České vysoké učení technické v Praze Ústav technické a experimentální fyziky Život hvězd Karel Smolek
Slunce Vzniklo před 4.6 miliardami let Bude svítit ještě 7 miliard let Leží asi 28 000 sv.l. od středu Galaxie Obíhá rychlostí 230 km s -1 kolem středu Galaxie Jeden oběh vykoná za 230 miliónů let Slunce Základní parametry: Hmotnost 1.989 10 30 kg (hmotnost Země: 5.98 10 24 kg) Průměr 1 400 000 km (Země: 12 756 km) Teplota povrchu 5 700 K (Země: 14.5 o C) Teplota jádra 15 000 000 K (Země: 7 500 K) Doba otáčení kolem osy: - 25 dnů rovník - 36 dnů póly Průměrná hustota 1.4 g/cm 3 (Země: 5.52 g/cm3) Hustota výkonu 0.19 mw/kg Celkový výkon 4 10 26 W Tok energie u Země 1.4 kw/m 2 Úniková rychlost 618 km/s (Země: 11.1 km s -1 ) Tíhové zrychlení 28 g (Země: 1g) Chemické složení: H 92.1 % He 7.8 % O 0.061 % C 0.03 % M83
Postavení naší Galaxie ve vesmíru Galaxie se vyskytují velmi zřídka v prostoru izolovaně, většinou tvoří různě početné gravitačně vázané skupiny Nejbližší galaxie jsou Velké (165 000 sv.l.) a Malé Magellanovo mračno (200 000 sv.l.) Naše Galaxie je členem tzv. Místní skupiny, obsahující asi 30 galaxií a zaujímající prostor asi tří milionů světelných let. Největšími členy jsou naše Galaxie a spirální galaxie M 31 v Andromedě a M 33 v Trojúhelníku. Naše Galaxie má kolem sebe asi devět trpasličích galaxií a Andromeda dalších osm. M31 vzdálena 2.5 10 6 sv.l., průměr 150 000 sv.l.
Takto nějak vypadá Místní skupina galaxií: 1 M31 v Andromedě 1a M33 2 Naše Galaxie 2a LMC - Velké Magellanovo mračno 2b SML - Malé Magellanovo mračno
Galaxie dále tvoří struktury sestávající ze stovek až tisíců galaxií kupy galaxií. Kupy často ve své centrální části obsahují velkou eliptickou galaxii Kupa galaxií ve Vlasech Bereniky Téměř každý objekt na fotografii je galaxií. Obsahuje více než 3000 galaxií Vzdálena 280 M sv.l. Průměr 20 M sv.l. Supergalaxie jsou seskupení kup galaxií, která se prostírají napříč vesmírem. Mezi nimi je vesmírná prázdnota vyplněná sporadickými galaxiemi.
Proč Slunce svítí V roce 1920 Arthur Eddington (1882-1944) poprvé navrhl, že hvězdy mohou energii získávat z reakce slučování jader vodíku na jádra heliha. V roce 1928 George Gamow (1904-1968) pomocí kvantové mechaniky popsal pravděpodobnost toho, že dvě jádra při dostatečném přiblížení překonají odpudivé elektrické síly a pomocí silné jaderné interakce vytvoří nové jádro. V roce 1939 Hans Bethe (1906) analyzoval rozdílné reakce slučování vodíku na helium: pp-řetězec, CNO cyklus (byl uvažován již v roce 1938 v pracích Carl von Weizsäckera).
Energie vyzařovaná Sluncem vzniká při termonukleárních reakcích v jeho jádru. Každou sekundu se přibližně 700 milionů tun vodíku přemění na 695 milionů tun hélia a zbylých 5 milionů tun hmotnosti se přemění na energii (96% elektromagnetické záření, 4% odnášejí elektronová neutrina). pp řetězec Teplota 5 700 K Hustota 0.001 g/cm 3 Poloměr 200 000 km Teplota 15 000 000 K Hustota 130 g/cm 3 (10x hustota olova)
Hoření vodíku p-p řetězec Probíhá ve hvězdách hlavní posloupnosti s hmotností 0.08-1.7 MS Probíhá v současnosti v našem Slunci Probíhá při teplotě jádra 5-15 10 6 K Snímek Slunce v rentgenovské části spektra
Hoření vodíku CNO cyklus Probíhá ve hvězdách hlavní posloupnosti s hmotností větší než 1.7 M S Probíhá při teplotě jádra 16-50 10 6 K
p-p řetězec a CNO cyklus závislost velikosti uvolněné energie na teplotě
Hoření helia Probíhá při teplotě jádra 100 10 6 K 3α proces Záchyt He na jádře uhlíku 3 4 2 He 12 6 C + γ 12 6 C + 4 2 He 16 8 O+ γ Záchyt He na jádře kyslíku 12 8 O + 4 2 He 16 10 Ne + γ Bude probíhat v jádru Slunce za 5.5 miliardy let Slunce se změní na rudého obra Hvězda hlavní posloupnosti Červený obr
Hoření uhlíku Probíhá při teplotě jádra 800 10 6 K Probíhá v jádrech červených obrů 12 6 C+ 12 6 C 20 10 Ne + 4 2 He 12 6 C+ 12 6 C 23 11 Na + 1 1 H 12 6 C+ 12 6 C 23 12 Mg + 1 0 n 12 6 C+ 12 6 C 24 12 Mg + γ
Hoření kyslíku Probíhá při teplotě jádra 2 10 9 K 16 8 O + 16 8 O 28 14 Si + 4 2 He 16 8 O + 16 8 O 31 15 P+ 1 1 p 16 8 O + 16 8 O 31 16 S+ 1 0 n 16 8 O + 16 8 O 32 16 S+ γ Betelgeuse, Orion
Hoření křemíku Probíhá při teplotě jádra větší než 2 10 9 K jádro + γ p + He + n + 14 Si (další těžká jádra) + p (He) těžší jádra až po 26 Fe Struktura staré hvězdy o hmotnosti 20 Sluncí (rozměrová škála neodpovídá skutečnosti)
Teplota Typy hvězd Ejnar Hertzsprung (1873-1967) Hertzsprungův-Russelův diagram (H-R diagram) veleobři Svítivost obři hlavní posloupnost Henry Norris Russell (1877-1957) bílí trpaslíci
Typ hvězdy Veleobři Rozměr až 500 R Slunce Obři až 80 R Slunce Hlavní posloupnost Bílí trpaslíci Neutronové hvězdy 0,5 až 20 R Slunce 1000 až 10 000 km 10 až 100 km Hustota: Veleobr Slunce Bílý trpaslík Neutronová hvězda 10-6 g/cm 3 1,4 g/cm 3 10 6 g/cm 3 10 14 g/cm 3
Život hvězd 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.
To, kde se vývoj hvězdy zastaví (jaké jaderné reakce ještě budou ve hvězdě probíhat), závisí na její hmotnosti (osa y). Délka dané fáze života hvězdy je nepřímo úměrná její hmotnosti.
Příklad doby trvání jednotlivých etap života hvězdy
Budoucnost Slunce
Bílí trpaslíci Konečné stadium hvězd hlavní posloupnosti, které se během života přemění na obry a veleobry. Po utlumení termonukleárních reakcí se jádro smrští na poloměr ~1 000-10 000 km. Hmota ve zvláštním degenerovaném stavu směs jader C, O a degenrovaných elektronů tlak bránící gravitaci dalšímu stlačování je způsoben kvantovým proceserm degenerace elektronů. Hustota ~1 000 kg/cm 3. Čím je bílý trpaslík hmotnější, tím je menší. Povrchová teplota ~10 000 K, teplota ve středu ~10 7 K. Kvůli malému povrchu bude bílý trpaslík chladnout až stovky miliard let. Maximální možná hmotnost bílého trpaslíka, kdy ještě je tlak degenerovaného elektronového plynu schopen odolávat tlaku gravitace 1.4 M Slunce Chandrasekharova mez. Bílí trpaslíci v kulové hvězdokupě M4
M42, 1200 sv.l. Vznik nových hvězd v mračnu mezihvězdného plynu a prachu
Planetární mlhovina Mravenec, materiál vyvrhovaný z hvězdy v posledních stádiích evoluce (snímek Hubblova teleskopu)
Činka (Dumbell, M27). Planetární mlhovina v souhvězdí Lištiček. Pozůstatek po odhození obálky hvězdou. Prstencová mlhovina (M57). Planetární mlhovina v souhvězdí Lyry. Pozůstatek po odhození obálky hvězdou.
Přesýpací hodiny (MyCn 18). Fotografie HST (WFPC2, 1996). Planetární mlhovina s centrem ve tvaru Oka. Hvězda, která vytvořila tuto krásnou strukturu je malá bílá tečka v levé části Oka. Struktura vznikla z obálky, kterou hvězda odhodila, když se stávala bílým trpaslíkem.
Helix
Dumbell
NGC3132
Nova Těsné dvojhvězdy (vzdálenost Země-Měsíc) bílý trpaslík a hvězda ve stadiu rozpínání (při odchodu z hlavní posloupnosti). Bílý trpaslík přebírá vodík z druhé hvězdy. Ve slupce bohaté na vodík se blízko povrchu spustí termonukleární reakce. Náhlé zvýšení svítivosti 10 5 10 6 x. Tento proces se může opakovat -> rekurentní novy. T Pyxidis: Recurrent Nova
Supernova Zářivý výkon až ~10 9 Sluncí Dělení podle spektra (absence či přítomnosti různých spektrálních čar). Typ Ia ve spektru u maxima nejsou He a jsou Si a Ca spektrální čáry. Bílý trpaslík (složený z C, O) v binárním systému přetáhne část hmoty od svého průvodce (obvykle červený obr) a získá hmotnost větší než Chandrasekharova mez (maximální možná hmotnost bílého trpaslíka, ~1.44 M Slunce ), explozivní termonukleární reakce proběhnou v celém objemu a rozmetá celou hvězdu. Jasnost/max.jasnost Čas [dny] - Podobný proces jako u novy, ale mnohem rychlejší. U novy je proces nabalování hmoty pomalejší a nedojde k dosažení Chandrasekharovy meze, termonukleární reakce pak proběhnou pouze blízko povrchu. Tvar závislosti svítivosti na čase podobný u všech supernov Ia typu z naměřeného průběhu a změřené jasnosti lze dopočítat vzdálenost s relativně malou chybou.
Typ Ib, Ic podobné jako typ II. Staré masivní hvězdy, které vlivem hvězdného větru nebo interakcí s průvodcem ztratily vrchní vrstvy. II. typu samostatná stará hvězda hmotnosti 10-25 Sluncí, po skončení termonukleárních reakcí (tvorba Fe) jádro gravitačně zkolabuje (rychlostí řádově 10 000 km/s během několik sekund) na neutronovou hvězdu, (kvarkovou hvězdu) nebo čenou díru. Vnější vrstvy jsou pádem na zkolabované jádro extrémně stlačeny, zahřáty a při výbuchu odvrženy. 99% energie z kolabujícího jádra je odnášeno neutriny (elektricky neutrální částice, má téměr nulovou hmotnost, velice slabě interaguje s hmotou). Během kolapsu jádra je za několik málo sekund uvolněna energie ~10 46 J, asi 50x více, než uvolní Slunce za 10 miliard let svého života. Teplota zkolabovaného jádra při výbuchu supernovy 1000 10 9 K, teplota vnějších vrstev 2-3 10 9 K mohou proběhnout reakce, při kterých vznikají prvky těžší než železo. V naší Galaxii dochází k výbuch supernovy II. druhu jednou za 25-50 let, většinou ve spirálních ramenech, kde je velké množství prachu a plynu. Naposledy byla supernova v naší Galaxii pozorována v roce 1604. Zaznamenané supernovy: 1054 (Cassiopeia) 1572 (Krab) 1604 (Hadonoš, poslední pozorovaná supernova v naší Galaxii) 1885 (galaxie v Andromedě) 1987 (Velké Megallanovo mračno) podařilo se detekovat vzniklá neutrina
Fotodesintegrace jader železa intenzivní tok neutronů 55 Fe 26 + γ 13 4 He 2 + 3n Tvorba prvků těžších než železo v supernovách neutronový záchyt
Krabí mlhovina (M1) Pozůstatek po explozi supernovy v souhvězdí Býka. Exploze byla pozorována ve staré Číně roku 1054. V době exploze hvězda svítila několik dní i na denní obloze. Dnes mlhovina s vláknitou strukturou, v centru milisekundový pulsar (rotující neutronová hvězda s dipólovým magnetickým polem).
Zbytky Keplerovy supernovy typu Ia - SN 1604 (souhvězdí Cassiopeia, 10 000 sv.l.)
Supernova 1991T v galaxii M51
Řasová mlhovina v souhvězdí Labutě, pravděpodobně pozůstatek po explozi dávné supernovy, která vybuchla před 15 000 lety. Řasová mlhovina v RTG oboru. Okolí pulsaru v souhvězdí Plachet. Opět jdeo pozůstatek supernovy, která explodovala již před 11 000 lety.
Neutronová hvězda Po vyčerpání veškerého termonukleárního paliva v jádru masivní hvězdy nastane vlivem gravitace stlačování železného jádra, při stlačení degenerované hmoty (která je v bílých trpaslících) nastává proces p + e - n + ν e Za zlomek sekundy proběhne smrštění jádra, ve kterém zůstanou převážně neutrony, hustota stejná jako hustota atomového jádra (~10 11 kg/cm 3 ). Hvězda se tak stává jakýmsi obřím atomovým jádrem složeným převážně z neutronů. Zbytek po supernově typu Ib, Ic a II. Velikost neutronové hvězdy: ~10 km. Hmotnost větší než 1.4 M Slunce (Chandrasekharova mez, lehčí objekt by se stal bílým trpaslíkem), menší než 3 1.4 M Slunce (těžší objekt by se stal černou dírou). Úniková rychlost z povrchu ~150 000 km/s (kdyby na povrch dopadl člověk, uvolní se energie ekvivalentní výbuchu jaderné bomby se sílou 100 Mt TNT). Rychlá rotace (jedna otočka za 30 0.06 s), silné magnetické pole -> podél magnetické osy vzniká synchrotronové záření (vyzařováno nabitou částicí při zakřiveném pohybu v magnetickém poli). Pokud není magnetická osa totožná s rotační, lze pozorovat pulsy elmag. záření zdroj se nazývá pulsar.
Kvarková (podivná) hvězda Při dalším stlačení neutronové hmoty se vytvoří látka složená z u, d, s kvarků, které nejsou vázány v neutronech. Hvězda se tak stává obřím hadronem (hadron = vázaný stav kvarků, např. proton, neutron). Hustota: 10 13 kg/cm 3 Hmotnost větší než u neutronové hvězdy a menší než u černé díry. Zatím hypotetické objekty, známe 2 kandidáty: RX J1856.5-3754 průměr 11 km, vzdálenost 450 sv.l. 3C58, pozůstatek supernovy SN 1181
Černé díry Konečné stadium hvězd s hmotností > 25 Sluncí -hvězdné černé díry s hmotností 3-15 M Slunce Jádra galaxií - hmotnost 10 6 10 9 M Slunce Mikroskopické černé díry (10 11 kg = hmotnost hory) John A. Wheeler (1911-) Poloměr černé díry s danou hmotou Objekt Hmotnost Karl Schwarzschild (1873-1916) Poloměr černé díry Země 5.98 x 10 27 g 0.9 cm Slunce 1.989 x 10 33 g 2.9 km Hvězda 5x M S 9.945 x 10 33 g 15 km Jádro galaxie 10 9 xm S 3 x 10 9 km
Jak je možno pozorovat černou díru
ROSAT LMC X-1: Vážný kandidát na černou díru ve Velkém Magellanově mračnu. Jde o silný rentgenový zdroj pocházející z dvojhvězdy. Jedna složka je pravděpodobně normální hvězda, druhou složku tvoří kompaktní průvodce. Plyn z normální hvězdy dopadá na povrch kompaktní složky, ten se zahřívá a emituje rentgenové záření. Rentgenové záření ze systému vytrhává elektrony z atomových obalů v okruhu několika světelných let. Rekombinující elektrony potom září opět v rentgenovském oboru spektra. Z charakteru pohybu dvojhvězdy vyplývá, že kompaktní průvodce je s vysokou pravděpodobností černá díra s hmotností zhruba 5 M Slunce.
M87 (vzdálena 50 M sv.l.) Černá díra v centru galaxie M87. Na fotografii je také patrný vysoce energetický výtrysk (jet) mířící od centrálního objektu. Výtrysk obsahuje rychle se pohybující nabité částice, je dlouhý 6500 l.y. a je složen z vláken o průměru 10 světelných let. Charakter výtrysku odpovídá modelům černých děr s tlustým akrečním diskem.
Cen A (NGC 5128): Černá díra ve středu galaxie NGC 5128 a výtrysk viditelný v rentgenové oblasti spektra.