda vytváraním He začne svoje jadro stláčať, zvýši sa jeho teplota, hviezda musí zväčšiť svoj polomer, čím sa ochladí teplota na povrchu. Začnú sa vytvárať neutrálne molekuly a zmení sa aj farba jej povrchu Takéto hviezdy nazývame černení obri Gravitácia tejto hviezdy je malá , nedokáže udržať neutróny pri povrchu a preto ju začnú opúšťať a vytvárať okolo nej hmlovinu jadro sa naďalej zmršťuje a stáva sa viac hustým Po zmiznutí hmloviny môžeme vidieť jadro hviezdy- biely trpaslík Bieli trpaslíci sa skladajú z hmoty hviezdy, ktorá bola taká hustá, že sa nedala viac stlačiť V druhej skupine sa nachádzajú hviezdy, ktoré skončia svoju činnosť pri železe Premena železa by bola pre hviezdu zbytočne zaťažujúca Hviezda sa začína rútiť. Jej vonkajšie časti sa rútia na jadro, ktoré ho stlačia na obrovskú hustotu, nakoniec nastane zrážka Dochádza k výbuchu tzv. supernovy, ktorý hviezdu rozmetá na kúsky Vzniká z nej neutrónová hviezda, ktorá má obrovskú rotáciu – pulzor Hviezdy tretieho typu Hviezdu tohto typu čaká rovnaký osud ako u predchádzajúcej hviezdy, po výbuchu supernovy z nej však nezostane vôbec nič Hmotnosť je taká veľká, že stláčaniu jadra nedokáže nič zastaviť, na mieste umierajúcej hviezdy zostane čierna diera

Veľká hmlovina Hmloviny a galaxie Hmlovina konská

H- R diagram - história Určitá závislosť medzi absolútnou hviezdnou veľkosťou a spektakulárnou triedou hviezd bola objavená dánskym astronómom Ejnarom Hertzsprungom Zverejnil ju v roku 1095 v tabuľkovej podobe v jeho publikácii „Zur Strahlung der Sterne“ a v „Zeitschrift für Wissenschaftliche Photographie“. Za podobu diagramu ako ho poznáme dnes vďačíme Henrymu Russellovi Diagram je na počesť tohto veľkého objavu pomenovaný po svojich objaviteľoch  Hertzsprungov – Russellov diagram Využíva sa na zisťovanie fyzikálneho stavu hviezd

Popis H.R diagramu Vodorovná os : Zvislá os : Efektívna hodnota vynášaná na vodorovnú os klesá zľava doprava Ak je miesto efektívnej hodnoty použitý farebný index (B-V), potom začína od záporných hodnôt vľavo modrá a pokračuje k červenej pozitívnej vpravo Zvislá os : Na zvislú os sa vynáša žiarivý výkon hviezdy Používa sa pomerové číslo buď v porovnaní so Slnkom alebo s absolútnou hviezdnou veľkosťou Pri používaní tohto čísla si treba uvedomiť, že nižšia alebo viac záporná hodnota znamená hviezdu s väčším žiarivým výkonom Najžiarivejšie hviezdy sa na H-R diagrame nachádzajú v časti s najzápornejšími hodnotami absolútnej hviezdnej veľkosti Na vodorovnej osi sa teda nachádzajú spektrálne triedy, na zvislej žiarivý výkon a absolútna hviezdna žiarivosť Šikmo prechádzajú osi s veľkosťami hviezd, tu rozlišujeme: veľobrov, obrov, hlavnú postupnosť a trpaslíkov Z tohto diagramu je možné vypočítať teplotu, hmotnosť aj vek hviezd Uhlopriečne v páse postupnosti sa nachádzajú hviezdy v svojich najlepších rokoch. Patrí sem aj Slnko a väčšina hviezd.

Vlastnosti H-R diagramu Aj hviezdy v rovnakom páse s inými polohami majú rozdielne hodnoty žiarivosti. Tento úkaz odôvodňuje Stefanov – Boltzmannov zákon, kde podľa vzťahu *, kde jednotka energie vyžiarená na m2 za jednu sekundu závisí od 4 mocniny teploty Ak majú dve hviezdy rovnakú efektívnu teplotu, majú rovnaký výstupný výkon na meter štvorcový Podľa veľkosti sú hviezdy v H-R diagrame rozdelené na tri skupiny : Hviezdy s najväčším žiarivým výkonom – veľobri, trieda svietivosti I-II Hviezdy s menším žiarivým výkonom – obri, trieda svietivosti III Nejasné hviezdy sú súčasťou postupnosti a ich trieda svietivosti je V

H.R diagramy