Druhy hvězd

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie

Hvězdy můžeme dělit podle několika hledisek:podle velikosti (a tím pádem i zániku), podle svítivosti a konečně i podle struktury. Ve vztahu na velikosti a hmotnosti hvězdy (počáteční m) mohou nastat tři různé způsoby zániku hvězd:

Obsah

[editovat] Hvězdy s m menší než 1,4 Slunce

V jádře hvězdy se díky termonukleárním reakcím vodík spaluje na He. Během tohoto stadia vývoje hvězdy se jasnost i poloměr hvězdy pomalu zvětšují, ale teplota je stále stejná (kolem 15 mil. K). Teprve po dlouhé době se hvězda začíná rychle zvětšovat a přitom povrchová teplota klesá (ale svítivost prudce roste). Tato fáze trvá jen poměrně krátkou dobu (několik set mil. let) a říká se, že se hvězda stala červeným obrem. Poté se oddělí mohutná atmosféra od jádra hvězdy a rozplyne se v mezihvězdném prostoru. Zbytek (jádro) má poloměr asi jen 10 000 km a je velmi husté. Tomuto útvaru říkáme bílý trpaslík. To je vlastně jen degenerovaný elektronový plyn = héliové jádro hvězdy (vodík už vyhořel), které vytváří krystalickou mříž (atomy He poskládány vedle sebe), ve které se pohybují volné elektrony. Bílý trpaslík svítí čím dál slaběji, až ho jednoho dne přestaneme pozorovat. Tomuto konečnému stadiu vývoje hvězdy říkáme černý trpaslík.

[editovat] Hvězdy s m větší než 1,4 Slunce a menší než 8 Sluncí

Tyto hvězdy se po vyčerpání jaderného paliva prudce mění. Rychlé hroucení hvězdného materiálu vede k rázové vlně => exploze hvězdného nitra = supernova. Z ní zbude nepatrný, velmi hustý a rychle rotující zbytek.(asi 30 otáček/sec) Tzn. těleso, jež (atmosféra má jen 1 mm) se sestává převážně z neutronů = neutronová hvězda. Pod atmosférou tohoto tělesa se nachází tuhá kůra, tvořená zčásti jadernou mříží, zčásti suprakapalinou (volné neutrony). V jádře hvězdy jsou hustě vedle sebe poskládány těžké elementární částice. Vysoká hustota neutronových hvězd je možná díky tomu, že neutrony lze napěchovat k sobě blíže než normální prvky. Mladé neutronové hvězdy silně září, avšak během krátké doby několika měsíců záření hvězdy klesá a pak už se neutronová hvězda v podstatě přestává vyvíjet. Prostě vyhasne a v podobě chladné kompaktní koule bude navždy bloudit vesmírem.

[editovat] Hvězdy s m větší než 10 Sluncí

Pokud si hvězda na konci svého života uchovala hmotnost větší než 3 Slunce, převáží gravitace nad jakýmikoli dalšími druhy sil a hvězda se začne rychle hroutit. Povrch hvězdy nakonec doslova padá volným pádem ke středu tělesa a gravitace roste nade všechny meze. Podle závěrů obecné teorie relativity to povede ke zakřivení prostoru v okolí hroutící se hvězdy. Pro každou hmotu existuje jistý kritický poloměr, zvaný Schwarzschildův, při němž se prostor kolem hvězdy uzavře a jakoby oddělí od našeho vesmíru. Pro běžné hvězdy činí tento poloměr zhruba 10 km. Ten je záludný v tom, že směrem dovnitř není vůbec žádnou překážkou, ale ven je překážkou zcela nepřekonatelnou. To platí pro jakékoli hmotné těleso, ba dokonce i pro elektromagnetické a světelné záření(fotony). Tomuto útvaru říkáme černá díra. Není vidět, nezabírá žádný objem,a přesto je.

[editovat] Dělení podle svítivosti

Hertzsprungův-Russelův diagram Na vodorovné ose je udána spektrální třída (povrchová teplota) hvězdy; na svislé ose absolutní hvězdná velikost (jasnost hvězdy ze vzdálenosti 10 kpc).

[editovat] Spektrální třídy

Dnes zařazujeme hvězdy hlavní posloupnosti do sedmi spektrálních tříd: O-B-A-F-G-K-M .Hvězdy třídy O:průměrná povrchová teplota= 35 000 K. Barva: namodralá. Na hlavní posloupnosti setrvávají 10 mil. let. Hvězdy třídy B: prům. povrch. T= 20 000K. Barva: modrá. Setrvávají: 60 mil. let. Hvězdy tř. A: T= 10 000K. Barva: bílá. Setrvávají: 300 mil. let. Hv. Tř. F: T= 7 500K. Barva: nazelenalá. Setrvávají: 1 mld. Let. Hv. tř. G: T= 6 000K. Barva: žlutá. Setrvávají: 10 mld. Let. (i naše Slunce). Hv. tř. K: T= 4500 K. Barva:načervenalá. Setrvávají: 20 mld. Let. Hv. tř. M: T= 3 500 K. Barva: červená. Setrvávají: 100 mld. Let. Setkáváme se také s jemnějším dělením spektrálních tříd pomocí číslic nula až devět. Např. naše Slunce patří ke spektrálnímu typu G2. Hvězdy tříd O, B, A označujeme jako rané hvězdy, hvězdy tříd G, K, M jako pozdní hvězdy. Nejranější hvězdy jsou třídy O3, nejpozdnější M10. Příslušnost hvězdy dané spektrální třídy k hlavní posloupnosti vyjadřuje další znak spektrální klasifikace, které říkáme luminozitní třída. To je odborný název pro svítivost, tedy skutečnou jasnost hvězdy. Luminozita se dá určit ze spektrálních čar nebo výpočtem ze vzdálenosti hvězdy. Hlavní posloupnosti odpovídá lum. třída V. Úplné označení spektrálního typu Slunce je tedy G2 V. Obří hvězdy označujeme jako III. Veleobrům přísluší I nebo II. Podobři: IV, bílí trpaslíci: VII.

[editovat] Dvojhvězdy

Dvojhvězdou nazýváme soustavu dvou hvězd, jež se vzájemně ovlivňují. Tím se myslí především gravitační působení a také intenzivní vzájemné ozařování a někdy vzájemná výměna hmoty. Dvojhvězdy se dělí na vizuální, spektroskopické a zákrytové. Vizuální jsou takové, které lze rozlišit přímo velkým dalekohledem. Spektroskopické lze rozeznat z periodického rozdvojování spektrálních čar. Jestliže je oběžná rovina dvojhvězdy skloněna k nebeské klenbě natolik, že při svém oběhu se obě složky aspoň částečně zakrývají, jde o zákrytovou dvojhvězdu. Statistiky ukazují, že 60-80 % všech hvězd se vyskytuje ve dvojicích nebo i ve větších skupinách.