„Lze očekávat, že
v nepříliš vzdálené budoucnosti budeme schopni pochopit i tak prostou věc,
jako je hvězda“
Arthur Stanley
Eddington (1882-1944)
HVĚZDY
Hvězdy jsou
velice hmotné kosmické objekty kulového symetrického tvaru, ve kterých
probíhají termonukleární reakce.
Hvězdy se rodí v mlhovinách smršťováním.
Mlhovina je mezihvězdný oblak prachu a plynů tvořený převážně vodíkem. Oblak
může dosahovat tak úctyhodných rozměrů, že světlo letí z jednoho konce na
druhý až sto let. Mlhovina je stabilní a rovnoměrně rozložený útvar. A proto k tomu,
aby se částice začali smršťovat a došlo k jejich zhuštění, potřebují
trochu postrčit. Možností je několik např. exploze supernovy nebo různé
rychlosti při oběhu kolem středu galaxie. Gravitace po zhuštění pak dokoná dílo
a z původně rozměrného oblaku se stane malý, hustý, kulovitý útvar, ve kterém
narůstá teplota i tlak.
vznik hvězdy
Ačkoli část tepla uvolněná při smršťování
uniká ve formě záření do prostoru, zárodek budoucí hvězdy je před pozorovateli stále
ještě dobře skryt. Dokonale ho zakrývají
závoje zárodečné mlhoviny. O tom, že je v mlhovině schovaná nová hvězdička
se zatím můžeme dozvědět buď jen nepřímo nebo díky pozorování
v infračerveném světle. Parodoxem je, že ne každý zárodek má šanci stát se
opravdovou, zářící hvězdou. Vše záleží na hmotnosti oné smrštěné koule. Pokud
je její hmotnost nižší než jedna desetina hmotnosti Slunce, nikdy nedosáhne tak
vysoké centrální teploty, aby v ní začala probíhat termonukleární reakce,
která dělá hvězdu hvězdou.
To hvězda o
hmotnosti 0,1 – 1,4 hmotnosti Slunce bude mít větší štěstí. Když v jejím
jádru dosáhne teplota zhruba 10 milionů °C začne se vodík slučovat
s heliem – nastává termonukleární reakce, při které množství uvolňující se
energie zahřívá povrch a ten začne zářit. Množství vodíku však není
nevyčerpatelné a po dlouhém období stability jednoduše dojde. V nitru
začnou probíhat další reakce, které budou mít za následek roztažení vnějších
vrstev hvězdy. Hvězda chladne a stává se červeným obrem. Po veškerém vyčerpání
nukleární energie dojde ke smrštění hvězdy do malého, hustého objektu, který se
nazývá bílý trpaslík.
Hvězdy větších
hmotností mají rychlejší vývin a také podstatně okázalejší zánik. Při ohromném
výbuchu zvaném supernova hvězda odhodí materiál povrchových vrstev. Zbytek hvězdy pak tvoří pouze neutrony. Šálek
hmoty z takovéto neutronové hvězdy by vážil miliardu tun.
Existují však
ještě hmotnější (hmotnější než tři Slunce) hvězdy žijící ještě kratší dobu.
Jejich zánik je rychlý a intenzivní. Hvězda se zhroutí v tak malý a hustý
objekt s tak obrovskou gravitací, že ani světlo tuto gravitaci nedokáže
překonat – vzniká černá díra.
Jak
z předešlého vyplývá, délka života hvězdy je závislá na její hmotnosti (1=
hmotnost Slunce).
|
HMOTNOST |
DÉLKA ŽIVOTA |
|
0,8 |
50 mld |
|
1 |
10 mld |
|
4 |
400 mil |
|
20 |
5 mil |
|
40 |
0,5 mil |
Mezi vznikem a
zánikem hvězda prochází tzv. hlavní posloupností V této fázi stráví zhruba 85% svého
života. Mění se chemické složení jádra hvězdy, to když se vodík přeměňuje na
hélium. Následkem je zvýšení zářivého výkonu hvězdy.
Naši nejbližší a také životadárnou hvězdou je
Slunce. Vzniklo před 4,7 mld let a současně s ním i celá naše planetární
soustava. Od naší planety je vzdáleno 149,6 mil kilometrů a jeho světlo k nám
letí 8 minut.
Sluneční soustava
Život Slunce se odvíjí
pomalu. Tak pomalu, že nemáme šanci to nějak postřehnout. Asi nejlepší bude,
ukázat si to v trochu představitelné podobě.
Dejme tomu, že
bychom chtěli pomocí zvláštní techniky, kdy by se film v kameře posouval o
mnoho pomaleji než jak známe, natočit vývoj Slunce od jeho vzniku až po zánik.
Speciální kamera, umístěná v bezpečné vzdálenosti,
pořídí snímek Slunce každých 70 000 let a posune se o jedno políčko. Jedna
minuta filmu by pak obsáhla 100 miliónů let života naší hvězdy.
Děj filmu by byl
následující:
Slunce a planety
naší soustavy se rodí během prvních 30 vteřin. V této době se počáteční,
rychlé smršťování zpomaluje, až se nakonec zastaví a Slunce se z obrovských
rozměrů sbalí v kouli o něco menší než je dnes. Zároveň se do chodu uvede
reaktor spalující vodík a hélium.
Dalších 90 minut
filmu (9 miliard let) se na plátně skví důvěrně známá žlutá koule. Ačkoli se
zdá téměř totožná, nějaká změna se přeci jen udála. Koule zvětšila svůj průměr
a také více září (až trojnásobně). Pak dochází k dramatickému závěru
filmu. Slunce se začíná nadýmat a zvětší se tak, že jeho načervenalý povrch
zakryje celé plátno. Příčinu ukáže pohled do jádra hvězdy – všechen vodík je téměř
spotřebován a Slunce přestavuje reaktor tak, aby mohlo využít i vodík, který se
nachází mimo jádro. Výkon i velikost hvězdy stále rostou, postupně jsou
pohlcovány planety Merkur Venuše a Země. Nyní již dosahuje velikosti obra a je
zmítána zběsilými pohyby, čadí do prostoru a zahaluje se do houstnoucího oblaku
prachu. Film zachytí zánik planetární mlhoviny, která sebou odnese i zbytky
řídkého povrchu hvězdy. A na plátně se objeví už jen bílí trpaslík – obnažené
hutné jádro bývalé hvězdy – chladnoucí a postupně pohlcován temnotou.
Celý film by
trval přibližně 110 minut a pokud by to někoho zajímalo, naše „teď“ se ve filmu
mihlo zhruba ve 47 minutě.
PLANETY
Z větších prachvých částic, která původně
obíhala hvězdu, postupným sdružováním vzniklo bezpočet útvarů o velikosti kolem
sta metrů. Narážením jednoho do druhého zvětšovaly svůj objem i obvod. Na konci
srážkového období, trvajícím poměrně krátce, je vznik prvotních planet, které
mají obvod již několik tisíc kilometrů. V této době jsou už zažehnuty termonukleární reakce ve Slunci
což způsobí „uklizení“ celé nově vzniklé soustavy. Úklid spočívá v tom, že
záření vytlačí zbývající prach a plyn na okraj gravitačních sil.
U planet začne docházet k různým procesům
(např. ochlazování povrchu u terestrických planet, různé chemické procesy),
které v konečné fázi mají vliv na to, jak která planeta vypadá, zda-li má
atmosféru či jaké bude mít minerální složení.
Planeta může
zaniknout několika způsoby. Zmíním se tu jen o dvou, protože další jsou ryze
spekulativní. K oficiálním, nebo ještě lépe seriózním, patří pohlcení
planety její mateřskou hvězdou a nebo následek srážky s jiným tělesem.
zdroje informací:
- www.google.com
- Patrick Moore; Hvězdy a planety- encyklopedický
průvodce
- Zdeněk Horský, Zdeněk Mikulášek, Zdeněk
Pokorný; Sto astronomických omylů uvedených na pravou míru
