interaktívne zoznámenie s kozmom
Otvorené pri príležitosti 120. rokov od narodenia M. R. Štefánika
|
|
interaktívne zoznámenie s kozmom |
Teraz ste tu: Stefanik » Vzdialený vesmír » Život hviezd späť na astroportal.sk
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 v merítku života hviezd, zistili by sme pravý opak: životný cyklus hviezd je dynamicky a často až neuveriteľne dramatický proces.
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.
Jednotlivé molekuly tohto mračna na seba pôsobia gravitačnou silou, čo má za následok, že sa priťahujú a pomaly pohybú. 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. 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 veľaráz 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.
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: jadrová reakcia. To znamená, že teplota a tlak v jadre sú dostatočne silné na to, aby došlo k jadrovej premene prvkov. 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.
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.
Hviezda je v tomto štádiu v rovnováhe, teda proti gravitácii pôsobí tlak žiarenia a ak by bol tlak žiarenia v porovnaní s gravitáciou slabší, hviezda by sa začala zmršťovať. Naopak, keby hviezda svoje žiarenie zvýšila, na uchovanie rovnováhy by musela zväčšiť svoj polomer. Čo sa z hviezdou deje ďalej, závisí od jej hmotnosti. Kým energia vytváraná stále novými a novými prvkami stačí na vyrovnanie gravitačnej sily, hviezda stále žije a v jej jadre vytvára nové prvky. Takýmto spôsobom vznikli zrejme všetky ťažšie prvky, z ktorých sa skladajú planéty, všetka živá aj neživá príroda, aj tento monitor a my.
Menej hmotné hviezdy sa dostanú do štádia, keď nebudú mať dostatočnú hmotnosť, aby sa v ich jadre vytvorila teplota na zapálenie "popola" z predchádzajúcich reakcií. Hviezde sa začne míňať palivo a nie je schopná si energeticky zabezpečiť svoju budúcnosť. Vtedy sa dostáva k slovu gravitácia, ktorá prevládne nad tlakom žiarenia a hviezda sa začne boriť. Ďalší vývoj závisí od hmotnosti hviezdy, môžeme ich rozdeliť na hviezdy:
Do prvej skupiny patrí aj Slnko. Ako hviezda vytváraním ťažších jadier hélia stláča svoje jadro, to sa pomaly zmenšuje a jeho teplota sa mierne zvyšuje, čo vedie k zvýšeniu jeho žiarivosti a hviezda v prirodzenej snahe uchovať si hydrostatickú rovnováhu rozšíri svoj polomer. Expanziou však dôjde k ochladeniu, na povrchových oblastiach hviezdy klesne teplota až na toľko, že sa jadrá začnú spájať s elektrónmi na neutrálne molekuly. Zmena teploty povrchu so sebou prináša aj zmenu farby povrchu, ktorý nadobudne červenú farbu.
Takéto zväčšené, červené hviezdy nazývame červení obri. Ich veľkosť je taká, že ich gravitácia nie je schopná pevne viazať neutrálne atómy vytvorené pri povrchu, ktoré začínajú pozvoľna opúšťať hviezdu do priestoru. Takto postupne vzniká okolo hviezdy obálka, nazývaná planetárna hmlovina. Iný proces sa však deje s jadrom, ktoré gravitácia hviezdy stláča a s jadra sa stáva malá a veľmi hustá guľa veľkosťou porovnateľná so Zemou. Keď červený obor odhodí svoje povrchové vrstvy, môžeme v strede planetárnej hmloviny vidieť obnažené bývalé jadro takejto hviezdy, ktorá už nie je ani červená, ani veľká.
Tieto objekty sú známe ako bieli trpaslíci. Skladajú sa z degenerovanej hmoty, ktorá vznikla postupným stláčaním jadra pôvodnej hviezdy. Táto hmota je rádovo stotisíckrát hustejšia ako voda a hviezda nie je schopná hmotu ešte viac stlačiť. Biely trpaslík žiari len z nahromadenej energie a postupne vyhasína. Chvíľu bude ešte žiariť, z bieleho sa stane žltý, oranžový, červený, čierny trpaslík, až ho nakoniec pohltí tma okolitého priestoru.
V prípade hviezd druhej skupiny majú hviezdy dostatočnú hmotnosť, aby vo svojom jadre zapaľovali stále ďalšie jadrové fúzie. Rad týchto reakcií sa končí pri železe. Železo je mimoriadne stabilné a vytváranie prvkov ťažších ako železo už neprináša žiadnu energiu, skôr ju spotrebuje. Keď hviezda dosiahla toto štádium, jej centrálne časti už nemôžu produkovať životodarnú energiu a celá hviezda sa nakoniec zrúti pod vplyvom vlastnej gravitácie. Železné jadro definitívne prestalo tvoriť energiu a porušená rovnováha medzi žiarením a gravitáciou spôsobí, že sa hmota jadra začne nekontrolovateľne stláčať. Jej hustota dosiahne hodnotu ako pri zmršťovaní jadra hviezd v prvej skupine, hmotnosť hviezdy je schopná stláčať jadro ďalej, až dosiahne hustotu samotných atómov, jej hustota je taká, že do jedného kubického centimetra sa zmestí bilión ton hmoty. Popri tom sa okolité vrstvy rútia obrovskými rýchlosťami na superhusté jadro, s ktorým sa stretnú v obrovskej zrážke.
Po náraze sa celou hviezdou preženie mohutná rázová vlna, ktorá hviezdu doslova roztrhá na kúsky. Táto katastrofa sa nazýva výbuch supernovy v jadre medzitým dôjde k poslednej jadrovej premene: elektróny sa vtlačia do protónov za vzniku neutrónov a neutrín. Takúto hmotu nazývame degenerovaný neutrónový plyn. Pri výbuchu supernovy dochádza k uvoľneniu obrovského množstva energie a zároveň k vytváraniu prvkov ťažších ako železo. Po nedávno objavených (a stále neuspokojivo vysvetlených) vysokoenergetických gama zábleskoch je supernova druhým najenergetickejším známym javom vo vesmíre. Hviezda na krátky čas zažiari jasnejšie ako celá ostatná galaxia a neskôr pohasne.
To, čo po nej ostane, je len neveľká guľa zložená iba z neutrónov, ktorú nazývame neutrónová hviezda. Má podstatne menšie rozmery ako biely trpaslík, rádovo len desiatky kilometrov. To sa odrazí aj na frekvencii jej rotácie. Ako hviezdny obor rotovala hviezda svojim pohodlným tempom. Rapídnym zmenšením svojho polomeru sa hviezda začne výrazne rýchlejšie otáčať, podobne ako keď krasokorčuliar chce zvýšiť frekvenciu svojich otáčok, dá svoje ruky k trupu. Perióda neutrónovej hviezdy môže byť od niekoľkých sekúnd až po desaťtisíciny sekundy. Okolo neutrónových hviezd je veľmi silné magnetické pole až 108 Tesla (pre porovnanie okolo Zeme je magnetická intenzita 5*10-5 T). Často sa stáva, že na povrchu neutrónovej hviezdy je aspoň jedno miesto, ktoré intenzívne vyžaruje rádiové vlny. Úzkym kužeľom pri svojej rotácií pravidelne ožaruje okolitý priestor ako námorný maják na pobreží. Pokiaľ v tejto rovine leží naša Zem, pozorujeme pulzy hviezdy ako blikajúci zdroj rádiového žiarenia, preto sa takéto neutrónové hviezdy nazývajú pulzary.
Hviezdy tretej skupiny čaká podobný scenár ako tých z druhej. Po vybuchnutí supernovy je hviezda tiež rozmetaná, ale tentoraz z nej neostane vôbec nič. Tomuto typu výbuchu sa v poslednom čase hovorí hypernova. Jej hmotnosť je taká veľká, že stláčanie ich jadra nezastaví ani neutronizovaná hmota a na mieste, kde pred chvíľou bola umierajúca hviezda, vytvorí sa zrazu čierna diera.
Spôsob, akým hviezda zanikne, teda závisí od jej hmotnosti. V každom prípade dochádza k zastaveniu nukleárnych reakcií v jadre a stláčaniu hviezdy v dôsledku gravitačného kolapsu, pričom miera stlačenia hviezdy priamo závisí od jej hmotnosti. Relatívne ľahké hviezdy sa stlačia menej, pričom odhodia svoju obálku a ostane po nich len biely trpaslík zhruba veľkosti Zeme.
Hmotnejšie hviezdy sú pri výbuchu rozmetané na kúsky a opäť ich hmotnosť určí, či po nich zostane neutrónová hviezda alebo sa zrútia až do štádia čiernej diery.
Posledná zmena:
© 2000, 2001 Štefánikova nadácia na podporu
astronómie na Slovensku (napíšte nám)