Hvězdy zblíž
Co je hvězda?
Hvězda - gravitačně vázaný objekt, složený z vysokoteplotního plazmatu; hmotnost 0,08 M0 (cca 80 Mj) - cca 300 M0,
např. R136a1 (LMC) má 315(+60-50)Mo Plazma - zcela nebo částečně ionizovaný plyn, jako celek je elektricky neutrální.
Plyn Plazma
těsné interakce, srážky x , coulombovské interakce,
Řídké plazma - coulombovská interakce « vliv vnějších elmg. sil => chová se jako soubor nabitých částic (plazma v mezihvězdném prostoru)
Husté plazma - časté vzájemné srážky => chová se jako kapalina, plyn (plazma uvnitř hvězd)
stálé působení, volné nosiče náboje
plazma = 99 % atomární látky ve vesmíru
Chemické složení hvězd
1925 - C. Payne-Gaposhkinová - PhD práce
Abundance - poměrné zastoupení určitých chemických prvků v kosmických objektech, - v logaritmech počtu atomů vztažených vůči takovému množství látky,
v němž je obsaženo právě 1012 atomů vodíku (zastoupenípočtu), případně 1012 kg vodíku (hmotnostnízastoupení)
metalicita
[Fe/H] = log10
- log
JV,
LU
atar
Nu
SUD
Rb
IT-
C*
IT ■
Fr
Mg
Periodická soustava prvfeů
:     3  I  4-lj  I -C. I 7  I »| jllDIHll7.fr
n  i; u
f ■
Ci Sú
t    Lu .rJ
T, V
2r Hb
3*iLů- nr Ta
1 i*
C' Mrt
3—IÍT—
Mo- Ti
w—— = f: Cí:
Oi   Ir   Pl Al
u TU
n—fi-C c Ir
H g
T
6#
FT,
AJ
Bi
b " p:-:
Cl
-x—
= :
ľ—
^.1
ŕí
Otta.
C*
Si—
re—tt—
EU
■-
ľ-3p; F4J
Ani
0:1
Ví— to
c—
ho
f"—
V—
fm
m-
chemické složení Slunce - typické pro naprostou většinu hvězd, potažmo i pro celý vesmír
• vodík (téměř 80 % všech atomů),
• helium (téměř 20%),
• hmotnostně 74 % a 24 %
• ostatní prvky jen asi 2 % (charakteristické pro téměř celou hvězdu s výjimkou jádra)
hmotnostně složení Slunce:
X= 0.7380, Y= 0.2485 a Z= 0.0134
(N. Grevesse et al., Astrophys Space Sci (2010) 328,179)
Anatomie hvězdy
- hvězdné nitro
- hvězdné atmosféry
nitro hvězdy - části hvězdy, které nikdy nemůžeme přímo pozorovat; žádný foton přímo z nitra hvězdy se k nám nedostane!
metody zkoumání - nepřímé - modelování
- „přímé" - helioseismologie, hvězdná seismologie (asteroseismoiogy)
Anatomie hvězdy
atmosféra - povrchové (pozorování přístupné) vrstvy hvězdy
fotosféra - odtud přichází fotony, které pozorujeme - oblast vzniku optického spektra, „povrch hvězdy", 7000-4200 K; u různých typů hvězd má rozdílnou tloušťku a hustotu:
objekt_tloušťka_hustota_
Slunce 200 km 3.10"4 kg.m~3*)
bílí trpaslíci řádově metry 100 kg.m"3
obři a veleobři_řádově poloměry Slunce_velmi nízká
*) srovnatelné s hustotou zemské atmosféry ve výšce 60 km
chromosféra - tloušťka 1000 km, 4200-10000 K; vznik
nejsilnějších Fraunhoferových čar, emisních čar (sp. tř. M)
koróna - až 106 km, teplota až 106 K; zdroj rtg. záření hvězd
Splitů speKlnjm
Metody studia hvězdných atmosfér
přímé - spektroskopie - studium hvězd „na dálku"
spektrum hvězdy je dáno stavbou a teplotou fotosféry (viditelný „povrch" hvězdy)
- kontinuum - spodní husté, horké vrstvy ji                 - absorpční čáry (chladnější, řidší oblasti)
- emisní čáry (teplejší útvary)
- fotometrie - astroseismologie
- studium hvězdného větru - odběry vzorků (pouze u Slunce)
nepřímé - modelování
model = idealizovaná představa tělesa, soustavy těles
nebo jevu; fyzikální, matematický model tvorba modelu - zjednodušení reality
obecně - modely v astrofyzice:
- hvězd a jejich vývoje,
- vzniku planetárních soustav,
- galaxií, srážek galaxií,
- vesmíru
použití modelu - vždy porovnat se skutečností!
Nejlépe prostudovanou hvězdnou atmosférou je atmosféra Slunce!
Hvězdné otázky
Jak dlouho hvězdy existují? Proč se nezhroutí?
Proč hvězdy svítí?
Jak hvězdy vznikají?
Jak vypadá látka v nitru hvězd?
Co je zdrojem energie hvězd?
Pohledy dO Zákulisí aneb co je za fotosférou?
Problémy studia hvězd
- hvězdný vývoj - velmi dlouhé časové škály
- hvězdné nitro - nedostupné
východiskem je seismologie,
ale zejména
modelování!
Rovnice hvězdné stavby:
• stavová rovnice
• zachování hmoty
• hydrostatická rovnováha
• tepelná rovnováha
• přenos energie
Proč se hvězdy nezhroutí?
proti gravitaci působí jiná síla, která je s gravitační silou ve velmi dokonalé rovnováze
=> hvězda se nachází v hydrostatické rovnováze, f
gravitační síla x síla vztlaková J
I
proti gravitaci nepůsobí tlak, ale gradient tlaku M
Vztlaková síla - dána tlakem ze dvou složek
- tlak plynu - vzájemné srážky částic, z nichž je hvězda utvořena
- tlak záření (uplatní se jen u velmi hmotných hvězd)
Rovnice hydrostatické rovnováhy
Zadání:
samostatná, nerotující hvězda, elementární objem tvaru kvádru S, Ar těžiště ve vzdálenosti r od stredu hvězdy p(r) - hustota plazmatu ve vzdálenosti r g{r) gravitační zrychlení
Hvězda působí na elem. objem tíhovou silou
Ar
	1 1 1	
		
í* s	S	T
F = m g (r) = p{r) SArg(r) = -p{r) SArg(r) —
Vztlaková síla = výslednice tlakových sil
Element v rovnováze = v klidu => výslednice sil nulová Ft + Fg = 0
F +F_ =
ŕ
dr
\
- p(r) g{r)
J
SAr- = 0 ->
Rovnice hydrostatické rovnováhy cLP
ár
= -p(r) g(r).
platí zcela obecně, tj. pro libovolná statická tělesa nacházející se v obecném gravitačním poli
V jakém stavu je látka uvnitř hvězd? modely
1. centrální teplota - miliony až miliardy K
vysoká teplota => v nitru je zcela ionizován vodík a helium, velmi silná ionizace těžších prvků, (+ vysoká hustota) => časté srážky částic => => hvězdná látka se chová jako ideální plyn.
2. hustota látky - řádově 104 až 109 kg/m3
v některých fázích vývoje - hustota látky se zvětší =>
částice spolu začnou interagovat i v době mezi vzájemnými srážkami =>
efekty kvantové fyziky -> látka degeneruje
Elektronově degenerovaný plyn - mechanickými, tepelnými a elektrickými vlastnostmi připomíná pozemské kovy (vysoká hustota, obtížně stlačitelný, dokonalý vodič elektřiny a tepla).
Výskyt - v nitrech bílých trpaslíků, v centrálních částech hvězd v pokročilejším stupni vývoje či ve svrchních vrstvách neutronových hvězd.
Proč hvězdy září?
Protože jsou horké!
hvězda - dokonalý termostat
teplota fotosfér se s časem výrazně nemění =>
něco? doplňuje ztráty způsobené vyzařováním => uvnitř hvězd je zdroj energie
fotosféra - stav energetické rovnováhy - v ustáleném stavu musí projít povrchem koule opsané kolem středu hvězdy v každém okamžiku právě tolik tepla, kolik ho uvnitř této koule vznikne
Co je zdrojem energie ve hvězdách?
Přehled představ:
• doběla rozžhavený železný kotouč (antika, Anaximandros)
• chemické hoření (pol. 19. st. H. Helmholtz, J. Herschel)
• gravitační smršťování (H. Helmholtz a W. Thomson (lord Kelvin))
dopady meteoritů (1846, J. Mayer)
jaderné štěpení - rozpad 235U (poč. 20. st.)
jaderné reakce/jaderná syntéza - 30. léta 20. stol. - Eddington jen za vysoké teploty => zpravidla pouze ve středu hvězdy "•^   ^(H. Bethe, von Weizsäcker - teorie!
10
srovnání - 2 zdroje s jadernými reakcemi
jaderný reaktor x
stepem tezsich jader
atomů na lehčí (nekontrolované štěpení = jaderný výbuch)
jaderná bomba 1 kt uvolní 1012 J, výbuch průměrné sopky - 1015-1018 J,
nitro hvězdy
syntéza lehčích jader atomů na těžší
produkce Slunce 4.1026 J/s
Proč financovat astronomii a astronomy?
- mj. snaha o napodobení jaderných reakcí ve hvězdách ... jaderná fúze - levná a ekologická výroba elektřiny
Kontrolovaná jaderná fúze produkuje:
❖ 4.106x více energie než chemické reakce (hoření uhlí, olejů, plynu)
❖ 4x více energie než jaderné štěpení při srovnatelné hmotnosti paliva
V čem je problém?
- potřeba řízené reakce (reaktor ITER ve Francii)
- dostatek kvalitní izolace
- zatím více energie dodáváme
(český příspěvek - účast na projektu superlaserů HiPER + ELI)
hlavní vnitřní zdroj energie hvězd = jaderné hoření v centrálních oblastech, spíše jaderné doutnání, dokonalý termostat (0.001 K při 107 K !)
"ER (International Thermonuclear Experimental Reactor)
china eu india japan korea ru:
největší energetický projekt lidstva (35 zemí) - obří tokamak pro jadernou fúzi
hmotnost 23 000 t
teplota jádra - až 150 mil. K
výstupní energie 500 MW
https://edu.ceskatelevize.cz/video/2273-neivetsi-tokamak-na-svete
V. Wagner: Jak daleko jsme pokročili k jaderné fúzi? 1. část 2. část
Jaderné reakce v nitru hvězd
Proton-protonový řetězec (p-p řetězec)
4 protony (jádra H) ->
2 protony+2 neutrony (1 jádro He) + energie (foton, pozitron a neutrino)
nejvyšší účinnost - při T< 20.106 K, uvolněná energie - E ~ p T4(někdy5-6) výskyt - Slunce, hvězdy s M<1.7 M0 (většina hvězd)
před syntézou:
II
1H + 1H->2D + e+ + ve 2D + 1H->3He + h v 3He + 3He -> 4He + 21H
(1,44 MeV) (5,49 MeV) (12,85 MeV)
po syntéze:
neutrino
neutrino <1
1H + 1H->2D + e+ + ne
2D + 1H->3He + y 3He + 4He -> 7Be + y 7Be + e~ -> 7Li + ne 7Li + 1H ->2 4He.
pozitron
CNO (uhlíkový) cyklus
4 protony -> 1 jádro helia
(jádra uhlíku, dusíku a kyslíku - „katalyzátory")
CNO cyklus
12C + 1H->13N + y 13N -> 13C + e+ + ne 13C + 1H->14N + Y i4N + iH->150 + y 15Q -> 15N + e+ + ne i5N + iH->12C + 4He
Legenda
proton     ^ pozitron O neutron   q   v neutrino
výskyt - u žhavých hvězd s M> 1.7 M0, uvolněná energie - E ~ p T18(někdv1518)
3a proces
3 částice alfa -> uhlík + foton(gama)
jHefjHe->5Bc-9SkcV
*Be+*He->12eC 126C + *He VĚsO
výskyt - v závěrečných fázích vývoje hvězd, teploty - řádově 100.106 K množství energie ~ 1030 J
Rozhodující je teplota - ovlivňuje „nasazení" reakcí i energetickou výtěžnost!
hlavní vnitřní zdroj energie hvězd = jaderné hoření v centrálních oblastech => pro přenos tepla na povrch - teplotní spád
Přenos tepla
1. zářením,
2. prouděním (konvekcí),
1. Přenos zářením (zářivou difúzí)
- stoprocentně účinný pouze v prázdném prostoru,
- v nitru hvězdy látka brání průletu fotonů; střední volná dráha fotonu
(v centru Slunce) - řádově mm až cm
- fotony jsou mnohokrát pohlceny a jiné opět vyzářeny
- v teplejších oblastech je více fotonů, navíc s vyšší energií
- přenos tepla zářením je velmi pomalý
^Sí^- Radiation from interior—- ^ore
tDensity (kg/m3)
T6
-M
200
onvection zořte
30,000 km
°00hm
1000 km
Ph,
otosptiere
Á\
příklad: nitro Slunce, vzdálenost r = 0,5     teplota T= 3,5-10ň K tok fotonů shora dolů: 4*101 ^
\f_^_^_^_^_^
Temperature [millions oí K)
í
T    í    í t
tok fotonů zdola nahoru: 4-1+ 1
í
střední volná dráha fotonu $ d- 1,5 mm. rozdíl teplot ÁT= 0,00003 K
2. Konvekce (proudění)
přenos tepla konvekcí (prouděním) - proudy teplé látky stoupají vzhůru a po ochlazení vyzářením opět klesají dolů
podmínky vzniku konvekce:
- příliš neprůhledný materiál hvězdy (vysoká opacita) - u hvězd M < 1,5 M0 - konvektivní vrstvy pod fotosférou - tím hlubší, čím je hvězda méně hmotná (u Slunce 200 000 km - granulace)
high-mass star
very low 5[ar
konvekce
hvězdy slunečního typu (F. G)
O
- zdroj energie ve velmi malém objemu => v centru hvězdy prudký spád teploty (povrch nestačí odvádět teplo); pro hvězdy M>1,5 M0 konvekce v jádru -zajišťuje i dodávku čerstvého materiálu do centra Q
• účinnější než zářivá difúze
• způsobuje vyhřátí atmosféry
(i vnější části - koróny)
• rozpínání koróny - hvězdný vítr
(u Slunce sluneční vítr)
rané hvězdy (Of EV)
pozdní hvězdy (M)
3. Přenos tepla vedením
- teplo se přenáší volnými elektrony
- látka má vlastnosti podobné kovům
- ve hvězdách na konci vývoje, bez jaderného hoření a bez smršťování
- výdaje energie jsou hrazeny ze zásob => hvězdy chladnou
o jaké hvězdy jde?
bílí trpaslíci!
Bílí trpaslíci chladnou postupně až desítky miliard let - proč tak dlouho?
povrch BT je velice malý
4. Proud neutrin
• i u Slunce, ale energeticky nepříliš významné
• podstatné např. u supernov