neděle 7. srpna 2011

Vývoj Hvězdy hlavní posloupnosti (3)

Hertzsprungův-Russellův diagram a hlavní hvězdná posloupnost


Ve všech předchozích článcích o hvězdách jsem neustále mluvil o jakési hlavní posloupnosti. Mluvil jsem o tom, jak do ní vstupují protohvězdy, nebo jak jí opouštějí například červení obři. Co to tedy ta hlavní hvězdná posloupnost vlastně je? K vysvětlení je třeba vzít si na pomoc slavný Hertzsprungův-Russellův diagram. Ten spatřil světlo světa roku 1913 jako společná práce dánského inženýra Ejnara Hertzsprunga a amerického astronoma Henry Norris Russella. Oba vědci ve své práci přišli nezávisle na sobě na funkční závislost absolutní hvězdné velikosti a spektrální třídy hvězd (zmiňoval jsem v předchozím článku). O čem je řeč? Pokud by jsme pozorovatelné hvězdy vynášeli do grafu podle absolutní hvězdné velikosti (magnitudy - na grafu osa Y) a spektrální třídy (osa X), zjistíme naproti přirozenému očekávání že známé hvězdy nevyplní graf rovnoměrně. Naopak nám vytvoří určité množiny souřadnic (funkční závislosti). To je způsobeno jednak výběrovým efektem (na hvězdném nebi pozorujeme především svítivé hvězdy) ale především charakteristickými vlastnostmi hvězd v jednotlivých skupinách na HR diagramu.

Hertzsprungův-Russellův diagram, Kredit: ESA

Tyto charakteristické vlastnosti jednotlivých skupin můžeme dobře z diagramu odečíst. Tak například Bílí Trpaslíci (skupina White Dwarfs v levém dolním rohu) nabývají nejčastěji spektrální třídy B-A což odpovídá povrchové teplotě 30 000 - 7 500 K. Jejich absolutní velikost se pohybuje kolem +10 až +15 M, což odpovídá zářivému výkonu 10-2 - 10-4, tedy 0.01 - 0.0001 zářivého výkonu slunce Ls. Kromě Bílých trpaslíku jsou zde další skupiny, chronologicky: Protostars (protohvězdy), Main sequence stars (hlavní posloupnost), Red Giants stars / Supergiants (červení obři / nadobři), Variable stage stars (hvězdy v promněném období), Planetary nebula (planetární mlhoviny), White dwarfs (bílí trpaslíci), Black dwarfs (černí trpaslíci). Tyto skupiny nejsou různými hvězdami, jedná se pouze o různé fáze vývoje hvězd. Nejčetnější skupinou na diagramu jsou, jak jste asi odečetli, hvězdy tzv. hlavní sekvence (main sequence stars ~ hlavní posloupnost). Každá hvězda je v určitém období své existence hvězdou hlavní posloupnosti, jakou dobu zde stráví rozhoduje kromě vnějších vlivů hlavně její vlastní hmotnost (s tím související stavová rovnice). Většina hvězd však stráví na hlavní posloupnosti 80-90% svého aktivního života. Naše slunce je žlutým trpaslíkem, což je nejstabilnější a nejtrvanlivější podskupina v hlavní posloupnosti. Charakteristickými vlastnostmi hlavní sekvence jsou: získávání energie z termojaderné fúze (PP, CNO cykly), hydrostatická rovnováha, neměnné spektrum a teplota hvězdy podobu pobytu na hlavní posloupnosti a zářivý výkon úměrný třetí mocnině hmotnosti. To jak se hvězdy během své existence vyvíjejí krásně ilustruje následující animace (pro aktivaci potvrďte že chápete výše řečené).

Opuštění hlavní posloupnosti


Jak jsem se již v předchozích dílech článku o hvězdách zmínil, všechny hvězdy nakonec po dlouhé nebo kratší době hlavní hvězdnou posloupnost opustí. Existuje několik způsobů jak k tomu dojde. Všechny mají ale společnou příčinu, změnu chemického složení hvězdy a narušení hydrostatické rovnováhy. U řádově hmotnějších hvězd než je naše Slunce k opuštění dochází po dokončení fúze v jádře přítomného vodíku na helium, kdy se hvězda dostává do skupiny hvězdných obrů spalováním vodíku v tenkém obalu kolem heliového jádra. Hořící vodíková vrstva tvoří v tuto chvíli asi 80% tepelného výkonu obra. Uvolněné teplo společně s konvekcí začne nafukovat vnější vrstvy hvězdy do gigantických rozměrů (proto pojmenování obr). Gigantický povrch hvězdy i přes rychlejší a výkonnější reakce vodíkové vrstvy nedosáhne teploty povrchu u klasické hvězdy, což má za následek posun viditelného světla do červené (odtud červený obr). Heliové jádro se začíná smršťovat a v důsledku i zahřívat. Ve chvíli kdy zde teplota naroste na ~ 108K začíná fúze helia na těžší prvky uhlíku a kyslíku. Hvězdný obr se nyní dostává do stabilnější fáze, do období fúze helia na kyslík a uhlík. Jádro se znovu rozpíná a zasahují do něj konvekční proudy. Po spálení většiny helia a zahuštění jádra těžšími prvky, se analogicky tvoří fúzující vrstva helia kolem hmotnějšího jádra z těžších prvků. Tvorba fúzujících slupek pokračuje podle hmotnostní posloupnosti, kdy má červený obr našlápnuto k vytvoření železného jádra a explozi v supernově. Dalším způsobem jak méně hmotné hvězdy opouštějí hlavní sekvenci jsou bílí a černí trpaslíci. Taková hvězda opustí hlavní posloupnost, projde stádiem červeného obra a fúzuje helium na kyslík a uhlík. Do této fáze je scénář stejný jako u červeného obra směřující k supernově. Odehraje se však něco jiného. Extrémní tlak v jádře kde se tvoří těžší prvky než je helium exploduje. Nejde o supernovu, jedná se o tzv. Heliový záblesk. Ten je způsoben, jak už možná tušíte, právě nižší hmotnosti hvězdy. Gravitační tlak vnějších vrstev není schopen držet rovnováhu s tlakem zářícího plynu z fúzujícího jádra a Heliový záblesk odhodí vnější vrstvy hvězdy (vodík) do volného prostoru a uvolní velké množství energie. Kolem dohasínajícího jádra vznikne z odhozeného materiálu planetární mlhovina. Neaktivní jádro s počáteční teplotou ~ 50 000K postupem času vychladne a z bílého trpaslíka se stane černý trpaslík. Hustota bílých trpaslíků je zhruba milionkrát větší než hustota obyčejných hvězd a 99% jejich objemu tvoří degenerované jádro. 

0 komentářů:

Okomentovat

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