neděle 7. srpna 2011

Vývoj Hvězdy hlavní posloupnosti (1)

"Pokud budeme dlouho přesvědčeni, že hvězdy vycházejí a zapadají pro nás, že jsme důvod, proč existuje vesmír, dělá pak věda medvědí službu naší domýšlivosti"   - Carl Sagan, americký astronom

Co jsou to vlastně hvězdy? Odkud se vzaly, jak fungují a jak to, že o nich tolik víme? Hvězda je v podstatě ohromný shluk vodíku a hélia držený a stlačovaný dohromady masivní gravitací. Gravitace působící na hvězdu je ohromná, vodík je v jádru hvězdy hlavní posloupnosti stlačen a zahřát takovým způsobem, že dojde k jeho slučovaní na těžší atomy helia, čemuž říkáme termojaderná fúze. Všechno ale musí mít někde svůj počátek.

Protohvězda


Jak nám napovídá naše intuice, na počátku zrodu každé hvězdy je potřeba materiál,
přesněji enormní množství materiálu (v řádu statisíců až miliónů hmotností Slunce). Takovou zásobárnou materiálu ve vesmíru jsou obří oblaky plynu a prachu které známe jako molekulová mračna nebo mlhoviny. Mlhoviny jsou pozůstatkem po explozi hypernovy (závěrečné stádium velmi hmotné hvězdy - červeného obra) a mívají v průměru až 50 parseků. Doba jejich existence je v řádu stovek miliónů let. Po dobu jejich existence se však můžou odehrát dva scénáře, buď jsou vlivem okolí "rozfoukány" anebo podlehnou gravitační kontrakci (smrštění). Nás bude pro zrod naší hvězdy zajímat, jak jistě tušíte, druhý scénář. Ke kontrakci je však třeba počáteční příčina. Tou může být nestejnorodost v hustotě částic (tj. rozložení hmotnosti v samotném oblaku), avšak mnohem častěji přichází impuls z venčí, jako například výbuch blízké supernovy, která tlakovou vlnou vyvržených vysokoenergetických částic může část mračna "srazit" k sobě. Možná někoho, stejně jako mě, napadne jak úžasnou roli mají supernovy při zrodu nové hvězdy, nejen že "dodají materiál" ale často i zárodečný impuls pro gravitační kontrakci. Dalším impulsy můžou být stejně tak okolní hvězdy, bombardující mlhovinu hvězdným větrem nebo ovliňující svou gravitací rozložení prachu a plynu v mračnu. Jestliže tedy máme impuls ke kontrakci, začne se mračno pomalu stlačovat, jistě vás napadne že nejvíce stlačený bude střed oblaku, který se tím pádem zahřeje. Částice vodíku zde získají vysokou kinetickou energii a vlivem difuze se "rozprchnou". Zde je totiž třeba připomenout vliv druhé významné složky mlhoviny, tedy prachu, který, je-li v mračnu obsažen, tuto tepelnou energii absorbuje a gravitační kontrakce tak může pokračovat v práci. Smršťování pokračuje do fáze kdy celý objekt dosáhne průměru ~5 AU (což představuje zmenšení v násobcích desítek milionů). V tuto chvílí narůstá tlak a teplota mnohem hustějšího a hmotnějšího jádra natolik, že je schopno balancovat účinky gravitace a kontrakci tak zarazí. Na světe je útvar známý jako protohvězda. Při tomto procesu se uvolňuje ohromné množství energie a proto bývá zářivý výkon protohvězd několikanásobně vyšší než u dospělé hvězdy. Při nárůstu teploty na cca. 1000K se odpaří prach, který absorboval teplo. Jádro protohvězdy tím tedy uvolní teplotu (ochladí se) a tlak a gravitace začne mít opět na vrch a započne další kontrakce. Při teplotě 2000k se rozpadají molekuly, což spotřebovává další teplo z jádra a gravitační kontrakce se opět dostává do zrychlené fáze. Kontrakce neustále tlačí jádro do sebe, čímž znova zvyšuje tlak a teplo. Když se teplota vyšplhá na 1x107K zapaluje se termojaderná fúze vodíku v jádře a na světě je nová hvězda typu T-Tauri. Hvězdy typu T-Tauri ještě stále přijímají okolní plyn, tudíž mají svůj akreční disk (plynový prstenec kolem obvodu tělesa). Postupem času hvězda přestane přijímat plyn, zbaví se akrečního disku a změní své spektrum. S dalším časem se z T-Tauri vyvine hvězda hlavní posloupnosti.

Hvězda na hlavní posloupnosti


U hvězdy hlavní posloupnosti pokračuje započatý proces termojaderné syntézy a gravitační kontrakce těžkého, horkého jádra. Následkem dalšího stlačování jádra narůstá opět tlak a teplota, čímž se urychluje termojaderná reakce a obal hvězdy se rozšiřuje aby mohl lépe odvádět zvýšený zářivý tok. Zářivý výkon po celou dobu života hvězdy v hlavní posloupnosti poroste a fúzní procesy se budou zrychlovat až do vyčerpání vodíku a helia a začátku tvorby těžších prvků. Čímž nakonec dojde k opuštění hlavni posloupnosti ale o tom až příště. Nejdříve bych se rád zmínil o tom jak vlastně typická hvězda hlavní posloupnosti funguje. To hlavně kvůli schopnosti existence do vysokého věku (až desítky miliard let) těchto hvězd, jenž svědčí o jejich fantasticky dlouhodobé, energetické a hydrostatické rovnováze. To není samozřejmostí a stojí za tím neuvěřitelná schopnost jakési samoregulace fyzikálních procesů uvnitř hvězdy. Jsou to rovnovážné stavy látky a procesů ve hvězdě. První z nich je Hydrostatická rovnováha. Hydrostatická rovnováha znamená, zjednodušeně řečeno, že součet všech navzájem proti sobě působících sil na určitou výseč hvězdné látky je roven 0 (tedy Ft+Fg=0). Což je po dosazení a úpravě vzorec:


Ft+Fg= [ dPdr - ρr gr ] S Δr rr = 0

dPdr = - ρr gr.


Ve chvíli kdy je tato hydrostatická rovnováha narušena (například pohybem určitého objemu látky uvnitř hvězdy) rozvíjí se konvekce. Dále nám o vývoji hvězdy může mnoho napovědět stavová rovnice plynové složky hvězdy

Pg= ρkTμsmH.

Ta nám v podstatě říká že se zvýšením střední hmotnosti částic látky
μs (zapřičiněné termojadernou fúzí, tj. změnou velkého počtu lehkých prvků na malý počet těžších prvků) ve výsledku klesne tlak Pg nad kterým tak začne vítězit gravitace a dochází ke kontrakci. Tahle prostá rovnice zajišťuje vůbec nějaký hvězdný vývoj. Kromě tlaku plynu působí proti gravitaci ještě tlak záření(fotonového plynu) jenž zjistíme z rovnice

Pt=43c σT4

jenž nám říká, že s rostoucí čtvrtou mocninou času T, roste tlak vyzařovaných fotonů. Což znamená že se projevuje až u velmi horkých a masivních hvězd.


Průlet skrze hvězdnou porodnici v mlhovině M-42 s komentářem

Pokračování v příštím díle článku.

0 komentářů:

Okomentovat

 
 
Copyright © Dobrodružství fyziky
Blogger Theme by BloggerThemes Design by Diovo.com