Porod hvězd

• Smět 8, 2024

Lidé si kdysi mysleli, že hvězdy jsou věčné. Nyní však víme, že mají životní cykly narození a smrti. Zde je příběh o tom, jak se zrodila sluneční hvězda.

Začněte obrovským molekulárním cloudem
I když můžeme považovat Slunce za obrovskou kouli planoucího plynu, jeho střed je mnohem hustší než ocel. Přesto jsou vytvořeny hvězdy mlhoviny tak vzácný, že v průměru je jen 100 částic v krychlovém centimetru - kubický centimetr vzduchu, který dýcháme, má asi 100 kvadrilionkrát tolik.

Zdá se neuvěřitelné, že něco tak podstatného jako hvězda je vyrobeno z něčeho tak chabého jako mlhovina. Obrovské mraky se však rozprostírají na vzdálenost desítek světelných let. Takže i když jsou tenké, jejich celková hmotnost může být až milionkrát větší než hmotnost sluneční soustavy. K dispozici je spousta materiálu, ale co to tvaruje?

Gravitace, sochař
Gravitace je síla, která zhroutí mlhovinu do něčeho dostatečně hustého, aby vytvořila hvězdu. Obrovský molekulární mrak je dobrým místem pro tvorbu hvězd. Nejen, že má dostatek materiálu, je také dost chladno, že atomy se shromáždily, aby vytvořily molekuly, a na některých místech se začala hromadit hmota.

Síla gravitace závisí na hmotnosti, takže oblast s vyšší hustotou do ní může vtáhnout více hmoty, čímž se zvýší její hmotnost a tím i její gravitační přitažlivost. Během několika milionů let se tak mlhovina může zhroutit. Je ale pravděpodobné, že kolaps bude mít nějakou pomoc. Existuje řada možných spouštěčů pro formování hvězd, například rázové vlny supernovy, které tlačí hmotu dohromady a vytvářejí hustší oblasti.

Mlhovina se nerozpadne najednou. Hustší oblasti rostou a mrak se rozpadá. Proto se hvězdy tvoří ve skupinách. Každý fragment se zhroutí jednotlivě a je potenciální hvězdou, jejíž Hmotnost označí svůj životní příběh. Hvězdokupa Plejády, zobrazená na obrázku záhlaví, je příkladem skupiny hvězd, které se vytvořily ze stejného obřího mraku. Hmotnost každé jednotlivé hvězdy určuje, jak bude světelná, jak dlouho bude žít a jak zemře. Některé fragmenty nebudou mít dost hmoty, aby vytvořily hvězdy, ale mohou se stát hnědé trpaslíci, selhávající hvězdy. [Fotografický kredit: Greg Hogan, EarthSky]

Fragmenty
Fragmenty se zahřívají, rotují a nadále se zhroutí.

Hmota mimo centrální region má gravitační potenciální energie, jako voda zadržená přehradou. Když spadne do středu, potenciální energie se stane kinetický (pohyb) energie a teplo se uvolňuje.

Úhlová hybnost je míra rotace objektu, přičemž se bere v úvahu jeho poloměr a rychlost. Obří mlhoviny rotují velmi pomalu. Ale moment hybnosti je konzervované - to znamená, že část oblaku, která má menší poloměr, se bude otáčet rychleji. Oblíbeným pozemským příkladem je bruslař, který točí. Začne nataženýma rukama. Pokud přitáhne ruce k tělu, poloměr otáčení je menší, takže se točí rychleji bez dalšího úsilí.

Proto, jak se fragment zhroutí, jeho rotace se zrychlí. A namísto nepravidelného tvaru původního fragmentu se točí do globulárnějšího tvaru.

Protostar
Fragment obsahuje hustou centrální oblast, která se stává a protostar a pak hvězda. Zbývá prach a plyn. Jak se točí, sypký prach a plyn se tlačí na disk kolem rovníku protostar. Z protostar může vzniknout nejen hvězdná jednodenní forma, ale z toho se může vytvořit i planetární systém protoplanetární disk.

Protostar roste přitahováním disku. Jak se jeho hmotnost zvyšuje, stále se zmenšuje. Gravitační kontrakce uvolňuje velké množství tepla. Horký plyn v jádru tlačí ven a působí proti gravitaci. Proto, i když počáteční kolaps nastal poměrně rychle, zpomaluje se s tím, jak se protostar zahřívá. Zahřátí na jeden milion stupňů Celsia trvá asi milion let, a to není dost horké na to, aby se stala hvězdou.

Většina hvězd, které pozorujeme, jsou hlavní sekvence hvězdy. Jejich teplo a světlo pocházejí z jaderné fúze vodíku v jejich jádrech. Aby mohla jaderná fúze začít, musí být teplota jádra alespoň 10 milionů ° C (18 milionů ° F).

Zrodila se hvězda
Když začne vodíková fúze, protostar je správná dětská hvězda. Než se však připojí k hlavní posloupnosti, musí to udělat nějakou vyspělost.

V hlavní hvězdné sekvenci existuje rovnováha mezi vnějším tlakem tepla z jaderné fúze v jádru a vnitřní gravitační silou. Tomu se říká hydrostatická rovnováha. Chvíli trvá, než se dokončí kontrakce a nastane tato rovnováha.

Hmota hvězdy se nezvyšuje, jakmile je jaderná fúze podporována, protože silný hvězdný vítr fouká materiál disku pryč. Ve skutečnosti během několika milionů let zcela vyčistí zaprášený disk.

Délka životnosti hlavní sekvence hvězdy závisí na její hmotnosti. Hvězdy podobné Slunci žijí asi 10 miliard let, takže naše Slunce je v polovině svého života.Červený trpaslík s poloviční hmotou Slunce může žít 80 nebo více miliard let, což je mnohem déle, než je současný věk vesmíru. Ale masivní hvězdy mají krátké životy. Hvězda desetinásobek hmotnosti Slunce trvá pouze 20 milionů let. Hvězdy zůstávají v hlavní sekvenci, dokud nedojde k vyčerpání jejich vodíkového paliva.

Video Návody: Neutronové hvězdy porodily stroncium! (Smět 2024).