Hvězda: Porovnání verzí

Smazaný obsah Přidaný obsah
→‎Vznik a vývoj: Byl tu pouze překlik - namísto "bílých trpaslíků" zde bylo napsáno "bílých trpalíků" a zkrátka se na to bez toho -s- nešlo dívat ;D
obrázek v češtině, lf
Řádek 2:
 
[[Soubor:Starsinthesky.jpg|náhled|Oblast vzniku nových hvězd ve [[Velký Magellanův oblak|Velkém Magellanově mračnu]] (obr. [[NASA]]/[[Evropská kosmická agentura|ESA]])]]
[[Soubor:StructureStavba of Stars (artist’s impression)hvězd.jpg|alt=|náhled|Průřez hvězdou typu [[Červený obr|rudého obra]]]]
[[Soubor:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|náhled|
Vyobrazení Slunce, hvězdy [[hlavní posloupnost]]i typu G, v nepravých barvách
Řádek 8:
'''Hvězda''' nebo zastarale '''stálice''' je [[Plazma|plazmové]] ([[plyn]]né), přibližně [[Koule|kulovité]] těleso ve [[vesmír]]u, které má vlastní zdroj viditelného [[záření]], drží ho pohromadě jeho vlastní [[gravitace]] a má [[hmotnost]] 0,08 až 300 [[Sluneční hmotnost|hmotností Slunce]]. Ve hvězdách je soustředěna většina viditelné [[Hmota|hmoty]] vesmíru. Nejbližší hvězdou k [[Země|Zemi]] je [[Slunce]], které je zdrojem většiny energie naší planety. Při vhodných [[Atmosféra|atmosférických]] podmínkách jsou v [[noc]]i ze Země viditelné i jiné hvězdy. Kvůli obrovským vzdálenostem vypadají jako množství nehybných, více či méně blikajících světelných [[bod]]ů.
 
Pod pojmem hvězda se ve starém chápání myslel téměř každý objekt na noční obloze jako [[planeta]], [[kometa]] atd. kromě [[Měsíc]]e. V užším [[Astronomie|astronomickém]] významu jsou hvězdy ty kosmické kulovité objekty, které mají vlastní zdroj viditelného záření. Během velké části své existence, přeneseně zvané „život“, je zdrojem tohoto záření hvězd [[termonukleární fúze]] [[vodík]]u na [[helium]] v jádru hvězdy. Ta uvolňuje energii, která prochází vnitřkem hvězdy a je vyzářena do vnějšího prostoru. Poté, je-li hvězda, která vyčerpala zásoby vodíku, dostatečně hmotná, vznikají ve hvězdě [[Chemický prvek|chemické prvky]] těžší než helium. Před koncem života mohou hvězdy obsahovat [[Degenerovaný plyn|degenerovanou hmotu]]. Astronomové zjišťují hmotnost, věk, [[Metalicita|metalicitu]] (chemické složení) a mnohé další vlastnosti pomocí pozorování [[Mechanický pohyb|pohybu]] hvězdy vesmírem, [[svítivost]]i a analýzou jejího záření. Graf porovnávající teplotu hvězd s jejich svítivostí, známý jako [[Hertzsprungův–Russellův diagram|Hertzsprungův-Russellův diagram]], umožňuje zjistit věk a stav vývoje hvězdy.
 
Hvězda začíná jako [[Gravitační kolaps|kolabující]] mrak materiálu složený hlavně z vodíku, hélia a stopových množství těžších prvků. Jakmile dosáhne jádro hvězdy dostatečné [[Hustota|hustoty]], vodík se začne termonukleární fúzí přeměňovat na helium a vyzařovat energii.<ref name="sunshine">{{Citace elektronické monografie
Řádek 61:
* '''[[Zářivý výkon]]''', někdy nesprávně „svítivost“ (značka ''L'', jednotka [[watt|W]]), obvykle v jednotkách ''L''<sub>⊙</sub> = {{nowrap|3,827×10<sup>26</sup> W}};<ref name="constants" /> viz [[Seznam nejzářivějších hvězd]].
* '''Povrchová [[teplota]]''' (značka ''T'', jednotka [[kelvin|K]]). Na ní závisí dominantní barva vyzařovaného světla, a tedy [[spektrální klasifikace]] hvězdy.
* '''[[Vzdálenost]]''' (značka většinou r, jednotka [[světelný rok|ly]] nebo [[Parsek|pc]]). Někdy se uvádí místo vzdálenosti roční [[Paralaxa (astronomie)|paralaxa]] (značka π, jednotka 1" – [[Vteřina|úhlová vteřina]]). Jelikož vzdálenosti ostatních hvězd od Země jsou obrovské, není praktické vyjadřovat je v [[kilometr]]ech. Často se vzdálenosti uvádějí prostřednictvím [[čas]]u, za který přiletí [[světlo]] z hvězd na Zemi. Vzdálenost Slunce od Země tak lze vyjádřit jako asi 8,3 [[světelná minuta|světelných minut]]. Druhou nejbližší hvězdou je [[Proxima Centauri]], vzdálená 4,3 [[Světelný rok|světelných let]]. Jinou používanou jednotkou pro určení vzdálenosti hvězd je tzv. [[parsek]], což je vzdálenost odpovídající paralaxe 1" (asi 3,26 světelného roku). Vzdálenost jednotlivých hvězd od sebe v pozorovatelném vesmíru je různá. Může být od [[těsná dvojhvězda|vzájemného dotyku]] až po miliardy světelných let.
* '''[[Poloměr]]''' (značka r, jednotka [[kilometr|km]]). Poloměr Slunce: ''R''<sub>⊙</sub> = {{nowrap|6,960×10<sup>5</sup> km}}.<ref>{{cite journal
| last1=Tripathy | first1=S. C. | last2=Antia | first2=H. M.
Řádek 282:
 
=== Vnitřní stavba hvězdy ===
[[Soubor:StructureStavba of Stars (artist’s impression)hvězd.jpg|alt=|náhled|Porovnání vnitřní stavby u hvězdy slunečního typu (vlevo) s červeným obrem (vpravo)]]
Vnitřek stabilní hvězdy je ve stavu [[hydrostatická rovnováha|hydrostatické rovnováhy]]: síly působící na vybraný malý objem se téměř přesně vyrovnávají. Mezi tyto síly patří gravitační síla, která neustále stlačuje hvězdu, a tlak způsobený vznikající energií následkem fúze, který působí směrem ven. Tlakový gradient je dán teplotním gradientem plazmatu: vnější části hvězdy jsou chladnější než jádro. Teplota jádra hvězdy hlavní posloupnosti nebo obrů je min. 10<sup>7</sup> K. Výsledná teplota a tlak v jádru hvězdy hlavní posloupnosti spalující vodík jsou dostatečné k udržení jaderné fúze a produkují dostatek energie k tomu, aby zabránily dalšímu kolapsu hvězdy.<ref name="hansen">{{cite book | last1=Hansen | first1=Carl J. | last2=Kawaler | first2=Steven D. | last3=Trimble | first3=Virginia | pages=32–33 | title=Stellar Interiors | publisher=Springer | year=2004 | isbn=0-387-20089-4 }}</ref><ref name="Schwarzschild">{{cite book|first=Martin|last=Schwarzschild|title=Structure and Evolution of the Stars|publisher=Princeton University Press|year=1958|isbn=0-691-08044-5}}<!-- Book republished by Dover as ISBN 0-486-61479-4, but ISBN in the cite book template is the one as published by Prin. Univ. Press--></ref>
 
Řádek 300:
[[Soubor:CNO Cycle.svg|náhled|Schéma CNO cyklu]]
 
Na to aby se těleso dalo charakterizovat jako hvězda, musí v jeho nitru probíhat [[TermojadernáTermonukleární reakcefúze|termojaderné reakce]] nebo muselo fází [[Jaderná fúze|fúzních reakcí]] projít v minulosti. [[Termonukleární fúze|Termojaderná reakce]] je reakce, při níž se [[Atomové jádro|jádra atomů]] lehkých [[chemických Chemický prvek|prvků]] sloučí za vzniku těžšího prvku. Jelikož jádra atomů jsou [[elektrický náboj|kladně nabitá]] a navzájem se silně odpuzují, ke spuštění termojaderné reakce je potřebná velmi vysoká teplota a tlak, které tyto odpudivé síly překonají.
 
U velké většiny hvězd (tzv. hlavní posloupnosti) vstupují do reakce [[Atomové jádro|jádra]] nejlehčího chemického prvku [[vodík]]u a výsledným produktem je [[helium]]. Přeměna lehkého vodíku na helium může probíhat dvěma odlišnými způsoby a to [[proton-protonový cyklus|proton-protonovým cyklem]] nebo [[CNO cyklus|uhlík-dusík-kyslíkovým cyklem]] (nazývaným také CNO cyklus podle chemických [[ZnačkaSymbol prvku|značek prvků]], které se ho účastní). Na to, který z těchto cyklů v [[Hvězdné jádro|jádru hvězdy]] převládá, má vliv hlavně teplota v jádře. Do 16 milionů kelvinů je dominantní proton-protonový cyklus, nad touto hranicí převládá CNO cyklus. Pro fungování CNO cyklu je nezbytná také přítomnost těchto tří prvků v jádru hvězdy. Čistá váha nově vzniklého atomového jádra v termojaderné reakci je menší než součet hmotností původních jader. Při obou cyklech se zhruba 1/140 hmoty přemění na čistou energii v souladu s [[E=mc²|Einsteinovou rovnicí]] E = mc². Proces fúze vodíku je velmi citlivý na [[teplota|teplotu]], takže i mírné zvýšení teploty jádra způsobí značný nárůst v rychlosti [[Jaderná fúze|fúze]]. Proto jsou teploty v jádrech hvězd hlavní posloupnosti v rozpětí od 4 milionů [[kelvin]]ů pro malé hvězdy třídy M po 40 milionů kelvinů při těžkých hvězdách třídy O.<ref name="aps_mss">{{Citace elektronické monografie
| datum vydání=February 16, 2005 | url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html
| titul=Main Sequence Stars
Řádek 318:
:4<sup>1</sup>H → <sup>4</sup>He + 2e<sup>+</sup> + 2γ + 2ν<sub>e</sub> (26,7 MeV)
 
kde e<sup>+</sup> je [[pozitron]], γ je [[foton]] [[Záření gama|gama záření]], ν<sup>e</sup> je [[neutrino]] a [[Vodík|H]] a [[Helium|He]] jsou [[Izotop|izotopy]] [[vodík]]u a [[Helium|hélia]]. [[Energie]] uvolněná v této reakci je řádově v [[Elektronvolt|megaelektronvoltech]], to je jen maličké množství energie. Jelikož však neustále probíhá obrovské množství těchto reakcí, množství [[energie]] je dostatečné k udržení výstupu [[záření]] hvězdy.
 
V jádrech s teplotou 100 milionů [[Kelvin|K]] a hmotností 0,5–10 hmotností [[Slunce]] může [[helium]] vytvářet [[uhlík]] v [[3-alfa reakce|3-alfa reakci]], kdy se jako pomocný krok využívá [[beryllium]].
Řádek 393:
|}
 
Mladé hvězdy předtím, než dosáhnou hlavní posloupnosti, získávají energii gravitační kontrakcí podobně jako některé velké [[Planeta|planety]] nebo hnědí trpaslíci. Gravitační kontrakce umožní vznikající hvězdě zvýšit [[teplota|teplotu]] a [[tlak]] v jejím nitru natolik, aby se spustily termojaderné reakce. Staré hvězdy po ukončení fáze jaderných reakcí mohou svítit z nazářených zásob. V obou případech (nedospělá i stará hvězda) však tyto hvězdy ve viditelném spektru dosahují jen malý zlomek zářivého výkonu, který mají hvězdy s probíhajícími termonukleární reakcemi.
 
== Vznik a vývoj ==