A | B | C | D | E | F | G | H | CH | I | J | K | L | M | N | O | P | Q | R | S | T | U | V | W | X | Y | Z | 0 | 1 | 2 | 3 | 4 | 5 | 6 | 7 | 8 | 9
Tento článok sa zaoberá procesom vzniku hviezd.
Hviezdy ľudia dlhé tisícročia považovali za stálice. K tomuto názoru dospeli kvôli tomu, že ich mali možnosť pozorovať iba počas nepatrného zlomku ich hviezdneho života. Ak by sme však začali vnímať čas podľa života hviezd, zistili by sme pravý opak: životný cyklus hviezd je dynamický a často až neuveriteľne dramatický proces.
Vznik hviezdy
Hviezdy vznikajú z chladných a riedkych prachových a plynových mračien. Mračnom nemyslíme čosi ako pozemské oblaky, v skutočnosti sú tieto mračná nesmierne riedke a predstavujú lepšie vákuum, aké sme schopní na Zemi vytvoriť, ich hustota býva iba niekoľko atómov na centimeter kubický. Tieto mračná sa nazývajú tiež hviezdotvorné hmloviny. Ide prevažne o emisné hmloviny. Príkladom takých hmlovín, v ktorých vznikajú hviezdy, je Veľká hmlovina v Orióne, alebo Orlia hmlovina.
Jednotlivé molekuly tohto mračna na seba pôsobia gravitačnou silou, čo má za následok, že sa priťahujú a pomaly hýbu. Kvôli veľmi malej hmotnosti jednotlivých častíc a obrovským vzdialenostiam medzi nimi je to veľmi dlhodobý dej, ktorý však môže byť vonkajšími vplyvmi urýchlený. Napríklad sa môže stať, že popri takomto oblaku medzihviezdnej hmoty prejde nejaká hviezda a svojou gravitáciou spôsobí pohyb molekúl v mračne. Alebo v jeho blízkosti vybuchne supernova a tlaková vlna opäť mračno premieša. V oboch prípadoch sa dajú častice do pohybu a v miestach, kde sú zhluky najväčšie, utvoria sa jednotlivé gravitačné centrá, ktoré priťahujú ďalší materiál. Tieto gravitačné centrá sa nazývajú globuly. Ide o chladné a v porovnaní s okolitým priestorom husté tmavé prachoplynové hmloviny približne guľatého tvaru. Typickým príkladom globuly sú napríklad Thackerayove globuly v hmlovine IC 2944.
Hmota okolo každého z týchto zhlukov do nich postupne padá, pričom jednotlivými zrážkami a premiešavaním molekúl vzrastá aj teplota látky. Tá rastie spolu s veľkosťou zhlukov, až sa za z astronomického hľadiska krátky čas z každého takéhoto chuchvalca hmoty vytvorí guľa zhruba o veľkosti slnečnej sústavy, ktorú nazývame protohviezda.
Po dosiahnutí takejto veľkosti sa začne jadro protohviezdy ohrievať, postupne 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, pričom tento dej sa veľakrát opakuje. Hviezda sa nachádza v tzv. Hyashiho štádiu, pri ktorom sa teplota na povrchu mení len málo.Takáto guľa ešte nežiari vo viditeľnom svetle. Je na to príliš chladná, niečo cez dvetisíc stupňov na povrchu. Je to ale dosť na to, aby mohla žiariť v infračervenom obore. Toto štádium predstavuje zárodok budúcej hviezdy.
Teplota protohviezdy sa postupne zvyšuje. Každé pôvodné kondenzačné centrum nabaľuje na seba ďalší okolitý materiál, ktorého je však v hmlovine stále menej, pretože jednak sa míňa, ako ho na seba priťahujú budúce hviezdy a jednak je odfukovaný hviezdnym vetrom, ktorý z novovznikajúcich hviezd začína prúdiť. Medzihviezdny materiál sa teda časom nabalí alebo odfúkne a budúca hviezda stratí možnosť zväčšovať svoju hmotnosť, v gravitačnej kontrakcii a s tým spojeným zahrievaním jadra však ďalej pokračuje. Pozorovania naznačujú, že aj najväčšie protohviezdy nemajú viac ako zhruba 60-násobok hmotnosti Slnka. Pri asi 50% až 70% mladých hviezd sú nepriame dôkazy o existencii protoplanetárneho disku. Je to disk zvyškového materiálu, z ktorého sa môžu (ale nemusia) utvoriť planéty. Životnosť protoplanetárneho disku je ohrozená, ak je v okolí viacero mladých hviezd. Tie môžu svojim hviezdnym vetrom spôsobiť eróziu a postupný zánik disku.
Doteraz bola zdrojom energie iba gravitačná kontrakcia. V určitom štádiu, keď zvyšujúca sa teplota v jadre dosiahne niekoľko miliónov stupňov, vystúpi na scénu ďalší zdroj: termojadrová reakcia. To znamená, že teplota a tlak v jadre sú dostatočne silné na to, aby došlo k jadrovej premene prvkov. Tento okamih sa považuje za okamih vzniku hviezdy. 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. Menej hmotné protohviezdy nie sú schopné kontrakciou zahriať svoje centrálne časti na takú teplotu, aby v nich mohlo dôjsť k jadrovej fúzii a stanú sa z nich tzv. hnedí trpaslíci žiariaci prevažne v infračervenom obore, kým nevyčerpajú svoje obmedzené zdroje.
Najprv dochádza k premene ľahších prvkov, ako deutérium, lítium, berýlium či bór. Pri dosiahnutí teploty okolo 10 miliónov stupňov dôjde k jadrovej reakcii, v ktorej sa uplatňuje protón-protónová reakcia (PP cyklus). 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. Časom sa však všetok vodík v jadre minie. Vtedy sa centrálna časť hviezdy trochu stlačí a načnú aj vyššie vrstvy. Začína sa spotrebúvať vodík z okolitého plášťa a celý proces sa postupne posúva smerom k povrchu. Po celý ten čas klesá ťažšie hélium smerom k jadru, kde sa hromadí. Pretože héliové hviezdne jadro je ťažšie ako vodíkové, vlastnou váhou sa stláča, čím sa zvyšuje jeho teplota. Po dostatočnom zvýšení teploty sa začne ďalšia jadrová reakcia, pričom sa začnú vytvárať ďalšie prvky. Takýmto spôsobom postupne dochádza k fúziám stále ťažších prvkov, napr. uhlíka, dusíka, kyslíka, aj inertných plynov ako napríklad neónu.
Životný cyklus hviezdy
Celý životný cyklus hviezdy závisí od jej hmotnosti. Hmotná hviezda môže postupne zahriať svoje jadro na potrebnú teplotu, aby táto reťaz za sebou idúcich jadrových reakcií pokračovala vznikom stále ťažších prvkov. Z energetického hľadiska je najvýdatnejším palivom vodík. Ako hviezda postupne tvorí ťažšie prvky, klesá aj energia uvoľnená ich vytváraním. Preto sa palivo spaľuje čoraz rýchlejšie, až sa postupne začínajú pretvárať jednotlivé prvky každý mesiac, každý deň, každú hodinu a hviezda sa začína podobať cibuli, kde jednotlivé vrstvy predstavujú chemické prvky tak, ako boli postupne vytvorené. To, koľkokrát sa začne spaľovať popol z predchádzajúcich reakcií, závisí od hmotnosti hviezdy. Málo hmotné hviezdy môžu skončiť iba pri spaľovaní vodíka na hélium a už nebudú dostatočne hmotné, aby stlačili svoje jadro tak, že v ňom začnú spaľovať hélium. Veľmi hmotní veľobri môžu dosiahnuť až záverečnú reakciu, pri ktorej vzniká železo. Ťažšie atómy už jadrovou fúziou nevznikajú.
Text je dostupný za podmienok Creative Commons Attribution/Share-Alike License 3.0 Unported; prípadne za ďalších podmienok. Podrobnejšie informácie nájdete na stránke Podmienky použitia.
Astrodynamika
Astrofyzika
Astrometria
Astronómia podľa štátu
Astronómovia
Astronomické úkazy
Astronomické časopisy
Astronomické cykly
Astronomické jednotky dĺžky
Astronomické novinky
Astronomické objekty
Astronomické observatóriá
Astronomické organizácie
Červený posun
Ablácia (astronómia)
Absolútna hviezdna veľkosť
Absolútna jasnosť kométy
Absorpčné čiary
Albedo
Alhidáda
Amatérska astronómia
Archeoastronómia
Areocentrická dráha
Asterizmus
Astrobiológia
Astrochémia
Astrofotografia
Astrofyzika
Astrometria
Astronóm
Astronómia
Astronómia:1000 najdôležitejších článkov
Astronómia viditeľného svetla
Astronomické súradnicové systémy
Astronomický katalóg
Astronomický kongres v Prahe
Astronomický symbol
Baldetova metóda odhadu jasnosti kométy
Baryónové číslo
Beyerova metóda odhadu jasnosti kométy
Biela noc
BOOMERanG
Centrála pre kométy a planétky
Central Bureau of the International Polar Motion Service
Chronológia vesmíru
Chronologická tabuľka kozmologických teórií
Deklinácia (astronómia)
Dichotómia (astronómia)
Dissertatio cum Nuncio Sidereo
Dopplerov jav
Družica
Družicová geodézia
Ekvidenzitometrická metóda
Ekvinokcium (súradnice)
Elementy dráhy
Epocha (astronómia)
Extrafokálna metóda odhadu jasnosti kométy
Extragalaktická astronómia
Fázový uhol
Fabryho metóda odhadu jasnosti kométy
Farebný index
Flamsteedovo označenie
Galaktická astronómia
Gama astronómia
Gaussov rok
Gravitačný parameter
Hawkingovo žiarenie
Heliaktický
Heliocentrická dráha
Hertzsprungov-Russellov diagram
Historická astronómia
Holetschkova metóda odhadu jasnosti
Hubblova konštanta
Hubblovo hlboké pole
Hubblov vesmírny ďalekohľad
Hubblov zákon
Hvězdářská ročenka
Hviezdna veľkosť
Infračervená astronómia
Institute of Space and Astronautical Science
J2000.0
Koincidencia (fyzika)
Kondenzácia (astronómia)
Konečný osud vesmíru
Kopernikovský princíp
Kozmické žiarenie
Kozmické neutrínové pozadie
Kozmické pozadie gravitačných vĺn
KOZMOS (časopis)
Kráter
Lambda-CDM model
Letopočet
Mascon
Medzihviezdna hmota
Medzinárodný rok astronómie
Meteoritika
Mikrovlnové pozadie
Milankovičov cyklus
Mimozemský život
Modul vzdialenosti
Morrisova metóda odhadu jasnosti kométy
Multiverzum
Náboženské interpretácie Veľkého tresku
Narodenie Ježiša Krista
Nebeská mechanika
Nekonvenčná astrofotografia
Neutrínová astronómia
Noc
Nukleosyntéza (kozmológia)
Obežná dráha
Obežná rovina
Objav kozmického mikrovlnného pozadia
Objekt hlbokého vesmíru
Obloha
Optická astronómia
Označenie premenných hviezd
Pól (vesmírne teleso)
Park tmavej oblohy
Planetológia
Platónsky rok
Polárna noc
Polnoc
Poludnie
Portál:Astronómia
Pozičný uhol
Pozorovacia kozmológia
Pozorovateľská astronómia
Primárne kozmické žiarenie
Protoplanetárna hmlovina
Rádioastronómia
Röntgenová astronómia
Radiálna rýchlosť
Rektascenzia
Rocheova medza
Súmrak
Sústava astronomických konštánt
Saros
Selenológia
Sférická astronómia
Sidgwickova metóda odhadu jasnosti kométy
SIMBAD
Spacewatch
Stelárna astronómia
Svetový čas
UFO
Ultrafialová astronómia
Vývoj hviezdy
Večer
Veľká polos
Veľká skupina kvazarov
Vesmír
Vlákno (galaxie)
Vysokoenergetická astronómia
Vznik a vývoj galaxií
Vznik hviezdy
World Jump Day
Západ slnka
Zdanlivá hviezdna veľkosť
Zorné pole (optika)
Text je dostupný za podmienok Creative
Commons Attribution/Share-Alike License 3.0 Unported; prípadne za ďalších
podmienok.
Podrobnejšie informácie nájdete na stránke Podmienky
použitia.
www.astronomia.sk | www.biologia.sk | www.botanika.sk | www.dejiny.sk | www.economy.sk | www.elektrotechnika.sk | www.estetika.sk | www.farmakologia.sk | www.filozofia.sk | Fyzika | www.futurologia.sk | www.genetika.sk | www.chemia.sk | www.lingvistika.sk | www.politologia.sk | www.psychologia.sk | www.sexuologia.sk | www.sociologia.sk | www.veda.sk I www.zoologia.sk