Vývoj hvězd: Porovnání verzí
Smazaný obsah Přidaný obsah
m r2.6.5) (robot přidal: ta:விண்மீன் படிமலர்ச்சி |
|||
Řádek 7:
== Zrození hvězdy ==
{{main|Mlhovinová hypotéza}}
[[Soubor:Sagittarius Star Cloud.jpg|thumb|Husté pole hvězd v souhvězdí Střelce.]]
Vývoj hvězdy začíná gravitačním kolapsem obřího molekulárního mraku (GMC). Typickou velikostí GMC je zhruba 100 světelných let a hmotnost má až 6 000 000 slunečních mas (1,2×10<sup>37</sup> kg). Při kolapsu se GMC rozdělí na menší a menší kousky. V každém z těchto fragmentů se hroutící se plyn uvolňuje gravitační potenciální energii ve formě tepla. Jakmile se zvyšuje teplota a tlak fragmentu, tak se fragment kondenzuje do super horké rotující sféry plynu, známé jako protohvězda.
Protohvězdy, které mají menží hmotnost než asi 0,08M<sub>⊙</sub>(1,6×10<sup>29</sup> kg), nikdy nedosáhnou teploty potřebné k rozběhnutí jaderné fúze vodíku. Tyto protohvězdy jsou známé jako hnědí trpaslíci. Hnědí trpaslíci mají většinou hmotnost okolo třináctinásobku hmotnosti planety Jupiter.
Pro masivnější protohvězdy není problém dosáhnout teploty jádra okolo 10 miliónů Kelvinů, což umožňuje zahájení protonové řetězové reakce, která vede k vodíkové fúzi, nejprve na deuterium a pak na helium.Ve hvězdách mírně nad 1 M ☉ (2,0 × 10 30 kg), cyklus CNO přispívá značnou částí energie. Nástup jaderné fúze vede k poměrně rychlému a stálému nástupu hydrostatické rovnováhy.
== Odkazy ==
| |||