Hvězda: Porovnání verzí
Smazaný obsah Přidaný obsah
→Hraniční hmotnost: formulace |
m Hromadná náhrada: M⊙ → ''M''<sub>⊙</sub> s pevnou mezerou |
||
Řádek 425:
| archivedate = 2008-06-23
| titul = Slow Contraction of Protostellar Cloud | titul=Self-published
| datum přístupu = 2006-09-05 }}</ref> Protohvězdy jsou bouřlivé, svítící, nestabilní objekty, které se nadále scvrkávají. Tyto hvězdy před hlavní posloupností často obklopuje disk prachu a plynu, tzv. [[protoplanetární disk]], a zdrojem jejich vyzařování je hlavně uvolňování gravitační energie. Období gravitačního kolapsu trvá zhruba 10–15 milionů let. Mladé hvězdy s hmotností méně než 2
| last1=Bally | first1=J. | last2=Morse | first2=J.
| last3=Reipurth | first3=B. | year = 1996
Řádek 473:
| journal=Astronomy and Astrophysics | year=1977 | volume=61
| issue=2 | pages=251–259
| bibcode=1977A&A....61..251D }}</ref> Hvězdy, které měly na začátku více než 50
| url = http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/stellar-evolution/the-evolution-of-stars-between-50-and-100-times-the-mass-of-the-sun
| titul = The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun
Řádek 479:
| datum přístupu = 2006-09-07 }}</ref>
Délka období, které hvězda stráví na hlavní posloupnosti, závisí především na množství paliva, které má hvězda k dispozici a rychlosti fúze, spalování toho paliva, tzn. původní hmotnosti a svítivosti hvězdy. Odhadovaná délka života Slunce je zhruba 10 miliard (10<sup>10</sup>) let. Těžké hvězdy spotřebovávají palivo velmi rychle a jejich život je krátký. Lehké hvězdy naopak utrácejí palivo velmi pomalu. Hvězdy lehčí než 0,25
| last=Adams | first=Fred C.
| coauthors=Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve J. M
Řádek 487:
| publisher=Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica
| url=http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..22/PDF/RMxAC..22_adams.pdf
| accessdate = 2008-06-24 }}</ref> A protože životnost takových hvězd je delší než současný odhadovaný věk vesmíru (13,8 miliardy let), pravděpodobně ještě žádné hvězdy lehčí než 0,85
[[Soubor:H-R diagram -edited-3.gif|vpravo|náhled|360px|Příklad [[Hertzsprungův-Russellův diagram|Hertzsprungova-Russellova diagramu]] pro soubor hvězd zahrnujících Slunce (uprostřed) – viz níže Řazení hvězd]]
Řádek 510:
=== Zánik hvězd ===
Nejpočetnější hvězdy ve vesmíru, červení trpaslíci, zanikají nenápadně – po vyhoření veškerého paliva pozvolna chladnou až nakonec úplně zhasnou. Hvězdy s hmotností alespoň 0,4
| url=http://www.newscientist.com/article/dn13369?feedId=online-news_rss20
| title=Hope dims that Earth will survive Sun's death
Řádek 518:
| accessdate=2008-03-24 }}</ref>
V červených obrech do 2,25
| příjmení = Hinshaw | jméno = Gary | datum vydání = August 23, 2006
| url = http://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_stars.html
Řádek 524:
| vydavatel = NASA WMAP Mission | datum přístupu = 2006-09-01 }}</ref> Nakonec v jádru vzroste teplota a tlak natolik, že začne fúze hélia. Průměr hvězdy se od té doby postupně zmenšuje a povrchová teplota stoupá. U větších, původně hmotnějších hvězd jádro přejde přímo ze spalování vodíku na spalování hélia.<ref name="iben"/>
Po spotřebování hélia v jádře pokračuje fúze ve vrstvě z uhlíku a kyslíku kolem horkého jádra. Hvězda pak ve vývoji pokračuje cestou podobnou s původní fází červeného obra, ale s vyšší povrchovou teplotou. S postupným zmenšováním hvězdného jádra narůstá intenzita záření z jeho povrchu, což vytvoří takový tlak záření na vnější vrstvy plynů, že je doslova odhodí a vytvoří [[planetární mlhovina|planetární mlhovinu]]. Pokud má jádro po odmrštění vnější atmosféry hmotnost menší než 1,4
Velmi těžké hvězdy s hmotností více než 9
Poslední fáze nastává, když hvězda začne produkovat železo. Protože jádro železa je vázáno pevněji než jiná, těžší jádra, fúze železa nevytváří žádnou energii a proces naopak energii spotřebovává.<ref name="hinshaw" /> Ze stejného důvodu se energie nedá získat ani štěpením železa. V relativně starých a velmi těžkých hvězdách se v jádru naakumuluje velké množství nereaktivního železa. Těžké prvky v těchto hvězdách se mohou dostat na povrch, a tak vznikne objekt známý jako [[Wolfova-Rayetova hvězda]] s hustým hvězdným větrem. Když železné jádro dosáhne hmotnosti > 1,4
| datum vydání=April 6, 2006
| url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html
Řádek 535:
| datum přístupu=2006-07-16 }}</ref> Ještě mohutnější jsou exploze [[hypernova|hypernov]].
Většina hmoty hvězdy je rozmetána výbuchem supernovy (tak vznikají [[Planetární mlhovina|mlhoviny]] jako např. [[Krabí mlhovina]]) a to, co zůstane, je [[neutronová hvězda]] (která se někdy projevuje jako [[pulsar]]) nebo v případě největších hvězd (dostatečně velkých, aby zanechaly hvězdný zůstatek těžší než ~
Hmota, která je hvězdou vyvržena v podobě planetární mlhoviny nebo [[Pozůstatek supernovy|zbytků po výbuchu supernovy]], se neustále rozpíná, mísí se s mezihvězdnou hmotou a vrací se tím do oběhu, takže za nějaký čas z ní mohou vzniknout nové hvězdy.<ref name="supernova" /> Odvržené vnější vrstvy umírajících hvězd obsahují těžké prvky, které po zrecyklování další generací hvězd umožňují vznik kamenných planet.
| |||