hvězdy jsou nebeská tělesa tvořená plyny, jako je helium a vodík, a prachem, s přítomností hustého jádra, uvnitř kterého probíhají fúzní reakce, které vedou k uvolňování energie. Hvězdy vznikají v mlhovinách a mohou mít životnost milionů až miliard let, která se liší podle jejich hmotnosti. Je těžké odhadnout, kolik hvězd je dnes v našem vesmíru, ale někteří astronomové uvádějí, že počet přesahuje 20 číslic.
Podívejte se na náš podcast: Teorie velkého třesku
Shrnutí o hvězdách
Jsou to kulovitá nebeská tělesa složená z plynů, jako je vodík a helium. Uvnitř se nachází jádro, ve kterém probíhají reakce jaderné fúze, zodpovědné za energii a světlo vyzařované těmito objekty.
Vznikají uvnitř mlhovin gravitačním kolapsem kulových uzlů.
Jeho počáteční fáze se nazývá protostar.
Dosažení zralého stavu, který představuje většinu jejich životů, trvá miliony let. V této fázi začínají termonukleární reakce.
Mohou mít velmi dlouhé životní cykly, miliardy let, nebo krátké, miliony let, v závislosti na jejich hmotnosti.
Z menších se po skončení tohoto cyklu stanou bílí trpaslíci. Masivní končí jako neutronové hvězdy nebo černé díry.
Jeho klasifikace se provádí podle velikosti a barvy.
Oficiální název každého z nich je schválen Mezinárodní astronomickou unií (IAU).
formování hvězd
Proces formování hvězd, které tvoří náš vesmír, začíná v oblacích složených z prachu a plynů tzv mlhoviny. Vnitřek mlhovin tvoří prostředí s vysokou turbulencí, způsobenou pohybem plynů a dalších materiálů. které je tvoří a vedou ke vzniku kulových uzlů, které mohou utrpět gravitační kolaps, což je počáteční fáze konstituce hvězda. Tím pádem, několik z těchto struktur se tvoří v mlhovinách, proto se jim říká hvězdné školky.
Hvězda v první fázi svého formovacího procesu se nazývá protohvězda. Gravitační kontrakce charakteristická pro tuto počáteční fázi pokračuje po miliony let, což podporuje nárůst teploty v jádře protohvězd a postupně k sobě přitahuje větší množství plynů a prachu okolí.
Teprve po uplynutí dlouhé doby se reakce o Jaderná fůze se začínají dít v centrální oblasti hvězd, když teplota v této oblasti již dosáhla alespoň 15 milionů stupňů Celsia. Od té doby gravitační kolaps ustává a nastává rovnovážná situace, která začíná novou fázi jejich života. Ó slunce, například jediná hvězda, která tvoří Sluneční Soustava, trvalo 50 milionů let od fáze protohvězdy do fáze zralosti.
Složení hvězd
hvězdy jsou skládá se v podstatě ze dvou plynných prvků, hélium (On) a vodík (H). V jejich centrální oblasti probíhají termonukleární reakce, při kterých dochází k fúzi atomů vodíku a vzniku atomů helia. Tato reakce uvolňuje velké množství energie ve formě tepla a je také zodpovědná za emisi charakteristického světla hvězd.
Charakteristika hvězd
hvězdy jsou sférická nebeská tělesa a skládá se z plazmy sestávající z plynů a prachu, zejména helia a vodíku, jak jsme viděli. Během zralé fáze svého života zůstávají hvězdy díky silám ve stavu rovnováhy vlastní gravitační síly a tlak vyvíjený jádrem díky fúzním reakcím, které probíhají uvnitř té struktury. Tento stav se nazývá hydrostatická rovnováha.
Velikost a hmotnost hvězd se značně liší v závislosti na faktorech, jako je jejich stáří a stádium. Druhý aspekt, který odpovídá hmotnosti hvězd, je stále důležitý pro jejich zařazení do: nízkohmotnostní, střední, masivní a superhmotné. Teplota povrchu hvězd se může pohybovat od 2500 ºC, u nejstarších až po téměř 50 000 ºC, u hvězd, které jsou na začátku své zralé fáze.
Svítivost, kterou hvězdy vyzařují, závisí na jejich stáří a množství energie generované v jejich jádru, které se časem a spotřebou jejich paliva, vodíku, snižuje.Velikost a teplota hvězd jsou faktory, které ovlivňují jejich jasnost. Druhý aspekt také určuje zbarvení těchto nebeských těles. Teplejší hvězdy jsou jasnější a mají bílou nebo namodralou barvu, na rozdíl od chladnějších, starších hvězd, které vypadají načervenalé.
Stáří hvězd se pohybuje od několika milionů až po miliardy let. Odhaduje se, že nejstarší jsou prakticky stejně staré jako náš vesmír, 13,8 miliardy let.
typy hvězd
Hvězdy jsou klasifikovány podle jejich hmotnosti a barvy:
bílí trpaslíci: jsou odvozeny z procesu kolapsu jiných hvězd hlavní posloupnosti, který se skládá z jejich konečné fáze. Navzdory vyzařování záře v jeho jádru neprobíhají žádné fúzní reakce.
Žlutí trpaslíci: mají aktivitu ve svém jádru, ve kterém probíhají reakce jaderné fúze. Jsou součástí hlavní sekvence. Příkladem je Slunce.
červení trpaslíci: jsou nejpřítomnější ve vesmíru. Mají malou hmotnost, slabou jasnost a teploty nižší než Slunce.
rudí obři: jsou to hvězdy v pokročilé fázi svého životního cyklu, mají větší velikost, ale sníženou hmotnost, s menší jasností než v předchozí fázi. Přibližně za pět miliard let se ze Slunce stane červený obr.
Modří obři a veleobri: jsou velmi masivní a jasné, s extrémně vysokými teplotami v rozmezí 10 000 K až 50 000 K v případě veleobrů. Ty mohou mít až 25násobek hmotnosti Slunce. Vzhledem k intenzivní aktivitě, která se vyskytuje v jejich jádru, jde také o velmi mladé hvězdy s krátkým životním cyklem.
Zajímavý:Existují také neutronové hvězdy, velmi malé struktury o průměru přibližně 20 km, masivní a extrémně husté, sestávající v podstatě z neutrony. Provádějí kruhový pohyb vysokou rychlostí, což představuje konečnou fázi mnoha hmotných hvězd.
Vědět více: Co jsou padající hvězdy?
Život a smrt hvězd
Hvězdy vznikají, dozrávají a přestávají existovat jako většina nebeských těles ve vesmíru. Životní cyklus hvězdy může trvat miliony nebo miliardy let. Charakteristickým znakem všech z nich je však skutečnost, že jejich zralá fáze odpovídá asi 90 % celého cyklu.
Způsob, jakým se hvězda vyvíjí, dokud nezemře, se liší podle hmotnosti., přímo související s přítomností topného plynu v jeho struktuře pro kontinuitu chemických reakcí jádra. Když tyto reakce sestávají z fúze vodíku pro složení helia, jsou tyto hvězdy charakterizovány jako hvězdy hlavní posloupnosti. V tomto případě se vodík spotřebovává, dokud nedojde, což způsobí zhroucení jádra a vnější část hvězdy se roztáhne, až se z ní stane červený obr.
Od této chvíle budou následující kroky přímo záviset na hmotnosti hvězdy. V hvězdy střední a nízké hmotnosti, aktivita v jádře bude pokračovat, ale dá vzniknout atomy uhlíku z fúze helia. Když dojde na konec, celá hmota hvězdy dá vzniknout planetární mlhovině. Jádro zase dává vzniknout bílému trpaslíkovi.
v případě masivní hvězdy, které mají nejméně sedmkrát větší hmotnost než Slunce, dochází k tvorbě červených veleobrů. Jeho jádro spouští reakce, jejichž výsledkem je vznik prvků, jako je železo, na jehož výrobu je potřeba enormní množství energie. Výsledkem je, že se hvězda jako reakce vlastní gravitace stáhne a poté prudce expanduje prostřednictvím exploze zvané supernova.
Většina jeho materiálu zůstává ve vesmíru, ale asi 25 % dá vzniknout neutronové hvězdě nebo a Černá díra, což závisí na hmotnosti samotné. Pouze supermasivní hvězdy tvoří černé díry. Hodinky:
jméno hvězd
Oficiální název daný hvězdám musí projít schválením Mezinárodní astronomické unie (IAU, ve zkratce v angličtina), zodpovědný za jeho katalogizaci, aby se stal standardem pro komunikaci a pro jejich studium objektů. Seznam IAU obsahuje 330 dosud schválených oficiálních jmen hvězd.
→ Seznam 10 nejjasnějších hvězd
Abychom uvedli některé příklady jmen hvězd, přinášíme seznam 10 nejjasnějších známých hvězd podle Národního úřadu pro letectví a vesmír (Nekřídlo):
Sírius;
Canopus;
Rigil Kentaurus;
Arcturus;
Vegas;
Kaple;
Rigel;
Procyon;
Achernar;
Betelgeuse.
Kolik hvězd je na obloze?
Přesné určení množství hvězd existujících na obloze našeho vesmíru je nesmírně obtížný úkol, téměř nemožný. Vezmeme-li v úvahu pouze galaxii, do které jsme vloženi, Mléčnou dráhu, odhaduje se, že existuje mezi 100 a 200 miliardami hvězd. Celkový počet hvězd ve vesmíru je řádově 1024 nebo septilion.
Od Palomy Guitarrara
Učitel zeměpisu