neděle 7. srpna 2011

Vývoj Hvězdy hlavní posloupnosti (2)

Termojaderná syntéza


Jak jsme si již řekli, v hvězdách probíhá termojaderná fúze při níž se slučují jádra lehčích prvků v jádra těžších prvků. To nám ale nebude stačit a podíváme se na celý tento proces trochu hlouběji. Budeme vycházet z toho co jsem napsal v předešlém díle. Těmito předpoklady jsou ohromný tlak a teplota ~ 8 - 10 miliónů Kelvinů způsobené gravitační kontrakcí. Při této teplotě mají jádra vodíku takovou kinetickou energii, že jsou schopny překonat elektrostatický odpor stejných nábojů protonů. Přesněji řečeno, při srážkách které probíhají za této energie se k sobě nukleony vodíku dostávají tak blízko, že se začne uplatňovat jaderná síla, která oba nukleony sváže v jeden. K takto tvrdým srážkám dochází i v tak žhavém místě jako je jádro hvězdy velmi zřídka a sami o sobě by tedy nehráli v tak malém množství výraznější roli pro energii brzdící další gravitační hroucení. Nicméně je zde ještě jeden jev který napomáhá termojaderné fúzi. Jde to tzv. kvantově tunelový jev, jenž pomáhá slučovaní jader i při méně energetických srážkách. Kvantové tunelování pochází s ze prazvláštního světa kvantové mechaniky a v podstatě umožňuje jádrům (protonům) protunelovat se skrze potenciálovou bariéru souhlasného náboje i při nedostatečné kinetické energii srážky. Tento mechanismus dostává důležité role ve velkém statistickém celku srážek. Jinak řečeno při dostatečném tlaku, teplotě a počtu srážek. Při jaderné fúzi dvou prvků dochází v celku k uvolnění ohromné energie v jádře hvězdy, jenž je z části vyzářena pomoci neutrin do okolního vesmíru a z části se uloží zpět do kinetické energie hmoty hvězdného jádra. Balanc mezi těmito dvěma způsoby naložení s energií vzniklou při fúzi pomáhá hvězdě udržet si teplotu a tlak po několik stovek milionů až miliard let a tím odolávat vlastní gravitaci. Energetická výtěžnost fůze se formuluje jako

ρε = nr Δm c2

kde ε je energetická výtěžnost fúze, nr množství reakcí proběhnuvších v jednotce objemu za jednotku času, Δm je úbytek na hmotnosti produktu (tedy těžšího jádra) reakce a Δm c2 einsteinovský vztah pro uvolněnou energii. Nejběžnějším typem reakce je slučování vodíku na helium, k níž může docházet dvěma způsoby. První a energeticky nejvýtěžnější je tzv. PP-řetězec, neboli proton-protonová reakce. Na začátku PP-reakce je srážka dvou protonů (dvou jader vodíku 1H), jejichž sloučením vzniká deuterium 2H, za úniku energie (hmotnosti) ve formě uvolněného γ fotonu, elektronového neutrina ve a jednoho pozitronu e+. Do vzniklého jádra deuteria narazí další proton vodíku a dojde ke sloučení na lehké helium 3H a uvolnění další energie. Ve finále se sloučí dvě lehká helia 3H na těžké helium 4H a uvolní se dva protony (dvě jádra vodíku) 1H, které pak zpětně vstupují do reakce. Zjednodušeně nám tedy ze 4 jader vodíku vznikne jádro helia a dojde k uvolnění energie a dvou jader vodíku. Uvolněná energie má velikost 26 MeV (Megaelektronvoltů). Druhým, komplikovanějším a méně energeticky výtěžným typem fúze je tzv. CNO cyklus. Zde vstupují do reakcí jádra vodíku 1H, uhlíku 13C, dusíku 14N a kyslíku 18O. Tyto těžké prvky se slučují s jádry vodíku, čímž zvyšují svojí hmotnost až se rozpadnou na jádro helia 4H za uvolnění energie. S přibývajícím časem a teplotou v jádře hvězdy dochází ke slučování těžších prvků za vzniku ještě těžších prvků, kdy se kolem jádra tvoří slupky podle probíhajících typů reakcí a prvků .Termojadernou reakcí tak postupem času vzniknou v jádře hvězdy všechny těžší prvky až do hmotnosti železa. Velmi zjednodušeně řečeno, při slučování železa se energie neuvolňuje ale je ji naopak třeba dodávat, čím železo začne "vysávat v energii, tlak a teplotu v jádře a vychýlí tak rovnováhu hvězdy v prospěch gravitace. Proces je bleskurychlý a vede ke smrti hvězdy, o tom ale až příště. Z předešlého je jasné, že zbytek těžších přírodních prvků může vznikat pouze mimo hvězdy hlavní posloupnosti. Přesněji za podmínek a reakcích odehrávajících se při explozi supernovy.

Spektrum a spektrální klasifikace hvězd


Záření vycházející z jádra hvězdy ve formě fotonů musí urazit dlouhou a složitou cestu než hvězdu opustí. Kromě neinteragujících neutrin, které odcházejí okamžitě, jsou zde ještě fotony, jimž tato cesta trvá mnohdy až miliony let. Nejproblematičtějším místem je pak atmosféra hvězdy, tzv. fotosféra. Zatímco ve vnějších vrstvách fotosféry záření prochází snáz a rychleji díky nízké teplotě a hustotě okolních částic. Ve vnitřní a hlubší části fotosféry je je látka pro fotonové záření prakticky neprůhledná. Fotony kterým se podaří tuto vrstvu obalu hvězdy opustit tak nesou informaci o místě kde byli emitovány, zejména o hustotě a teplotě. Tím vzniká ve fotosféře hvězdy to, čemu říkáme spektrum. Spektrum vzniká právě pomocí interakce záření s hmotou, jedná se o procesy absorbce, emise aj. Příchozí záření, nesoucí takto vzniklé spektrum proto může vypovídat o chemickém složení nebo hustotě a teplotě látky. Při vysoké teplotě a hustotě dochází k častým interakcím záření s hmotou, které mění energetické stavy "ostřelované hmoty" a tudíž i její spektrum. To mění (rozšiřuje) tvar spektrální čáry (zvětšuje se ΔE). Ze tvaru spektrální čáry se dá odvodit gravitační zrychlení ve fotosféře (povrchu) hvězdy. Dále z gravitačního zrychlení se dá zhruba odhadnout poloměr hvězdy a daného spektra a poloměru následně skutečný zářivý výkon hvězdy. Spektrum hvězdy nám toho může napovědět ještě mnohem více, prakticky vše co nás na hvězdě zajímá. Aby jsme si však udělali představu o základních spektrálních typech hvězd a jejich dělení předkládám sem spektrální klasifikaci. Jde o jednoduchý přehled spekter hvězd a k nim přiřazené základní údaje.

Tato tabulka ukazuje typické hodnoty pro hvězdy hlavní posloupnosti. Svítivost, poloměr a hmotnost jsou vztažené ke Slunci. Skutečné hodnoty jednotlivých hvězd se mohou lišit o 20-30%.
Spektrální
třída
Poloměr Hmotnost Svítivost Teplota
R/R M/M L/L K
O2 16 158 2,000,000 54,000
O5 14 58 800,000 46,000
B0 5.7 16 16,000 29,000
B5 3.7 5.4 750 15,200
A0 2.3 2.6 63 9,600
A5 1.8 1.9 24 8,700
F0 1.5 1.6 9.0 7,200
F5 1.2 1.35 4.0 6,400
G0 1.05 1.08 1.45 6,000
G2 1.0 1.0 1.0 5,700
G5 0.98 0.95 0.70 5,500
K0 0.89 0.83 0.36 5,150
K5 0.75 0.62 0.18 4,450
M0 0.64 0.47 0.075 3,850
M5 0.36 0.25 0.013 3,200
M8 0.15 0.10 0.0008 2,500
M9.5 0.10 0.08 0.0001 1,900

Pokračování v závěrečném třetím díle.

0 komentářů:

Okomentovat

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