Životní Cyklus Hvězdy

Život Hvězdného Příběhu

Zobrazit Aktivitu

Slovní Zásoba

Zobrazit Aktivitu

Diskuse Starter

Zobrazit Aktivitu

Fúze Vodíku

Zobrazit Aktivitu

Životní Cyklus Masivní Hvězdy

Zobrazit Aktivitu

Pracovní Cyklus Životního Cyklu

Zobrazit Aktivitu

Životní cyklus hvězdy

Naše hvězda je docela zanedbatelná. Není to příliš velké a je to jen jedna z obrovského množství hvězd ve vesmíru. Je to asi v polovině svého života, ve fázi známé jako hlavní sekvence. Za několik miliard let naše Slunce zemře a celý život na Zemi skončí. Naše Slunce poskytuje gravitační tah, který udržuje planety a další předměty obíhající kolem něj a poskytuje zdroj energie, který podporuje veškerý život na Zemi.

Délka životnosti hvězdy závisí na její hmotnosti. Pokud má hvězda hodně hmoty a tedy vysokou hmotu, její životnost bude kratší. To by se mohlo zdát trochu kontraintuitivní, protože by se dalo přemýšlet, jestli by více jaderného paliva znamenalo, že by hvězda mohla svítit déle. Menší hvězdy jsou ve skutečnosti účinnější s palivem, které mají; větší hvězdy však používají své jaderné palivo mnohem rychleji. Hmotnost hvězdy závisí na tom, kolik hmoty v oblaku, známé jako mlhovina, vytváří hvězdu.

Hvězdy podobné hmotnosti jako naše Slunce mají podobný životní cyklus. Začínají jako mlhovina. Mlhovina je oblak prachu a plynu, který se může pohybovat ve velikosti. Chcete-li vytvořit hvězdu o velikosti našeho Slunce, budete potřebovat mlhovinu několik setkrát větší, než je velikost naší sluneční soustavy. Tento mrak, který obsahuje stavební kameny hvězdy, se kvůli gravitaci zhroutí. Jak se oblak zmenšuje, jeho teplota se zvyšuje, jak se částice, které tvoří oblak, srazí. Když tento zhroucený mrak dosáhne určité teploty a tlaku, může dojít k jaderné fúzi. V této fázi je koule plynu známá jako protostar. Jaderná fúze je jaderná reakce, při níž se dvě lehká jádra spojí dohromady a vytvoří těžší jádro a energii. Právě tato energie je vyzařována od začátku. Množství energie vyrobené v těchto reakcích je možno vypočítat z E = mc ^2. „E“ je množství energie, „m“ je změna hmotnosti a „c“ je rychlost světla v metrech za sekundu.

Když je vnější tlak z jaderné fúze vyrovnán gravitační silou přitahující hvězdu k sobě, můžeme ji označit za stabilní. Hvězdy, které jsou stabilní jako naše Slunce, jsou prý v hlavní sekvenční fázi života hvězdy. Nastává okamžik, kdy hvězda vyčerpá své vodíkové palivo, a to je okamžik, kdy začíná život hvězdy. Hvězdy dojdou z paliva po milionech nebo miliardách let, v závislosti na jejich velikosti. Když hvězda vyčerpá palivo, jaderné reakce v jejím jádru nemohou pokračovat. To znamená, že vnější tlak klesá, což umožňuje gravitační síle začít se zhroutit v jádru. Vnější vrstvy se rozpínají a mírně chladí. Toto chlazení změní barvu hvězdy na červenou. V této fázi je hvězda známá jako červený obr. To bude osud naší hvězdy za několik miliard let. Naše Slunce nabobtná a rozšíří se na několik setkrát své původní velikosti. Až k tomu dojde, celý život na Zemi zemře.

Vnější vrstvy hvězdy se pak unášejí a zanechají horké a husté jádro. Ty mohou produkovat velmi krásné jevy známé jako planetární mlhovina. Horké jádro planetární mlhoviny je známé jako bílý trpaslík. Bílý trpaslík je mrtvá hvězda, která stále svítí kvůli zbytkovému teplu. Jsou velmi husté a jedna lžička bílého trpaslíka má hmotnost několika tun. Časem tato mrtvá hvězda vychladne a ztmavne. Tato mrtvá hvězda, která se ochladila a již nevyzařovala světlo, se nazývá černý trpaslík.

Hvězdy, které jsou mnohem větší než naše hvězda, sledují po celou dobu svého života jiný cyklus. Zatímco menší hvězdy, jako naše Slunce, jsou tvořeny kolabující mlhovinou, mlhoviny větších hvězd obsahují mnohem více hmoty. Také procházejí fází hlavního sledu, ale mají modrý odstín v důsledku vyšších teplot, které jsou s nimi spojeny. Když končí život větších hvězd, dělají to mnohem dramatičtěji. Masivní hvězdy mohou mít jádra, která jsou horká a dostatečně hustá, aby poskytla prostředí, ve kterém může dojít k jaderné fúzi pro další prvky. Stejně jako hvězdy podobné hmotě jako naše Slunce, také masivní hvězdy rostou, když začnou docházet jaderné palivo.

To končí velkou explozí zvanou supernova. Supernovye jsou některé z nejjasnějších objektů na obloze. Předpokládá se, že v supernově vznikají prvky těžší než železo. Mrtvé hvězdy jsou nyní známé jako neutronové hvězdy a jsou extrémně husté. Pokud je hvězda velmi velká a má dostatek hmoty, mohla by se na konci života hmotné hvězdy vytvořit černá díra. Černá díra je oblast vesmíru, kde je gravitace tak silná, že ani světlo nemůže uniknout.

Často kladené otázky o životním cyklu hvězdy

Jaké jsou hlavní fáze ve životním cyklu hvězdy?

Hlavní fáze ve životním cyklu hvězdy jsou: nebula, protohvězda, hlavní posloupnost, červený obr nebo superobr a nakonec bílý trpaslík, černý trpaslík, neutronová hvězda nebo černá díra, v závislosti na hmotnosti hvězdy.

Jak se nebula stává hvězdou?

Nebula je oblak prachu a plynu, který se pod vlivem gravitace zhroutí, zvyšujíc teplotu a tlak, dokud nezačne jaderná fúze, čímž vznikne protohvězda a nakonec stabilní hvězda.

Proč mají masivní hvězdy kratší životnost než menší hvězdy?

Masivní hvězdy spalují své nukleární palivo mnohem rychleji kvůli vyšším tlakům a teplotám, což vede k kratší životnosti ve srovnání s menšími hvězdami, které palivo efektivněji využívají.

Co se stane, když hvězda dojde vodíkového paliva?

Když hvězda dojde vodíkového paliva, zpomaluje jaderná fúze, gravitace způsobí kolaps jádra a vnější vrstvy se rozšíří, čímž vznikne červený obr nebo superobr v závislosti na hmotnosti hvězdy.

Jaký je rozdíl mezi supernovou a planetární mlhovinou?

Supernova je masivní exploze, která označuje konec života masivní hvězdy, často zanechávající neutronovou hvězdu nebo černou díru. Planetární mlhovina je oblak plynu, který opustí menší hvězdy, zanechávajíc bílého trpaslíka uprostřed.