MIROSLAVOVY TAJUPLNÉ STRÁNKY

NA STRÁNKÁCH SE USILOVNĚ PRACUJE DĚKUJEME ZA POCHOPENÍ administraci v 'Nastavení stránek'.

ODKAZY

http://http://kaprarina.webnode.cz/

SUPER DOMÉNY NA PRODEJ

Plastová okna Akčně.Levně.Precizně

Plastová okna Akčně.Levně.Precizně

RADIO FENIX DJ MICHAL

MAPA

ITERAKTIVNÍ MAPA MARSU

ČT1 TV

ČT 1

zvuky z vesmíru

SETI HOME

SATELITNÍ MAPY A ATLASY

ON LINE WORLD

POČASÍ

STELITNÍ POHLED - POČASÍ

PRAHA

ON LINE KAMERY

 

HOROSKOPY

HOROSKOPY

ON LINE RÁDIO

ON LINE RÁDIO

ON LINE TELEVIZE

ON LINE TELEVIZE CELÉHO SVĚTA

SMS ZDARMA

SMS ZDARMA MUŽETE POSÍLAT NA 02 A VODAFON

webgarden|zone

Ukázkový odkaz

HLEDÁM - PRODÁM - KOUPÍM

Podpořte rozvoj stránek pomocí SMS Děkujeme

HVĚZDY - STAR

 

 

Hvězdy

      

Na polovině nebeské klenby rozeznáme okem asi 3000 hvězd. Ovšem jen za mimořádných podmínek v naprostém temnu a skvělých atmosférických podmínkách. Slabé hvězdy zpozorujeme až po jistém úsilí (to platí i v dalekohledu). Hvězdy se rodí z mezihvězdného plynu. Je-li oblak dost hustý, začne se pozvolna smršťovat až při dostatečném tlaku a teplotě uvnitř hvězdy naběhne jaderná fůze, řízená dostředivou gravitační silou a odstředivou energií vzniklou z termonukleární reakce. Přeměnou gramu vodíku v hélium získá hvězda energii 250000KWh. Hvězda žije, dokud probíhá fůze z lehčích prvků na těžší, přeměna začíná vodíkem a končí železem (u hmotných hvězd s ca 2,5x větší hmotností než Slunce). pozůstatek supernovy Nakonec se však dostupná zásoba vodíku v jádře hvězdy vyčerpá. Jádro plné hélia se rychle zhroutí a ohřeje natolik, že ve slupce kolem něj začne fůze vodíku na hélium, což nafoukne vnější vrstvy a hvězda se změní v červeného obra. Teplota nitra dosáhne hodnoty kolem 100 miliónů K, zatímco vnější vrstvy se silně ochladí a neobyčejně zřídnou. V hustém a horkém jádru červeného obra probíhá celá série fůzních reakcí, při nichž vznikají stále těžší prvky. Mezitím hvězda v důsledku silného hvězdného větru (proud částic) ztrácí hmotu. Po čase je do okolního prostoru odfouknut celý obal hvězdy, čímž se obnaží nesmírně žhavé a husté jádro obra o velikosti asi Země a zůstatek se nazývá bílý trpaslík. V tomto zhrouceném zbytku jsou těžce představitelné hustoty a jeden kubický centimetr látky z bilého trpaslíka má hustotu až milión krát větší než voda. Uplyne dlouhá doba a trpaslík vychladne a změní se postupně na hnědého a černého trpaslíka. Mluvíme o hvězdách zhruba o hmotnosti našeho Slunce. Málo hmotné hvězdy mají méně dramatický zánik a žijí velmi dlouho a umírají velmi tiše, hmotnější hvězdy tvoří červené veleobry. Smrt hvězdy hmotnější než Slunce přichází mnohem rychleji. Hmotnější hvězdy existují podstatně kratší dobu. Tyto hvězdy se smrští mnohem víc a jakmile teplota jádra překročí 3 miliardy K stavba hvězdy se rychle změní. Jádro se zhroutí na průměr několika kilometrů, výsledkem je neutronová hvězda, případně pulsar (neutronová hvězda k nám natáčí své magnetické póly, díky zachování hybnosti se otáčí velmi rychle např. 30x za sekundu) projevující se pulsy elektromagnetického zářením (známým příkladem je Krabí mlhovina). Zatímco vnější vrstvy, kde doposud probíhá fůze, se rychle zahřejí na 300 miliónů K. Výsledkem je kompletní fůze vnějších vrstev hvězdy, exploduje Supernova. V jediném zlomku je uvolněná energie, kterou Slunce dává po milióny let. Mocná rázová vlna rozmetá obal hvězdy do okolního prostoru rychlostmi až 10000 km/s. Při tomto procesu vznikají v jádru těžké prvky k železu (až transurany). V neutronové hvězdě je hustota ještě 100 milión krát větší než v bílém trpaslíku. Atomy jsou rozdrceny a hvězdu tvoří převážně neutrony. Konečným stádiem superhmotných hvězd je černá díra a hvězda exploduje jako hypernova. Černá díra má gravitaci tak silnou, že oběžnou rychlostí je rychlost světla. Proto z ní neunikne jediný paprsek ani elektromagnetické signály. V tomto útvaru neplatí fyzikální zákony běžného vesmíru. Kandidátem na černou díru je objekt rengenový zdroj Cygnus X-1. Jde patrně o dvojhvězdu, kde jasnější složka je mimořádně svítivý modrý veleobr, zatímco druhá složka je neviditelná ačkoliv má hmotnost mezi 6-9 slunečními hmotnostmi (vypočteno z oběhu složek kolem těžiště). Tato složka je důkazem černé díry. Rengenové záření přichází díky plynu, který proudí směrem k černé díře z nedalekého modrého veleobra. Atomy plynu jsou gravitací urychlovány k rychlosti světla a uvolňuje se energie formou rengenového záření. porovnání velikosti hvězdJasnější hvězda neznamená, že je nám blíž ani že je větší než Slunce. Může se jednat o to, že jasná hvězda svítí ve vzdálenosti 1000sv.r. stejně, jako slabá hvězda ve vzdálenosti 15sv.r. Vzdálenost blízkých hvězd se určuje z paralaxy. Během roku, tak jak Země obíhá kolem Slunce, mění hvězda polohu, kreslí na obloze malou elipsu, její velké poloose se říká trigonometrická paralaxa. Ze známého poloměru zemské dráhy se spočítá vzdálenost hvězdy v parsecích. Platí hodnota parsek= 1/paralaxa. Populární jednotka světelný rok=0,307 parseku a parsek=3,26sv.r. Nejbližší hvězda je Proxima Kentaura (systém trojhvězdy Toliman - alfa Kentaura) ve vzdálenosti 4,3sv.r. mající svítivost pouze 1/20000 Slunce.  Tato hvězdička svití jako bludička v porovnání s mohutným světlometem Denebu v Labuti, který má výkon víc jak 60000x větší než Slunce. Bílé a modrobílé hvězdy mají většinou teplotu povrchu mezi 10000 až 20000°C, žlutavé 5000 až 7000°C a červené pak 2000 až 4000°C. Mezi svítivosti, teplotou a hmotnosti hvězdy platí přímá úměra. Například 10x hmotnější hvězda než Slunce má vyšší povrchovou teplotu a svítivost 1000x větší. Naopak 1/10 hmotnosti Slunce svítí pouze 1/1000 Slunce. Průměrná hustota hvězd je jako u Slunce cca 1,3g/cm3. Nízkou hustotu mají červení obři a veleobři, naopak obrovskou hustotu mají bílí trpaslíci a neutronové hvězdy a to od 1000000g/cm3. Podle spektra se dělí hvězdy na třídy -O,B,A,F,G,K a M. Slunce patří k typu -G-. Tyto třídy se dělí na podtřídy 0-9 tak např. Slunce je G2. Vývoj hvězd zachycuje Hertzsprung-Russellův diagram. Zleva doprava jsou na něm seřazeny barvy hvězd. Vlevo jsou modrobílé hvězdy, uprostřed žluté a napravo červené. Svisle je zdola nahoru vynesena stupnice svítivosti v jednotkách svítivosti Slunce. Většina hvězd patří do tříd B až M. Existují také hvězdy třídy W, které mají vysoké povrchové teploty kolem 80000°C. Podle astronomů, kteří se něma zaobírali se jmenuji Wolf-Rayetovými hvězdami a jsou velmi vzácné, v naší Galaxii jich známe sotva 200 a dalších 50 bylo objeveno ve Velkém Magellanově mračnu. Jim podobné jsou hvězdy O s poněkud nižší povrchovou teplotou (ca 40000°C). Na opačném konci spektra jsou hvězdy tříd R, N a S. Jsou velmi vzácné, hodně vzdálené a slabé a téměř bez vyjímky mají proměnnou jasnost. Hvězdám třídy R a N se říká uhlíkaté hvězdy. Hvězdy typu S jsou nejchladnější a nejčervenější.

 

Čínský vědec: Mám důkaz existence tajemných kvarkových hvězd

velikost textu:
4. března 2009
Až dosud byli astronomové přesvědčeni, že exploze supernov vedou k dvěma možným výsledkům. Buď vzniknou černé díry, nebo neutronové hvězdy. Avšak nedávná pozorování ukázala, že existuje ještě třetí možnost - kvarkové hvězdy. Ty mohou být klíčem k pochopení dějů, které se odehrávaly v raném vesmíru.
Vesmír

Vesmír

Velmi hmotné hvězdy končí svůj život jako supernovy. Při těchto gigantických explozích jsou vnější vrstvy hvězd rozmetány do okolí a po hvězdách zbudou jen malá, velmi hustá jádra. Ta se vlivem extrémní gravitace smršťují, až teplota a tlak dosáhnou takových hodnot, při nichž se volné protony a elektrony spojují v neutrony. Vznikají neutronové hvězdy.

Kvarkové hvězdy

Nejhmotnější neutronové hvězdy ale mohou pokročit ve svém vývoji ještě o kousek dál. Krátce po první explozi by u nich teoreticky mohlo dojít ještě k druhému výbuchu, při němž by opět část hvězdy byla vyvržena do prostoru. Vlivem obrovských tlaků by se v nich neutrony mohly rozpadnout na kvarky a vznikly by podivné, kvarkové hvězdy, tvořené tzv. kvark-gluonovým plazmatem.

Pozorování  těchto hypotetických objektů by astronomům mohla významně pomoci objasnit, co se s vesmírem dělo v počátečních stádiích jeho vývoje. Předpokládá se totiž, že krátce po Velkém třesku byl celý vesmír prostoupen hustým oceánem kvarkové hmoty. Pro úplnost jen uveďme, že vůbec nejmasívnější hvězdy v našem vesmíru se na sklonku svého života stávají oběťmi dramatického gravitačního zhroucení a kolabují přímo do černých děr.

SN 1987A

Možných kandidátů na kvarkové hvězdy se v minulosti objevilo hned několik, ale přestože si na jejich objev činí nárok nejeden vědecký tým, jejich existence dosud nebyla spolehlivě prokázána. Zásadní zlom by ale v tomto ohledu mohla znamenat studie, kterou provedl Kwong-Sang Cheng z Honkongské univerzity.

Vesmír

Podle jeho závěrů, které by měly být brzy publikovány v prestižním The Astrophysical Journal, je pozůstatkem po výbuchu supernovy SN 1987A právě kvarková hvězda. Shodou okolností patří SN 1987A mezi nejbližší supernovy, které kdy byly pozorovány.

Místo jednoho záblesku dva

Je známo, že zrod neutronových hvězd je doprovázen výronem neutrin. Detektory neutrin v podobných případech zaznamenají jeden jediný záblesk. Ovšem výsledky měření neutrinovými detektory (japonský Kamiokande II a americký IMB), jejichž data Cheng ve své studii využil, podle něj jasně ukazují, že v případě supernovy SN 1987A šlo o výrony dva.

„Mezi oběma záblesky, které tyto detektory naměřily, existuje významné časové zpoždění,“ říká na severu časopisu New Scientist.

A hned přichází s vysvětlením svého nečekaného objevu. Tvrdí, že k prvnímu záblesku došlo při zrození neutronové hvězdy, zatímco druhý záblesk, který byl vyzářen o několik vteřin později, prý přináší svědectví o vzniku kvarkové hvězdy.

Cheng se domnívá, že tímto je existence kvarkových hvězd, podivných objektů nalézajících se na pomezí mezi neutronovými hvězdami a černými dírami, definitivně potvrzena. „Jde o velmi zajímavý a přijatelný model,“ komentuje v New Scientist Chengovy závěry jiný čínský expert Yong-Feng Huang z univerzity v Nanjingu.

„Může vysvětlit mnoho zásadních vlastností supernovy SN 1987A.“ Věhlasný strunový teoretik Ed Witten je ale ve svém hodnocení o poznání zdrženlivější: „Doufám, že mají pravdu. I když zpočátku jsem jim moc velké šance na úspěch nedával.“

Zdroj:

arxiv.org
www.newscientist.com
http://www.wikipedia.cz  

Posledni komentare
07.06.2016 22:36:49: zajímavé :-x nebankovní půjčky oproti zástavě
16.06.2015 15:54:12: Co nezbytná slova ... Wow, skvělý nápad 8-) pujcka online do 5000

Gravitační smršťování prahvězdy se zastavuje, jakmile se v jejím nitru zapálí termonukleární reakce. Kam se hvězda zařadí na hlavní posloupnost závisí na její hmotnosti. Tzn., že již při zrodu prahvězdy je předurčena povrchová teplota, zářivost a celá stavba atmosféry a nitra hvězdy. Je dokonce předurčeno, jak dlouho hvězda na hlavní posloupnosti zůstane, to znamená, jak dlouho bude ve svém jádře spalovat vodík v helium. Asi 12% celkové zásoby vodíku přemění hvězda v helium, než opustí hlavní posloupnost a stane se z ní červený obr. Protože spalování vodíku trvá velmi dlouho (s výjimkou velmi hmotných hvězd), nacházíme velkou většinu hvězd v naší Galaxii na hlavní posloupnosti. To znamená, že září z přeměny vodíku na helium.

Hertzprungův-Russellův diagram

klikni pro zvětšení Hertzprungův – Russellův diagram ukazuje vztah mezi zářivým výkonem (L) a povrchovou teplotou hvězdy (T). Na povrchové teplotě hvězdy závisí její barva, která se spojitě mění z červené přes žlutou a bílou až k modré. Každému teplotnímu intervalu byla přiřazena spektrální třída, která je uvedena v horní části nákresu. Zářivý výkon lze také vyjádřit pomocí absolutní hvězdné velikosti (M) v pravé části obrázku.


vznik hvězd život hvězd zánik hvězd

Nejbližší hvězdy

 

jméno vzdálenost (svět.let) hvězdná velikost souhvězdí
Proxima Centauri 4,2 15,5 Kentaur
Alfa Centauri A,B 4,4 4,4 ; 5,7 Kentaur
Barnardova hvězda 6,0 13,2 Hadonoš
Wolf 359 7,8 16,7 Lev
BD 2147 8,2 10,5 Velká medvědice
L726-8, UV Ceti 8,4 15,5 ; 16,0 Velryba
Sirius A,B 8,7 -1,4 ; 11,2 Velký pes
Ross 154 9,5 13,5 Střelec
Ross 248 10,4 14,8 Andromeda
Epsilon Eridani 10,8 6,1 Eridan

Astronomové pozorovali dosud nejjasnější explozi supernovy

Američtí astronomové pozorovali údajně dosud nejzářivější zaznamenanou explozi hvězdy.
Výbuch supernovy - kliknutím na obrázek zobrazíte obrázek v plné velikosti      Astronomové podle sdělení objevili zhruba 240 milionů světelných let vzdálenou supernovu už loni na podzim díky vesmírnému rentgenovému teleskopu Chandra a pozemské observatoře jev pozorovaly více než dva měsíce, což je na hvězdnou explozi nezvykle dlouho.

     "Bylo to opravdu monstrózní, s více než stonásobkem energie, než bývá pozorováno u typické supernovy," řekl vedoucí týmu astronomů Nathan Smith z kalifornské univerzity v Berkeley. "To znamená, že explodující hvězda možná byla tak masivní, jak jen hvězda může být, zhruba 150-násobkem našeho Slunce. Něco takového jsme ještě nikdy neviděli," řekl Smith.

     NASA si nyní klade otázku, zda v blízké budoucnosti budeme svědky další podobné nebeské podívané, a to mnohem blíže Země. Hvězda, která vyprodukovala zmíněnou supernovu s označením SN 2006gy, totiž podle expertů před explozí vyvrhla velké množství hmoty. Podobný proces byl přitom pozorován v Mléčné dráze u hvězdy Eta Carinae, která je vzdálená "jen" asi 7500 světelných let. To nabádá k domněnkám, že i tato hvězda by jednoho dne mohla vybuchnout coby supernova.

     "Nevíme jistě, zda Eta Carinae brzy exploduje, ale z opatrnosti ji pozorně sledujeme," řekl Mario Livio z vědeckého institutu pro vesmírný dalekohled v Baltimore. "Exploze Ety Carinae by se mohla stát nejúžasnější hvězdnou show v dějinách moderní civilizace," věří astronom.
vesmir.info (8. 5. 2007)

Vznik

Vznik hvězd

Vznik hvězd - obrázek

Při pohledu na noční oblohu vypadají hvězdy jako stálé a neměnné svítící body. Ve skutečnosti tomu tak není. Stále vznikají nové hvězdy. Rodí se z rozsáhlých oblaků chladného plynu a prachu, zvaných mlhoviny.

Z prvopočátečních plynoprachých mlhovin se vyvíjejí nestabilitami prvotní shluky (globule), budoucí zárodky hvězd. Jeli velikost mlhoviny větší než udává tzv. Jeansovo kritérium, může se hroutit samovolně. Vždy je však třeba určitý počáteční impuls. Tím může být exploze blízké supernovy, přechod přes spirální ramena galaxie, elektromagnetické síly nebo prolínání dvou galaxií. Srážky galaxií jsou ve Vesmíru asi dost častým jevem, ale nepředstavujte si je jako nějaký bouřlivý jev. Rozměry hvězd jsou mnohonásobně menší než jejich vzdálenosti a tak přímá srážka dvou hvězd je naprosto výjimečná. Jde spíše o prolínání dvou galaxií doprovázené překotnou tvorbou hvězd z vhodných mlhovin.

Podmínky pro vznik skupiny hvězd v mezihvězdném oblaku jsou tyto: 

  1. Oblak musí být stlačován
  2. Oblak musí ztratit nadbytečnou tepelnou energii
  3. Oblak musí snížit rychlost své rotace

Gravitačním smršťováním se v centru uvolňuje tepelná energie. Roste tlak a teplota v nitru. Na tzv. Hyashiho linii se zastaví rychlé smršťování. V rovnováze je gradient tlaku plynu s gravitačními silami. Později stoupne teplota a tlak v nitru natolik, že se zapálí termonukleární reakce - narodí se hvězda. Typickým příkladem jsou hvězdy rodící se ve Velké mlhovině v Orionu M42 a v Orlí mlhovině M16.

Mezihvězdná oblaka jsou složena také z prachových částic, ty na sebe berou úlohu chladiče. Atomy, které se díky stlačování zahřívají, narážejí na prachové částice, kterým předají svou kinetickou energii. Prachové částice se zahřívají a tepelnou energii rychle vyzáří v infračerveném oboru (tomuto stádiu hvězdného vývoje říkáme protohvězda). Tato teorie byla potvrzena pozorováním asi 30 zdrojů infračerveného záření v oblastech formování hvězd.
V nitru protohvězdy vzrůstá hustota, teplota a tlak (adiabatickým dějem), tím se brzdí rychlost padání částic do jádra. Kontrakce probíhá pomaleji. Tento stav zůstává několik desítek milionů let (záleží na velikosti protohvězdy). V důsledku zvyšování teploty se okolo 2  000 K vypaří prachové částice.

Video, zobrazující vznik hvězd

raznov.mpeg, (907.11kB)
Je třeba nějaký podnět, aby se v mračnu plynů zažehly termojaderné reakce a mohly vznikat nové hvězdy. Tím podnětem může být např výbuch supernovy v blízkosti mračna.

Charakteristika

Rozdělení

Základní charakteristiky hvězd lze rozdělit do dvou základních skupin – na vnitřní a vnější parametry. Vnější charakteristiky dělíme na relativní (vzdálenost a hvězdná velikost), protože závisí na poloze pozorovatele, a absolutní.
Vnitřní charakteristiky jsou pouze dvě, a to centrální teplota a tlak.

Vnější

Vnitřní

Hvězdná velikost

Centrální teplota

Vzdálenost

Centrální tlak

Spektrální třída

 

Efektivní teplota

 

Magnituda

 

Rozměr

 

Hmotnost

 

Chemické složení

 

Vlastní pohyb

 

Hvězdná velikost

pozorovaná hvězdná velikost mv
fotometrická veličina, která udává jasnost objektu (světelného zdroje) na obloze. Její hodnota představuje pozorovaná, tedy subjektivně vnímanou nebo přístrojem detekovanou, jasnost hvězdy. Hodnota hvězdné velikosti nemá nic společného se skutečnými rozměry hvězdy či jiného nebeského objektu.
Hvězdná velikost světelného zdroje je logaritmická veličina, odvozená z jasnosti (jasností, vizuální jasností, j světelného zdroje rozumíme hustotu světelného toku způsobeného daným zdrojem v místě pozorování za podmínky, že mezi zdrojem a místem pozorování není zemská atmosféra):

  Vzorec (1)

Vztah (1) se nazývá Pogsonova rovnice, přičemž j0 je referenční jasnost, kterou má zdroj m = 0 mag,
tj. j0 = 2,54 .10-6 lm.m-2.
Jedná se o bezrozměrnou veličinu a hlavní jednotka jasnosti je 1 magnituda = 1 mag. Hvězdná velikost se zmenší o 5 mag, vzroste-li jasnost stokrát.

absolutní hvězdná velikost Mv
hvězdná velikost, kterou by hvězda měla podle předchozí definice ve vzdálenosti 10 parseků čili 32,6 světelných roků. Závisí jen na skutečné svítivosti hvězdy. Vztah mezi absolutní hvězdnou velikostí M a pozorovanou hvězdnou velikostí m je dán rovnicí

  Vzorec (2)
kde r je vzdálenost hvězdy v parsecích od pozorovatele.

Při stanovení hvězdné velikost na základě vizuálního pozorování nazýváme tuto veličinu vizuální hvězdnou velikostí a značíme ji mv; je-li změřena ze snímku pořízeného fotografickou cestou, nazýváme ji fotografickou hvězdnou velikostí a značíme mph, resp. mpv při použití fotografického materiálu s obdobnou citlivostí, jakou má lidské oko (z angl. photovisual).



 (Omlouvám se za nečitelnost použitých rovnic, ale jsou to obrázky, takže kdo si je chce v klidu přečíst, doporučuji uložit obrázek a pak by mělo jít všechno číst v klidu...)

Vzdálenost

Vzdálenost - obrázek

Délka je jedna ze základních fyzikálních veličin. Udává vzdálenosti mezi dvěma body v prostoru.
Základní jednotkou je metr, zkratka m.
V astronomii se používají jednotky vedlejší nebo speciální – astronomická jednotka (AU), světelný rok (ly) a parsek (pc).

astronomická jednotka, značka AU
Průměrná vzdálenost Země od Slunce. 1 AU = 149,6×106 km.

světelný rok, značka ly
Vzdálenost, kterou světlo ulétne za jeden rok. 1 l.y. = 9,46×1012 km.

parsek (paralaktická sekunda), značka pc
Vzdálenost, ze které by poloměr oběžné dráhy Země byl kolmo k zornému paprsku vidět pod úhlem 1". 1 pc = 30,9×1012 km = 3,27 l.y.

Nejbližší hvězdy

Hvězda 

Vzdálenost

Slunce

8 minut

Proxima Centauri

4,27 l.y.

Alfa Cent A

4,31 l.y.

Alfa Cent B

4,31 l.y.

Barnardova šipka

6,0 l.y.

Wolf 359

8,1 l.y.

Lalande 21185

8,2 l.y.

Sírius

8,6 l.y.

Luyten 726-8

8,6 l.y.

Ross 154

9,6 l.y.

Ross 248

10,3 l.y.

eps Eridani

10,7 l.y.

Ross 128

10,8 l.y.

Luyten 789-6

11,1 l.y.

Groomgridge 34

11,3 l.y.

eps Indi

11,3 l.y.

Spektrální třídy

Spektrální třídy - obrázek

Spektrum

Spektrum je záření rozložené na jednotlivé barvy podle vlnových délek. Nejjednodušší je sluneční spektrum, říkáme mu spojité pozadí nebo také kontinuum. To odpovídá zhruba křivkám podle Planckova vyzařovacího zákona. Spojité spektrum vzniká ve hvězdách ve stlačených plynech (plazmatu) a je přerušeno tmavými čarami. Jsou to tzv. Fraunhoferovy absorpční čáry. Ty vznikají při průchodu světla chladnějším a méně stlačeným plynem v atmosféře hvězdy. Atomy chladnějšího plynu pohlcují záření (jsou ionizovány) přicházející ze spodních teplejších vrstev. Děje se tak pouze na některých vlnových délkách podle toho z jakého plynu je atmosféra tvořena. Protože atomů je mnoho, projeví se to na spojitém pozadí tmavou čarou. Ta signalizuje přítomnost toho kterého prvku v atmosféře hvězdy.
Jestliže dochází k rekombinaci atomů (návrat do základního stavu), dochází také k  vyzáření fotonu určité vlnové délky, což se projeví jasnou emisní čárou. Emisní čáry se vyskytují na stejných místech spektra jako čáry absorpční.

Spektrální třídy

Rozdělení na spektrální třídy bylo navrženo na Harvardově universitě (Harvardská spektrální klasifikace) před více jak sto lety. Původně byly hvězdy rozděleny do osmi skupin podle typu spektra (O, B, ... M). Ve skutečnosti typ spektra závisí na povrchové teplotě hvězdy a tak spektrální třída vypovídá spíše o teplotě hvězdy než o jejím složení.

W

80 000 K

O

60 000 K

B

39 000 K

A

15 400 K

F

9 000 K

G

6 700 K

K

5 400 K

M

3 800 K

L

2 200 K

T

1 499 K

  • W:  Wolfovy-Rayetovy hvězdy jevící široké emisní čáry vodíku a helia.
  • O: Silné spojité spektrum, absorpční čáry ionizovaného helia. typický představitel: Hatysa, Meka, Menkib
  • B: Absorpční čáry neutrálního helia, Balmerovy série vodíku a ionizovaného kyslíku. typický představitel: Rigel, Spika
  • A: Silné čáry Balmerovy série vodíku. Objevují se čáry ionizovaného vápníku a čáry kovů. typický představitel: Sírius, Vega
  • F: Čáry Balmerovy série slábnou, zesilují se čáry ionizovaného vápníku a kovů. typický představitel: Procyon, Canopus
  • G: Velmi silné čáry ionizovaného vápníku, slabé čáry Balmerovy série, početné čáry kovů, zejména železa. typický představitel: Slunce, Capella
  • K: Silné čáry kovů, slabé absorpční pásy molekul. Hvězdy mají oranžovou barvu. typický představitel: Arktur, Aldebaran
  • M: Silné pásy molekul, zejména oxidu titanatého. Hvězdy mají červenou barvu. typický představitel: Antares, Betelgeuze
  • L: Chladní trpaslíci balancující na hranici udržení TN syntézy, maximum záření v IR, pásy molekul FeH, CrH, H2O, CO2.
  • T: Při teplotě pod 1499 K vzniká metan a ve spektru se objevují typické IR čáry metanu.

Posloupnost spektrálních tříd si můžete zapamatovat za pomoci anglické mnemotechnické pomůcky:  "Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss My Lips" nebo českého ekvivalentu "Olda bude asi fňukat, Gustave, kup mu lízátko".

 

Typ spektra

Za označení třídy se přidává typ spektra:

  • f – široké emisní čáry vodíku v horkých hvězdách
    p – zvláštní, neobyčejné spektrum
    e – spektrum s emisními čarami
    n – rozmazané čáry ve spektru (mlhoviny, rotace)
    s – ostré čáry
    k – čáry mezihvězdného plynu
    m – čáry kovů
    v – proměnné spektrum
    pec – zvláštní, nepravidelné

 

Třída svítivosti

Před označení hvězdy se ještě přidává zkratka pro třídu svítivosti, která se používá k odlišení typu hvězd se stejnou povrchovou teplotou:

  • sd – podtrpaslík
    d – trpaslík
    wd – bílý trpaslík
    sg – podobr
    g – obr
    c – veleobr

 

Yerkesská klasifikace

Yerkesská klasifikace z roku 1943 udává také upravené třídy svítivosti:

Ia – nejjasnější nadobři (také veleobři)
Ib – méně jasní nadobři
II – jasní obři
III – normální obři
IV – podobři
V – hvězdy hlavní posloupnosti
VI – podtrpasličí hvězdy


Třídy I až V se dělí ještě na podtřídy:

a – jasná,
ab – normální,
b – slabá

Efektivní teplota

Efektivní teplota - obrázek

Efektivní teplota je teplota takového černého tělesa, které vyzařuje na 1 m2 stejné množství energie jako hvězda. Pomocí sluneční konstanty (množství sluneční energie dopadající za 1 s na plochu 1 m2 kolmou k paprskům ve vzdálenosti 1 AU – 1 367 W.m-2) lze vypočítat, kolik vyzařuje 1 m2 povrchu Slunce, a tak určit jeho hodnotu efektivní povrchové teploty (Tef = 5 780 K). Vyzařování hvězd a absolutně černých těles se liší.
Efektivní teplotu lze také definovat jako teplotu černého tělesa, které má stejný povrch 4πR2 a stejný zářivý výkon L jako hvězda. Podle Stefanova zákona pro zářivý výkon černého tělesa ve tvaru koule o teplotě T a poloměru R platí L = 4πR2σT4. Pro hvězdu stejné velikosti a o stejné teplotě platí L = 4πR2σTef4, kde Tef je efektivní teplota a σ je Stefanova – Boltzmannova konstanta, σ = 5,67051.10-8 Wm-2K-4.

(Na obrázku je vidět, že hvězdy mají různou barvu, která vypovídá o jejich efektivní teplotě; modré=teplejší, červené=chladnější)

Magnituda

Magnituda (logaritmická míra jasnosti objektu)

relativní magnituda m: m = - 2,5 log I. Tato definiční rovnice se nazývá Pogsonova rovnice. Koeficient je volen tak, aby hvězdy s rozdílem pěti magnitud měly podíl vzájemných jasností 1:100. Znaménko minus v definici je z historických důvodů. Magnitudy takto vypočtené odpovídají historickému dělení hvězd do šesti skupin (nula nejjasnější, 5 nejméně jasné pozorovatelné okem). Nejjasnější hvězda na severní polokouli Arcturus má magnitudu -0.04, nejjasnější hvězda celé noční oblohy - Sirius má magnitudu - 1,6. Relativní magnituda vypovídá o skutečné jasnosti hvězdy na obloze, která kromě svítivosti závisí i na vzdálenosti hvězdy.

absolutní magnituda M: Magnituda, kterou by hvězda měla podle předchozí definice ve vzdálenosti 10 pc. Závisí jen na skutečné svítivosti hvězdy. Každou hvězdu si představíme „přestěhovanou“ do vzdálenosti 10 pc. Zadáváme-li vzdálenost hvězdy v parsecích, platí mezi absolutní a relativní magnitudou jednoduchý vztah: M = m + 5 - 5 log r.

Slunce

-26,6

Měsíc v úplňku

-12,6

Venuše

-4

Sírius

-1,6

Arcturus

0

Lidské oko

5-6

Velké dalekohledy

30

Nejjasnější hvězdy

Hvězda

Vzdálenost v LY

Magnituda

Srius

8,8

-1,6

Canopus

98

-0,7

Alfa Centauri

4,4

-0,3

Arcturus

36

0,0

Vega

26

0,0

Capella

46

0,1

Rigel

815

0,1

Prokyon

11,4

0,4

Betelgeuse

489

0,5

Acharnar

65

0,5

Hadar

525

0,6

Altair

16,6

0,8

Rozměr

Rozměr - obrázek

K měření průměru hvězd a k rozlišení jemných detailů v jejich spektrech slouží různé typy optických interferometrů. Interferometrie je obor, který se věnuje studiu nebeských těles na základě analýzy interferenčních obrazců. Jestliže dopadající elektromagnetické záření rozdělíme na dva svazky (z nichž jeden fázově posuneme), které potom znovu svedeme dohromady, dojde k interferenci. Výsledný interferenční obrazec v podobě soustavy kroužků umožňuje získat podrobnější informaci o zdroji než rozbor původního paprsku.

První interferometr zkonstruoval Albert Michelson ve dvacátých letech minulého století. Před objektiv dalekohledu umístil ocelový nosník, na jehož obou koncích se nacházela zrcadla. Tím vzniklo zařízení, které umožnilo měření průměru několika velkých a blízkých hvězd na základě měření interferenčního obrazce, pozorovaného v okuláru. V současné době se používá stejná metoda, ale využívají se dva dalekohledy, spojené elektronicky nebo prostřednictvím laserových paprsků a lidské oko nahradily fotometry.

Povrch hvězdy byl poprvé vyfotografován v roce 1995 (Betelgeuse, HST). Interferometricky byl úhlový rozměr hvězd poprvé naměřen v roce 2001 na interferometru tvořeném čtyřmi dalekohledy VLT se základnou 200 m. Šlo o hvězdu γ Cru (0.025") a α Hyd (0.009").

(Na obrázku vidíte: První přímý snímek hvězdy jiné než naše Slunce, který pořídil Hubblův kosmický dalekohled. Jedná se o hvězdu alfa v souhvězdí Oriona, která má jméno Betelgeuse. Je to červený veleobr v zimním souhvězdí Orionu.)

Sluneční poloměr RS je vzdálenost od středu Slunce k povrchu sluneční fotosféry. Je to jedna ze slunečních jednotek, jejíž pomocí se vyjadřuje velikost hvězd. RS = 695 997 km.

Typ hvězdy

Rozměr

veleobři 

až 500 RSlunce

obři

až 80 RSlunce

hlavní posloupnost

0,5 až 20 RSlunce

bílí trpaslíci 

1000 až 10 000 km 

neutronové hvězdy   

10 až 100 km

Hmotnost

Základní charakteristikou hvězdy je její hmotnost, tj. množství látky (plazmatu, degenerované látky, neutronového plynu), z níž je hvězda gravitací vybudována. Jde o plazmatická kosmická tělesa, složená z 1056 – 1058 částic, především elektronů, protonů a jader hélia.

Příkladně počet částic v nitru Slunce je zachycen v tabulce:
  elektronů 1,0.1057 částic
  protonů 8,2.1056 částic
  jader hélia 8,7.1055 částic
  ostatních jader 1,4.1055 částic
  fotonů 1,1.1054 částic
  celkem 1,9.1057 částic

Hmotnost lze určit z jejího gravitačního působení (3. Keplerův zákon) buď na jinou hvězdu (ve dvojhvězdách), nebo na fotony (gravitační posuv).

Jednotkou hmotnosti je kilogram. Astronomickou jednotkou hmotnosti je sluneční hmotnost MS (přibližně 2.1030 kg). Hmotnost hvězd je někdy udávána počtem baryonů, z nichž je složena.

Hmotnosti hvězd jsou v rozmezí 0,08 až 100 slunečních hmotností. Avšak velká většina hvězd má hmotnost v úzkém rozmezí 0,3 až 5 MS. Spodní mez je dána tím, že prahvězda o hmotnosti menší než 0,08 hmotnosti Slunce nemá dostatek gravitační síly, aby se smrštěním v nitru zahřála na teplotu minimálně 7 mil. K, která je potřebná k hoření vodíku. Taková prahvězda nedosáhne hlavní posloupnosti a stane se hnědým trpaslíkem. Horní mez je dána tím, že při vyšší hmotnosti než 100 Sluncí je teplota v nitru příliš vysoká a tlak záření, který roste (podle Stefanova zákona) se čtvrtou mocninou teploty, převládne nad gravitací. Prahvězda je rozhozena tlakem záření ještě před tím, než dosáhne hlavní posloupnosti.

Chemické složení

Jedná se o průměrné složení látky ve hvězdě. Vyjadřuje se relativním zastoupením jednotlivých prvků. Nejhojnějším prvkem je vodík (téměř 80 % všech atomů), následuje helium (téměř 20 %). Všechny ostatní prvky dohromady představují jen asi 2 % všech atomů ve vesmíru.

Chemické složení není konstantní, ale s časem se mění. Nejlépe je prostudováno u Slunce, protože s ním máme přímý kontakt díky slunečního větru, což je expandující svrchní části sluneční atmosféry. Nicméně jeho chemické složení se neurčuje ze slunečního větru, ten vzniká až v koróně. Spíše se používá spektroskopická metoda se započtením vývojových efektů pomocí modelů. Poměrné zastoupení určitých chemických prvků v kosmických objektech, nazývané též abundance, se v astrofyzice nejčastěji vyjadřuje v logaritmech počtu atomů vztažených vůči takovému množství látky, v němž je obsaženo právě 1012 atomů vodíku (zastoupení počtu), případně 1012 kg vodíku (hmotnostní zastoupení).

V následující tabulce je uvedeno standardní chemické složení povrchových vrstev Slunce, které můžeme ze Země bezprostředně analyzovat. Z údajů vyplývá, že na 1 000 atomů vodíku v povrchových vrstvách Slunce připadá 85 atomů helia a 1,2 atomu lehčích prvků, tj. kyslíku, uhlíku, dusíku nebo neonu, a 0,14 atomu těžších prvků. 1 000 kg sluneční látky je tvořeno 733 kg vodíku, 249 kg helia a 17 kg jiných prvků: 8 kg kyslíku, 3 kg uhlíku, 1,6 kg železa, 1,2 kg neonu, 0,9 kg dusíku, 0,7 kg křemíku, 0,5 kg síry a dalšími prvky. Střední atomová hmotnost sluneční směsi je 1,36 u, střední atomová hmotnost zcela ionizovaného materiálu je 0,60 u.

Prvek atomy hmotnosti Prvek atomy hmotnosti
H 12,00 12,00 Ar 6,80 8,40
He 10,93 11,53 Ni 6,30 8,07
O 8,82 10,02 Ca 6,30 7,90
C 8,52 9,60 Al 6,39 7,78
Fe 7,60 9,35 Na 6,25 7,61
Ne 7,92 9,22 Cr 5,85 7,57
N 7,96 9,11 Cl 5,60 7,20
Si 7,52 8,97 Mn 5,40 7,14
Mg 7,42 8,81 P 5,52 7,01
S 7,20 8,71 Co 5,10 6,90


Vnitřní chemické složení slunečního materiálu se od složení materiálu na povrchu poněkud liší. Směrem do centra (jak to dokládají i helioseismometrická měření) roste abundance helia. To je zcela ve shodě s naší představou, že právě v centrálních částech naší hvězdy se vodík postupně termonukleárně spaluje na helium.

Hustota (10-7 až 1015 ρSlunce). V hustotách se hvězdy liší nejvíce.

veleobr

Slunce

bílý trpaslík

neutronová hvězda

10−6 g/cm3

1,4 g/cm3

106 g/m3

 1014 g/cm3

Charakteristika

Vlastní pohyb

Vlastní pohyb - obrázek

Vlastní pohyb (tangenciální, radiální rychlost). Tangenciální pohyb způsobuje změnu tvaru souhvězdí v průběhu tisíciletí. Radiální pohyby způsobují změny frekvence a jsou měřitelné pomocí  Dopplerova jevu (změny polohy spektrálních čar způsobené přibližováním či vzdalováním objektu). Největší vlastní pohyb byl naměřen u hvězdy Barnardova šipka (vrad = - 110 km/s).

(Na obrázku je: Dopplerův jev. Dvě sirény na autech vydávají tón o stejné výšce. Zelené auto se vzdaluje od pozorovatele (mikrofon), který zvuk jeho sirény vnímá jako nižší; naopak oranžové auto se k němu přibližuje a zvuk jeho sirény je pro pozorovatele vyšší.)

Centrální teplota a tlak

Centrální teplota a tlak - obrázek

Fyzikální podmínky v nitru hvězd

Ve stabilní hvězdě musí platit v každém místě jejího nitra rovnováha mezi gravitační silou a silou vztlakovou. Říkáme, že hvězda je v hydrostatické rovnováze. Na vztlakové síle se podílí zejména tlak plynu. V nitru velmi žhavých hvězd se uplatní také tlak záření.

Pokud chcete více proniknout do centrální teploty a tlaku ve hvězdě, případně si je zkusit vypočítat, můžete navštívit tuto stránku: http://www.astro.pef.zcu.cz/hvezdy/main.php?tema=charakteristika&page=18   

Vývoj a stadia

Základní charakter hvězd

Základní charakter hvězd - obrázek

Životní osud každé hvězdy je přísně spjat s její hmotností a není možné, aby se z málo hmotné hvězdy stala černá díra, či naopak z velice hmotné hvězdy stal bílý trpaslík.

      Prvotní reakce, které propuknou ve vznikající hvězdě, jsou založeny na přeměně vodíku, jenž slouží jako palivo pro hvězdu, na nový prvek a to hélium. Při této reakce vznikají i další formy produktů. Jsou to hlavně energie a neutrina. Tyto produkty provázejí hvězdu po většinu jejího života a budou se podílet i na jejím zániku. Je důležité si uvědomit, že ve hvězdě na sebe působí několik protisil, jenž se snaží na jedné straně hvězdu rozervat a na druhé ji vměstnat do jediného bodu. Sílá, která se snaží v těsnat všechnu hmotu do jediného bodu je gravitační síla a síla působící proti gravitaci je tlak plynu, jenž není závislý na teplotě, hustotě a chemickém složení hvězdného materiálu. Jestliže některá tato síla ochabne dostane větší prostor ta druhá a dojde například ke smršťování, které může být trvalé, či pouze dočasné. A to právě v konečné fázi hvězd dává několik možností, jak může hvězda skončit svojí pouť po vesmíru. (... pokračování v rubrice Zánik hvězd)

HR Diagram

HR Diagram - obrázek

Popis k HR Diagramu na obrázku:

  • 1-2 protohvězda, smršťování volným pádem, zvyšování teploty
  • 2 rovnováha gravitace a tlaku látky
  • 2-3 pomalé smršťování při rovnováze
  • 3 zapálení TJ reakcí, „pobyt“ na hlavní posloupnosti
  • 3-4 dohoření H v jádře
  • 4-5 smršťování jádra, zvyšování teploty
  • 5 zapálení H ve slupce kolem jádra
  • 5-6 hoření H ve slupce, zvyšování hmotnosti He jádra
  • 6 zapáleni He v jádře, červený, žlutý oranžový obr
  • 6-7 rozpínání a chladnutí obalu -> únik hmoty
  • 7 dohoření He v jádře, smršťování jádra, zapálení He v obálce, ... atd. až po skupinu železa
  • 8 -> stadia pulsací, gravitační smršťování.

Začátkem tohoto století se dva astronomové (nezávisle na sobě) pokusili vytvořit řád rozmanitosti typu hvězd. Ejnar Hertzsprung (z Holandska) a Henry Norris Russel (z USA) vypracovali Hertzsprung-Russelův diagram (zkráceně HR diagram), který zobrazuje závislost povrchové teploty na její jasnosti s ohledem na vzdálenost od nás. Většina hvězd včetně Slunce se soustřeďuje do pásu táhnoucího se zleva doprava celým diagramem a nazývá se hlavní posloupnost. Tyto hvězdy se často nazývají trpasličí, přestože některé jsou 20krát větší a 20 000krát jasnější než Slunce. Na diagramu je na vodorovné ose uvedena povrchová teplota v kelvinech (roste zprava doleva) a na svislé ose je zářivost hvězdy(množství energie vyzářené hvězdou za jednotku času).
V tomto diagramu vystupují tyto typy hvězd: červení trpaslíci, bílí trpaslíci (white dwarfs), červení obři (giants) a veleobři (supergiants). Červení trpaslíci - nacházejí se v chladné a slabě zářící oblasti konce hlavní posloupnosti. Jsou nejobvyklejším typem hvězd a jsou menší než je naše Slunce. Mají životnost až desítky miliard let.

Protohvězdy

Protohvězdy - obrázekJsou útvary, které stojí právě na počátku života "dospělé" hvězdy. Jak ale taková protohvězda vypadá? To je poměrně složitá otázka, protože v dnešní době není žádná takováto protohvězda známá, ale lze usuzovat, že by měla mít v průměru něco kolem deseti miliard kilometrů a teplota ve středu by byla několik stovek kelvinů. Aby vznikla z protohvězdy hvězda musí se zárodku podařit vyzářit zbytečné záření, jenž zabraňuje dalšímu smršťování a obalování se hmotou. Když se podaří vznikající hvězdě toto záření vydat, dojde k poměrně rychlému (na astronomické poměry) smrštění hvězdy, jenž trvá okolo stovek tisíc let. Během této doby se hvězda smrští do konečné podoby a naplno se v ní rozběhne termonukleární reakce, jenž má za následek vznik světla a tepla.

Hvězdy na hlavní posloupnosti

Hvězdy na hlavní posloupnosti - obrázek

Hvězdy stráví na hlavní posloupnosti (HP) asi 85 % svého života. V tomto stádiu je pro ně charakteristické:
- energie je čerpána z termonukleární fúze
- poloha hvězdy na HP je téměř neměnná, závisí na hmotnosti a složení hvězdy
- horizontální změna polohy je možná pouze u těsných dvojhvězd,vertikální změna polohy je v průběhu vývoje běžná.

(Na obrázku vidíte: Změna polohy hvězdy na hlavní posloupnosti - U hvězdy (1), tedy hvězdy na hlavní posloupnosti nulového věku, dochází v průběhu vývoje k posunu doprava nahoru (2). Hvězda zvyšuje svůj zářivý výkon. Příčinou tohoto jevu je změna chemického složení ve hvězdě:

Hvězda na počátku spaluje v jádře H na He. Jádro se plní héliem až je jádro celé z hélia a vodíkové hoření probíhá ve vrstvě okolo jádra, zásoby vodíku se sníží. Produkce energie se zvyšuje. V oblasti hélia roste molární hmotnost a tím dochází k poklesu tlaku a růstu teploty. S klesajícím tlakem se zvyšuje přísun hmoty z okolí (H).

Přechod z HP do oblasti obrů

Hvězda na počátku spaluje v jádře H na He. Jádro se plní héliem až je jádro celé z hélia a vodíkové hoření probíhá ve vrstvě okolo jádra, zásoby vodíku se sníží. Produkce energie se zvyšuje. V oblasti hélia roste molární hmotnost a tím dochází k poklesu tlaku a růstu teploty. S klesajícím tlakem se zvyšuje přísun hmoty z okolí (H). (obrázek pod článkem č.1)

V héliovém jádře se zapálí 3 α cyklus (He → C). Dochází k mohutnému zvětšení obálky a z hvězdy se stává obr.
Struktura hvězdy: (obr. 2)

(Obr. 3) Tato "cibulová struktura" nekončí u uhlíku a kyslíku v jádře, ale dále pokračuje. Zastaví se až u železa.

Poslední komentáře
08.02.2007 00:38: Tak tohle je krásná stránka...všechno přehledné a ne jen zkopírované od někud z netu.Opravdu vás obdivuji.( ti smajlové jsou hustý:-)

Obři a veleobři

Obři a veleobři - obrázek

Když hvězda hlavní posloupnosti s hmotností větší než 0,4 hmotnosti Slunce spotřebuje všechen vodík v centrální oblasti s dostatečně vysokou teplotou k jeho spalování, přestane taková hvězda s produkcí energie. V této chvíli ale hvězda spálila jenom přibližně 10% svých vodíkových zásob. Ve hvězdě vzniklo héliové jádro, které je obklopeno rozsáhlým vodíkovým obalem. Do dalšího stupně vývoje se pak opět zamotává starý známý člen - gravitace. Začne docházet k tomu, že tíže horních vrstev hvězdy přestala být vyvažována unikajícím zářením od středu hvězdy ( kde umlkly termonukleární reakce) a hvězda se tak začne opět smršťovat. Kontrakcí začne přeměňovat gravitační energii na tepelnou a zvyšovat teplotu v okolí centrálního héliového jádra.

V určitém okamžiku dosáhne teplota v okolí jádra kritické hodnoty a dojde zde k znovuzapálení termonukleární reakce v okolních vrstvách vodíku. Nejdříve nízkoenergetická přeměna vodíku na hélium začne růst natolik, že tlak záření převládne nad gravitačním hroucením horních vodíkových vrstev, které začnou být silou unikajícího záření odtlačovány směrem pryč od nadále se smršťujícího héliového jádra. Vnější pozorovatel pak vidí, kterak hvězda rychle zvětšuje svůj rozměr a zvyšuje i svojí svítivost. Vlivem rozpínání horních vrstev vodíku však dochází k tomu, že teplota horních vrstev začne klesat, což se projeví ve změně barvy hvězdy, kdy ze žluté se začne přeměňovat na typickou červenou (stává se tak rudým obrem).

Hvězdy v této fázi vývoje přecházejí na Hertzsprungově - Russelově diagramu z hlavní posloupnosti směrem doprava nahoru. Z průměrně hmotných hvězd se tak stávají červení obři a z velmi hmotných hvězd se pak stávají červení veleobři. Svítivost takovýchto veleobrů pak převyšuje svítivost našeho Slunce klidně i několikatisíckrát. Průměry největších veleobrů jsou asi 1 400x větší než je průměr naší hvězdičky - Slunce. Hustota plynu v oblakách obřích hvězd dosahuje hustoty vakua v pozemských laboratořích, což není moc veliká hustota :-). Za 5 miliard let zakončí podobně svůj život i naše Slunce, ze kterého se stane také rudý obr. V té době bude Slunce 1 000krát jasnější než je tomu dnes a asi 100x větší. Jeho povrch bude dosahovat až k oběžné dráze naší Země.

Samotná přeměna hvězdy hlavní posloupnosti na rudého obra je proces, který je na vesmírné poměry neobvykle krátkou záležitostí, která trvá přibližně okolo 100 miliónů let hvězdě o hmotnosti našeho Slunce. Dále platí pravidlo, že čím je hvězda hmotnější , tím kratší dobu na přeměnu v červeného obra potřebuje.

Typickým zástupcem rudého obra je například hvězda Betelgeuze v souhvězdí Orionu. Svítivostí se vyrovná přibližně 23 800 Sluncím. Hvězda je od nás vzdálena 652 světelných let a její průměr kolísá mezi 730 až 1 000 průměry naší hvězdy. Jméno hvězdy pochází z arabštiny a název v překladu znamená hrdinovo rameno.

Posledni komentare
07.06.2016 22:04:29: Navštívila vynikající nápad 8-O nebankovni pujcka o vikendu

Zánik

Závěrečná stadia

Závěrečná stadia - obrázek

Přehled závěrečných stadií

  • Nestabilní stadia, exploze.
    • Nova. V této fázi hvězda ztrácí své obaly, odhazuje obálku (104 km/s), vytváří efekt novy. Hvězda malé svítivosti prudce zvýší jas během několika hodin či dnů až o 4 řády vlivem překotné termonukleární reakce na povrchu hvězdy. Materiál bohatý na vodík je dotován průvodcem. Potom pomalu její svítivost v průběhu několika měsíců klesá na původní hodnotu. Zbytky odhozené obálky se nazývají planetární mlhoviny (M57 - prstencová mlhovina v souhvězdí Lyry, M27 - Dumbell neboli Činky v souhvězdí Lištiček).
    • Rekurentní nova. Záblesky se periodicky opakují v průběhu řádově desítek let.
    • Supernova typu I. Rozmetání podstatné části hvězdy. Binární systém, přetok hmoty na bílého trpaslíka, po překročení Chandrasekharovy meze stability trpaslíka (1,44 MS) dojde k překotné termonukleární syntéze v celém bílém trpaslíku a jeho následnému rozmetání. Vzhledem k přesně definovasné hmotnosti bílého trpaslíka (1,44 MS) mají všechny SN I stejnou absolutní magnitudu a slouží jako standardní svíčky k měření vzdáleností.
    • Supernova typu II. Rozmetání podstatné části hvězdy. Hroucení velmi hmotných hvězd po období termonukleární syntézy, pozůstatkem je neutronová hvězda nebo černá díra, zbytek se rozmetá do okolí.
    • Hypernova. Náhlé zhroucení velmi masívní hvězdy přímo na černou díru doprovázené vzplanutím gama o zářivém výkonu až 1011 LSl (jako galaxie). Tento jev by měl být o 5 řádů vzácnější než supernovy typu II. Hypernova byla pravděpodobně pozorována v galaxii ESO 184­G82 jako supernova SN1998bw doprovázená zábleskem GRB980425.
    • Bílí trpaslíci. Gravitaci odolává tlak degenerovaného elektronového plynu. Poloměr je 1 000 km až 10 000 km, hustota až 103 kg/cm3, maximální hmotnost 1,44 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930.
      Objev prvního bílého trpaslíka:
      Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark - test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý s průměrem 11 736 km, ρ = 3×103 kg/cm3. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 MSlunce.
    • Neutronové hvězdy. Gravitaci odolává tlak degenerovaného neutronového plynu). Poloměr je 10 km až 100 km a hustoty dosahují hodnot až jaderné hustoty 1010 kg/cm3 až 1012 kg/cm3. Jde vlastně o veliké stabilní atomové jádro. Rychlá rotace a silné magnetické pole. Nesouhlasí-li směr rotační a magnetické osy , vytvářejí výtrysky světelného záření a nabitých částic ve směru magnetické osy efekt pulsaru. Pozorovatel vidí pravidelné záblesky od rotující neutronové hvězdy, podobně jako od majáku policejního automobilu. První pulsar objeven v roce 1967 Jocelyne Bellovou v Cambridge (asistentka A. Hewishe, který dostal Nobelovu cenu za objev pulsarů). Zpočátku označování LGM (Little Green Men). Typická perioda kolem jedné sekundy, známy i milisekundové pulsary. Nejznámější pulsary: Pulsar v Krabí mlhovině M1. Pozůstatek po explozi supernovy z roku 1054. Pulsar 1913+16 - objev mnoha relativistických efektů včetně změny periody vlivem vyzařování gravitačních vln. Je-li neutronová hvězda součástí binárního systému a od souputníka na ní přetéká hmota, mohou se v oblasti magnetických pólů vytvořit horké skvrny vysílající RTG záření. To je podstatou rentgenovského pulsaru.
    • Černé díry. Zkolabované objekty. Zachovají si hmotnost, moment hybnosti a elektromagnetický náboj ("no hair" teorém). Silně deformovaná geometrie prostoročasu v okolí.

Supernovy

Supernovy - obrázek

Hvězdy, které nashromáždí během svého života hmotnost větší než 9 hmotností Slunce, se vyhnou uhlíkovému výbuchu, jelikož plyn v jejich uhlíkových jádrech nedosáhne degenerovaného stavu a zároveň teplota je dostatečně vysoká k tomu, aby umožnila hoření uhlíku. Po vypálení uhlíku jako paliva pro jaderné reakce začnou hořet těžší prvky vzniklé jadernou syntézou, jako například hořčík a křemík. Začne docházet k tomu, že pokaždé, když palivo příslušného typu vyhoří, dojde ke kontrakci hvězdy a k následnému zapálení nové jaderné reakce z následujícím těžším prvkem a to nejprve v jeho jádře a následně i v obalových vrstvách. Tento koloběh pokračuje až do doby, než v jádře vznikne železo, které má velmi stabilní vlastnosti a to ty, že nevstupuje do termonukleárních reakcí.

Ve hvězdách, které mají železné jádro, pokračují gravitační kontrakce velmi rychlým tempem. Jádro se zahřívá kontrakcí a pohlcováním záření z termonukleárních reakcí, které probíhají ve vrstvách nad ním. V průběhu několika málo minut stoupne teplota v jádře až na neuvěřitelný bilión ˚C  a i tlak dosahuje neuvěřitelných hodnot v podobě miliónu tun na cm2. Za těchto podmínek je jádro jeden obrovský kus degenerovaného plynu, kde jsou jádra látky natlačené vedle sebe a tak se centrální oblasti hvězdy nemůžou dále zmenšovat vlivem gravitace a hvězda pak zakončuje svůj život jako supernova II typu. Během exploze supernovy dojde k uvolnění obrovského množství energie, která je srovnatelná s energií stovek miliard Sluncí.

I přes značné úspěchy v poznávání života hvězd nemáme do dnešního dne jistotu, proč supernovy vybuchují. Samozřejmě existuje teorie, která předpokládajá, že explozi hvězdy může způsobit nekontrolovaná termonukleární reakce neshořelého paliva v degenerovaném stavu, které z vyšších vrstev hvězdy dopadne do centrální oblasti. Ať už jsou příčiny přeměny hvězdy na supernovu jakékoliv, svítivost supernovy je obrovská. Svou jasnost zvětší ž o20 a více magnitud. Celková uvolněná energie se pohybuje řádově okolo 1044 J. Během exploze jsou horní vrstvy doslova rozmetány do okolí obrovskou rychlostí (dosahující od 15 000 až 20 000 km/s), kterou se pak vzdalují od středu hvězdy. Jasnost supernovy vzrůstá v prvních dnech po explozi, když vyvržená oblaka plynu zvětšují svou plochu a tím i vyzářenou energií. Následně pak ale dochází ke chladnutí oblaku a ke zmenšování jeho hustoty, což má za následek i pokles svítivosti, což postupem času vyústí v to, že nám supernova zmizí z dohledu.

Předpokládá se, že v naší Galaxii explodují 2 až 3 supernovy za dobu 100 let. Podle starých záznamů z Číny, Japonska, Arábie a Evropy bylo od počátku našeho křesťanského letopočtu pozorováno přibližně 7 supernov. Část výbuchů supernov v odlehlejších částech Galaxie nejsme díky absorpci světla mezihvězdným prostorem schopni pozorovat.

Bílí trpaslíci

Bílí trpaslíci - obrázek

Gravitační kolaps méně hmotných hvězd nedokáže vždy zabezpečit potřebnou teplotu k zapálení jaderných reakcí. Takovýto stav nastává dříve či později u většiny menších (málo hmotných) hvězd, u kterých hmotnost nepřesahuje 1,4 hmotnosti Slunce, po vyhoření jejího paliva v podobě hélia. Jelikož kolapsu hvězdy nebrání záření vzniklé z jaderné reakce, pokračuje dál a s narůstajícím tlakem plyn ve hvězdě degeneruje.

V degenerovaném plynu dochází k tomu, že si zde volně poletují elektrony, které nejsou v tomto skupenství plynu vázány na atomová jádra, ale volně se zde mohou pohybovat. Tento plyn je pak složen čistě jenom z atomových jader a volně se pohybujících elektronů, což má za následek to, že se tento plyn nedá již dále stlačovat a to ani vahou kolabující hvězdy, takže se hvězda dále nesmršťuje. (Degenerovaný plyn vykazuje také zajímavou vlastnost, neexistuje v něm závislost tlaku na teplotě jako u normálního plynu.)

Obecně platí pravidlo, že hmotnější hvězdy, (které ale mají předpoklad, že se přemění v bílého trpaslíka), bývají po přeměně menší, než méně hmotnější hvězdy, které se stanou při kolapsu "rozměrově většími" než hmotnější hvězdy. Tento "paradox" je dán tím, že hmotnější hvězdu více stlačují do středu gravitační síly a tak se více smrští a zmenší, kdežto "lehčí" hvězdy nejsou tolik stlačovány gravitací do středu a tak mohou svůj kolaps zastavit dříve a tedy na větších rozměrech, protože objem plynu závisí na stupni jeho degenerace, hmotnější bílí trpaslíci jsou menší než ty méně hmotní. (Hvězdy o velikosti 1,4 hmotnosti Slunce se po gravitačním smrštění stanou hvězdami o velikosti přibližně naší Země.)

Díky svým malým rozměrům a vysoké povrchové teplotě, kterou pozorujeme v podobě bílé barvy povrchu, dali astronomové těmto hvězdám název bílí trpaslíci. Hustota jejich povrchových vrstev se pohybuje řádově 109 kg/m3, hustota v jejich středu se pak pohybuje až okolo 1,5.1010 kg/m3. Poloměr bílých trpaslíků se pohybuje mezi 5 000 až 6 000 kilometry. Jejich povrch je obalen atmosférou plynů v normálním stavu, která může dosahovat tloušťky okolo 50 kilometrů.

Bílí trpaslíci jsou velice stabilní hvězdy, které vydrží ve svém klidném stavu po miliardy až stovky miliard let a to bez jakéhokoliv zdroje energie , což je dáno jejich hospodárným využitím nahromaděné energie, kterou vyzařují díky svému malému povrchu jen pozvolna. Existují mezi nimi ale i vyjímky a to v podobě bílých trpaslíků, kteří jsou těsnou složkou některé dvojhvězdy. V takovém případě dojde k jevu, při kterém hmota ze sousední složky proudí na jejich povrch, až dojde k zažehnutí termonukleární reakce na povrchu trpaslíka, což má za následek odhození obálky hvězdy a přemění na kataklyzmickou proměnnou hvězdu, novu nebo na supernovu I typu.

I když jsou bílí trpaslíci velmi stabilní hvězdy, jednou musí dojít i k tomu, že této stálici oblohy dojde veškerá energie. Na Hertzsprungově - Russelově digramu se posouvají stále níže pod hlavní posloupností, směrem doprava. Stav, který se projeví přeměnou povrchové teploty, jež můžeme pozorovat v přeměně barvy povrchu. Jejich povrch se tak začne zbarvovat  nejdříve do žluté, později do červena, až nakonec přestanou vyzařovat energii úplně a zakončí svůj dlouholetý život jako chladná mrtvá hvězda - černý trpaslík. Poslední stádium v životě hvězd.

Neutronové hvězdy a pulzary

Výbuchem nevyvržené centrální oblasti supernovy se po explozi začnou smršťovat. Za předpokladu, že jejich hmotnost převyšuje mez 1,4 hmotnosti Slunce, gravitační kolaps hvězdy směrem do středu nezastaví ani zcela degenerovaný plyn. Při vzniklém obrovském tlaku, který hroutící hvězda vyvíjí, se začnou v degenerovaném plynu spojovat elektrony s protony, což vede ke vzniku neutronů a energie, která je v tomto případě uvolňována do okolí v podobě neutrin. Proces přeměny elektronů a protonů na neutrony je velmi rychlý, což umožní během krátké doby přeměnu celé hvězdy na části neutronů. Neutrony však ale nemají žádný elektrický náboj (jsou neutrální), ve smršťující hvězdě jim tak nebrání žádné elektromagnetické síly k tomu, aby se nashromáždily všechny těsně vedle sebe.

Popsaný proces se však netýká všech hvězd, ale jen těch, které nepřesahují hmotností zbylé látky 3 hmotnosti Slunce. Až do této hmotnosti je totiž superhustá látka z neutronů zabránit dalšímu gravitačnímu kolapsu, což umožní vznik stabilní hvězdy, tvořenou z neutronů s průměrem okolo 20 až 30 kilometrů. Vznikne tak bizardní útvar, který astronomové nazvali podle majoritního složení, neutronová hvězda.

Neutronové hvězdy mají pevné jádro tvořené z neutronů a jiných těžkých elementárních částic ze skupiny baryonů, obklopující neutrinová supratekutina. Povrch neutronových hvězd tvoří asi centimetr silná krystalická obálka z neutronů a jader těžkých prvků. Odhadovaná hustota látky je pro nás nepředstavitelných 1014 až 1015 g/cm3. (Pro lepší představu si představme, že by se nám podařilo odebrat malou čajovou lžičku této látky a zvážit jí. Výsledná hmotnost by dosahovala přibližně 5 miliard kilogramů!!!). Teplota povrchu takovéto hvězdy dosahuje řádově několika miliónů stupňů Celsia a ve středu hvězdy teploty šplhají až k několika set miliónů stupňů Celsia. Neutronové hvězdy vyzařují do svého okolí viditelné, radiové, rentgenové a kosmické záření, ale i rychlé relativistické částice. Rotační rychlost povrchu neutronových hvězd dosahuje až 2 000 km/s a intenzita magnetického pole na povrchu neutronové hvězdy sahá až na miliardy A/m.

Existence neutronových hvězd byla teoreticky předpovězena i se zmíněnými vlastnostmi astrofyzikami Lvem Davidovičem Landau (1908-1968), Fritzem Zwicky (1898-1974) a Walterem Baade (1893-1960) už ve třicátých letech dvacátého století. Teoretický objev tak předběhl skutečný objev zmíněných hvězd o třicet let, jelikož existence neutronových hvězd musela čekat až do objevení pulzarů v roce 1967, což definitivně potvrdilo,l že takové superhusté hvězdy ve vesmíru skutečně existují.

Pulzary, jak souvisí s neutronovými hvězdami?

V roce 1967 vyhodnocovala mladá studentka astronomie Jocelyn Bellová (1943 -) měření nového radioteleskopu na observatoři v anglickém Cambridge, zkoumala pod vedením Antonyho Hewishe (1924 -) fluktuace rádiového záření velmi slabých zdrojů. Jeden z nich v souhvězdí Lišky (Vulpecula) se však choval poněkud nezvykle, jelikož vysílal velmi krátké radiové signály v neuvěřitelně přesně se opakující periodě(, což vyvolalo v prvních chvílích objevu senzaci objevení vysílání mimozemské civilizace. což se později bohužel neprokázalo). K prvnímu objevenému pulzaru CP 1919 (Camridge Pulsar 19 h 19 min východně od jarního bodu, pulzary totiž označujeme podle místa objevu a polohy na obloze) přibyly brzy i další. Dnes na začátku jednadvacátého století známe přibližně 700 pulzarů. Jenom v naší Galaxii vzniká každým stoletím  jeden až dva pulzary a celkové teoretické počty pro naší Galaxii hovoří většinou o miliónů pulzarech.

Pulzar je typický právě tím, že vysílá krátké rádiové pulzy (že neuhádnete z čeho vzniklo jeho jméno :-), ve většině případů s periodou od 0,03 sekundy do několika sekund, přičemž trvání pulzu nikdy nepřesahuje 0,01 sekundy. U intenzity pulzů však o stálosti mluvit nemůžeme, jelikož intenzita pulzů se nepravidelně mění. V nedávné době byly objeveny dokonce pulzary s dobou pulzů řádově milisekund. Nazvali je milisekundovými pulzary. Nejrychlejší z nich vyšle až 885 rádiových pulzů za jednu sekundu, což je rovno periodě pulzů 0,001 sekundy.Nejpomalejší známý pulzar naproti tomu vysílá pulzy v intervalu delším než jedna minuta.

Pro pochopení chování pulzarů a jejich podstatu umožnilo objevení pulzaru NP 0532 v říjnu 1968, jelikož tento pulzar se nachází na místě, kde v roce 1054 explodovala supernova ve středu Krabí mlhoviny. Zjistilo se tedy to, že pulsary jsou již dlouho hledanými neutronovými hvězdami. Silné magnetické pole těchto hvězd způsobuje vyzařování rádiové energie jen v úzkém kuželu, nejpravděpodobněji ve směru magnetické osy.

Ne každá neutronová hvězda ale musí být nutně pro pozorovatele na Zemi pulzarem, což souvisí se sklonem magnetické osy neutronové hvězdy. Jelikož ta může být stočena libovolným směrem v prostoru není vždy podmínkou, že je stočena k Zemi. Jen když totiž úzký kužel rádiového záření hvězdy zasáhne Zemi, zaregistrujeme pulz vyslaný z neutronové hvězdy/pulzaru, kde perioda pulzu je rovna době, za kterou se pulzar otočí kolem své osy, což dá tedy vzniku pulzaru. (Z určitého místa v prostoru se tedy každá neutronová hvězda jeví jako pulzar s tím, že toto místi závisí na poloze pozorované neutronové hvězdy.)

Perioda pulzů se každý den prodlužuje zhruba o několik miliardtin sekundy. Zpomalování rotace pulzaru způsobuje magnetické brzdění, které vzniká působením magnetického pole neutronové hvězdy na ionizovaný plyn, jenž hvězdu obklopuje.Prodlužování periody pulzů nám umožňuje určit periodu, během níž pulzary září v oblasti rádiového záření nám známým mechanismem, což ale vzhledem k tomu, že neznáme pulzary s periodou delší než dvě minuty, tato doba nepřevyšuje několik miliard let. Jakým způsobem září neutronové hvězdy po ní, bohužel zatím nevíme.

Charakteristickým rysem pulzarů, který je ztotožňuje s neutronovými hvězdami je fakt, že se u nich nepravidelně zrychluje perioda pulzů v intervalech kratších než jeden rok. Tento zajímavý efekt vzniká zlomem centimetrové krystalické kůry neutronové hvězdy, při kterém se na okamžik poruší jejich celistvost a rovnovážný stav a gravitační kolaps tak zmenší jejich rozměr. Zmenšením rozměru hvězdy dojde ke zrychlení její rotace. Prolomení kůry vzniká při zpomalování rotace, při němž se neutronová hvězda pokouší zmenšit své zploštění.

Poslední komentáře
09.11.2007 10:40:

Černé díry

Černé díry - obrázek

Hvězdy zakončují svůj život hned několika způsoby od mohutných výbuchů supernov, v pozvolném vychladnutí, přeměnou v bílé trpaslíky, ale také přeměnou na nenasytná monstra, jenž požírají veškerou hmotu ve svém okolí. Monstra, která nejsou běžně viditelná a změřitelná. Monstra, která dokáží poškozovat i časoprostor a která nesou název černé díry.

V minulém století vydal Albert Einstein svou obecnou teorii relativity, ve které se mimo jiné zaobíral i myšlenkou gravitačního hroucení velmi hmotných objektů (veřejnosti známých jako černé díry). Tato teorie se zabývá řešením otázky, jaké vlastnosti má těleso, jenž podléhá pouze svojí gravitaci (ostatní síly v něm nehrají žádnou roli). Tuto úlohu řešili fyzikové již na konci 18. století, ale pokrok přineslo až zformulování obecné teorie relativity, na čemž měl hlavní zásluhy německý astrofyzik Karel Schwerzschild, jenž roku 1916 uveřejnil řešení Einsteinových rovnic pro nejjednodušší příklad, pro kulově souměrné nerotující těleso (hvězdu). Tento výpočet započal éru zkoumaní černých děr. Dalším mezníkem pak bylo vyřešení rovnic pro rotující těleso novozélandským fyzikem Royem Kerrem. Ohromný kus práce odvedli také Roger Penrose a Stephan Hawking (zaobírali se kvantovou mechanikou, kterou aplikovali na černé díry, objevili tak velice zajímavé informace o životě černých děr) a také Američan John Wheeler, který jako první zavedl pojem "černá díra" (black hole) v roce 1968. Wheeler se pokusil názvem poukázat na dvě nejdůležitější vlastnosti černých děr a to na první, že díra je naprosto černá, nevyzařuje žádné zachytitelné částice v oboru elektromagnetického spektra (což ale podle nejnovějších objevů není zcela pravda, viz. ale níže) a na druhý fakt, že černá díra je tak trochu otesánek, který spořádá naprosto všechno bez toho, aby se někdy nasytil (v našem případě, aby byla černá díra zaplněná). Zdá se tedy, že černé díry jsou monstra přímo vystřižená ze sci-fi. Ve skutečnosti tomu ale tak není...

 

Ve skutečnosti jsou černé díry fyzikálně nejjednoduššími myslitelnými předměty (i když pro laika je tato pravda jen těžko uvěřitelná). Lze je totiž popsat jen třemi veličinami, a to hmotnosti (M), momentem hybnosti (H) a elektrickým nábojem (E). V praxi se však jen těžko setkáme s elektricky nabitými černými děrami, což náš výklad ještě více zjednodušuje. Hmotnost černé díry je důležitá pro výpočet poloměru , pod nímž již není úniku z mocných pout gravitace černé díry. tento poloměr je nejzaší mez, odkud může ještě těleso uniknout (neunikne ani nejrychlejší částice foton, která se pohybuje rychlostí světla). Tato nejzaší mez, se nazývá horizont událostí či Schwarzschildův poloměr (odborně se dá definovat tak, že je to oblast, kde se úniková rychlost z černé díry rovná rychlosti světla).
S existencí černých děr vyvstává mnoho zajímavostí, o kterých se nyní zmíníme. Prvně je to fakt, že pro vznik černé díry musí být splněna jedna podmínka a to ta, že umírající hvězda musí mít hmotnost větší než 3 Slunce, ale že neexistuje žádná horní hranice pro velikost (hmotnost) černé díry. Čistě teoreticky by se tak mohlo stát, že by celý vesmír mohla pohltit jediná ohromná černá díra (závěrečná singularita známá pod názvem Velký krach). Další zajímavostí je to, že padá-li těleso k černé díře volným pádem, záleží na popis volného pádu na tom, zda se pozorovatel pohybuje s padajícím tělesem, či se na pád jen dívá z bezpečného místa. V prvním případě totiž pozorovatel uvidí, (neuvidí, jelikož není možné, aby přežil pád do černé díry, slapové jevy by jeho tělo rozervaly na kusy) že se pád zkušebního tělíska neustále vůči okolnímu vesmíru zrychluje až do doby, kdy překoná horizont událostí, v té době ztrácí možnost jakkoliv ovlivňovat okolní vesmír (pozorovatel na úrovni horizontu událostí by tak mohl pozorovat zrychleně budoucnost vesmíru). Zato vnějšímu pozorovateli se naskytne naprosto odlišný pohled, uvidí, kterak tělísko padá až k horizontu událostí přičemž se neustále jeho rychlost zpomaluje, až na hranici horizontu se tělísko zdánlivě zastaví, přičemž se bude měnit jeho barva v oboru vysílaného záření od fialové přes zelenou až k červené, dále pak do pásma infračerveného a nakonec rádiového záření se stále rostoucí vlnovou délkou.
Další zajímavý stav nastává za situace, že černá díra rotuje kolem své osy. Kolem jejího rovníku se tak vytváří pomyslná přechodová oblast zvaná ergosféra, jež se pouze na pólech rotace přimyká k horizontu událostí. Částice vlétávající do ergosféry mají možnost se v ní rozpadnout na dvě stejné částice, kdy jedna částice spadne zpět do černé díry a druhé se podaří z ní utéct (jedno těleso se rozpadne na dvě stejná tělesa, aniž by došlo k poklesu její hmotnosti). Unikající částice bude mít ke všemu vyšší energii, než měla původní částice! Přidanou energii získá částice z rotační energie černé díry. Nakonec dojde tedy k tomu, že po mnoha takových procesech se rotace černé díry zastaví a ergosféra zanikne. (Vědci optimisti věří, že zde je cesta člověka ke konečnému vyřešení energetické krize. Cestu vidí ve výstavbě elektráren okolo černých děr, které by "ostřelovaly" tyto monstra částicemi, jenž by dolovaly jejich energii. Energie takto uvolněná by byla obrovská, jelikož by šlo získat až 29% energie maxima, což je oproti 0,7% účinnosti u termonukleárních reakcí mnohem lepší.

Až do teďka jsme se zaobírali černými dírami z pohledu klasické fyziky (z pohledu obecné teorie relativity), pojďme se však nyní podívat na černé díry z jiného pohledu současné fyziky a to z pohledu kvantové mechaniky, která se zaobírá pravděpodobností (klasický fyzik prohlásí, že zítra vyjde Slunce, kvantový mechanik ale řekne, že je pravděpodobné, že zítra vyjde Slunce - připustí tak možnost, že zítra slunce vyjít nemusí). Otázkami okolo kvantové mechaniky se zaobíral britský teoretický fyzik Stephen Hawking, který popsal chování částic na povrchu černé díry právě z pohledu kvantové mechaniky. Je poměrně známo, že částice v mikrokosmu se chovají jinak, než částice v makrokosmu (v mikrokosmu je na základě kvantové mechaniky možné, aby byla jedna částice na dvou místech najednou, aby jedna částice prošla dvěma otvory, či aby prošla neproniknutelnou látkou, což objekty v makrokosmu nedokáží). Hawking zjistil, že ač je v klasické relativitě zcela zakázáno, aby se nějaká částice dostala z černé díry ven do vnějšího okolí (za horizont událostí), v kvantové teorii černých děr je takový jev možný (i když má malou pravděpodobnost. Tato pravděpodobnost vzrůstá s křivostí povrchu Schwarzschildovy koule, platí tedy, že čím menší je černá díra, tím je pravděpodobnost úniku částice větší). Když se však podaří nějaké částici uniknout z černé díry, odnáší si sebou i nějakou hmotnost, což má za následek "zhubnutí" černé díry, což má za následek opětovné zmenšení černé díry a zvětšení křivosti Schwarzschildovy koule, čímž se zvýší pravděpodobnost, že další částice unikne atd. Ve své finální podobě to má za následek to, že se celá černá díra vypaří do okolního vesmíru!

Toto zjištění na poli kvantové mechaniky znamená, že žádná černá díra netrvá věčně a že se vypařuje (kdy vypařování má zrychlující se tendenci). Životnost ale hmotných děr je i přes to velice dlouhá (odhaduje se na 1067 let. To je nepředstavitelné číslo, proti kterému je věk vesmíru (okolo 10-20 miliard let) jen malý časový interval.

Černé díry se také nacházejí nejspíše v centrech galaxií, kde svojí obrovskou gravitací udržují galaxie pohromadě. Oproti hvězdným černým dírám jsou mnohokrát hmotnější a odborníci o nich mluví jako o supermasivních černých dírách. Na druhou stranu se očekává i existence miniděr, které ale nemůžou vznikat "normální cestou, vznikly nejspíše při Velkém třesku.

Jistě Vás napadla otázka, kterak můžeme vědět o existenci černých děr, když se nedají pozorovat pro svojí absolutní černotu. Jak již bývá zvykem astronomové si pomáhají pomocí různých triků. V tomto případě se existence černých děr dokazuje pomocí ohybu světla. V okolí černé díry je gravitace natolik silná, že dokáže ohnout i světlo, které pak nedopadá pod tím "správným úhlem" než by mělo. Dalším pomocníkem může být případ, kdy je černá díra vázána v soustavě více hvězd (například ve dvojhvězdě). Astronomové pak můžou pozorovat, kterak je jedna hvězda "požírána" druhou hvězdou, která není vidět! A na závěr jedna perlička. Podle teoretických výpočtů není černá díra tak docela černá, jelikož na základě kvantových principů dochází k tomu, že se černá díra zahřívá a vydává tak elektromagnetické vlnění v oboru infračerveného záření. Dalo by se tedy říci, že černá díra žhne na chladném pozadí ( i když je rozdíl teplot díry a okolí nepatrný. Pohybuje se řádově v tisícinách stupně kelvina).

Někteří odborníci řeší otázku, kam se poděje hmota černou dírou nasátá. Nevěří, že tato hmota je nenávratně ztracena (opominemeli kvantové odpařování černých děr), ale že se musí zase někde objevit. Objevili se tedy teorie o pravých opacích černých děr a to o takzvaných "bílých dírách". Místech ve vesmíru, kde je hmota "vypouštěna" do okolního prostoru. Mělo by se teoreticky jednat o hmotu, kterou nasály černé díry v jiných částech vesmíru a kterou nyní bílé díry znovu vracejí do vesmíru. Zatím se je nepodařilo nijak prokázat ani pozorovat a tak se jedná jen o teoretické objekty, které možná existují někde v kosmu.

V okolí černé díry dochází ke vznikům deformací samotného časoprostoru, které má za následek paradoxy s pozorovatelem a padajícím tělesem. V okolí černé díry dochází k urychlování běhu času. Pro představu, jak asi vypadá porucha časoprostoru. Náš celý vesmír si představte jako nekonečný ubrus, napnutý vertikálně na několika tyčích. Na nějakém místě na něj vhoďte železnou kuličku, zajisté víte k čemu dojde, ubrus se v tomto místě prohne (vznikne "prohlubeň"), což znázorňuje zakřivení (deformaci) časoprostoru. Z této jednoduché myšlenky je již krůček k tomu, aby jsme si tedy uvědomili, že jakýkoliv hmotný objekt svým nepatrným dílem zakřivuje časoprostor, který tedy není nikde ideálně rovný...

A na závěr zklamání pro mnohé spisovatele sci-fi. Podle Stephana Hawkinga není možné využívat existující černé díry pro dopravu ve vesmíru, jelikož by cestovatel byl rozerván ohromnými slapovými jevy, které jsou okolo každé černé díry. Jako druhé mínus musíme brát v potaz to, že by cestovatel nemohl určit místo, kde se vynoří (za předpokladu, že existují bílé díry). Více nadějí bychom tedy měli vkládat do tzv. červých děr (což, jsou zatím hypotetické útvary, které propojují dvě místa ve vesmíru pomocí vytvořeného hyperprostorového tunelu. Podle nejnovějších objevů na poli fyziky bude možná tento způsob dopravy jednoho dne realizovatelný. PS: Na tomto principu funguje i Hvězdná brána ve stejnojmeném seriálu).

Posledni komentare
07.06.2016 22:53:42: Zdá se mi, že jsou docela 8-) nová malá půjčka
07.06.2016 18:12:47: A říct, že to, co tady? :-x nebankovní půjčka online desná
19.03.2016 01:49:46: Харашо smiley${1} Windous 7 končí
16.06.2015 18:00:52: Jsem přesvědčen, že Se mýlíte. Jsem si jistý. Mohu bránit svou pozici. Napište mi PM, diskutovat. :-...
 
UFO - VESMÍR - ZÁHADY - VĚDA administraci v 'Nastavení stránek'.