am Látka v mezihvězdném prostom zbytky po předchozím vývoji zárodečný materiál průhledný závoj zahalující svět hvězd rozptyl na částicích prachu -nejvíce záření srovnatelné vln. délky s velikostí částic => modré světlo rozptylováno více => mezihvězdné zčervenání (objekty červenější než jsou ve skutečnosti) Dust cioud- Red light slightly reduced 'Stellar absorption^, lines still detectable I _ . 11 _______ . I Scattered light Blue light greatly reduced Frequency Telescope optická IR část spektra mezihvězdná extinkce Triy - MV =5 log r-5 + A v Barnard 68 Oph 2G Optical IR 220 nm "bump" 0,01 0,10 1.00 VVovelength {fitn) X [nm] 1000 500 300 200 0) o c 10r00 125 1/Ä. hirrť1] Ve směru do centra Galaxie až +30 mag ve vizuální oblasti spektra! vývoj („život") hvězdy - velmi dlouhý proces (ve srovnání s lidským životem) = > záznam momentek ze života různě starých hvězd = > skládání obrazu života jedné hvězdy Problémy? - výběrový efekt - četnost hvězd daného typu - vzdálenosti spring winter Hvězdné porodnice mezihvězdné prostředí - vyplněno plynem a prachem (drobné částice), většinou velmi řídký, molekulární, atomární nebo ionizovaný vodík (cca 75 %), chladný (desítky K) nebo horký (až 10 000 K) - v něm vložena/leforeníná oblaka cffadného, hustého molekulárního vodíku hvězdné porodnice = GMCs (obří molekulová mračna) nebo části • rozměry -10 - 200 pc \ • teploty - kolem 15 K » \ • hmotnosti - řádově M0 až 105 M0 (GMC až 107 M0) • huftoty - 102-103 částic/cm3, zhustky až 106 částic/cm3 • složení-až 99 % H2, 1-10% prach * => z jednoho oblaku desítky až tisíce nových hvězd • 4 Akt zrozeni Akt zrození aneb 7 kroků ke vzniku hvězdy 1. Mračno plynu a jeho fragmentace 2. Samostatný kolaps fragmentu 3. Protohvězda (konec fragmentace) 4. Kelvinova-Helmholtzova kontrakční fáze 5. Hayashiho stopa 6. Zážeh (zrození nové hvězdy) 7. Hvězda hlavní posloupnosti 1. Dělení GMC > na počátku GMC v hydrostatické rovnováze - proti gravitaci působí gradient tlaku (tlak plynu, teplota materiálu, rotace, magnetické pole) > vnější působení => změna podmínek, gravitace vítězí => začíná kolaps možné příčiny kolapsu: • srážka s jiným mračnem • výbuch blízké supernovy (rázová vlna) • blízký vznik hmotné hvězdy typu O nebo B • průchod mračna spirálními rameny Galaxie > GMC obsahují shluky (clumps) cca 0.1 pc, hmotnost řádově M0 hustší - méně stabilní => kolabují dříve a rychleji; fragmentace mračna —> na shluky a ty dále na jádra => celé GMC se rozdělí na hustá jádra o hmotnosti srovnatelné s hmotností hvězd typický oblak - možnost vzniku: • několika málo velmi hmotných hvězd (>20 M0), • mnoha hvězd podobných Slunci • mnohem více málo hmotných hvězd a hnědých trpaslíků > délka procesu - několik milionů let Tarantula, 30 Dor Tmavý prachový oblak (globule) v NGC 281 (asi 10 000 ly od nás) (hst) 2. Samostatný kolaps jednoho fragmentu (dále úvahy pro budoucí hvězdu velikosti Slunce) • fragment - chomáč, plynná koule, z něhož má vzniknout hvězda 1-2 M • velikost fragmentu - 10Ox větší než Sluneční soustava • hustota ve středu dosahuje cca 1012 částic/m3 • centrální teplota vzrostla na 100 K x teplota vnějších částí stále nízká, materiál je tenký => energie získaná uvnitř chomáče snadno unikne do prostoru ❖ smršťování => zvyšuje se hustota => roste tlak a teplota (vyzáří se jen 1/4 energie) zastaví se fragmentace, smršťování pokračuje B 3- Protohvězda velmi rychlé smršťování —> až je fragment velikostí srovnatelný s rozměry Sluneční soustavy - v centru se vytvoří hustá neprůhledná oblast => fragment se začíná podobat hvězdě - protohvězda ❖ centrální teplota - 10 000 K hustota ve středu ~ 1018 částic/m3 {♦ vnější části stále chladnější a tenčí hmotnost protohvězdy roste a objekt se dále smršťuje ukryta v zárodečném materiálu & velmi krátká etapa (104-105 let) => velmi málo pozorovaných protohvězd ❖ ❖ ❖ lze pozorovat bubliny v mezihvězdné látce, příznak vznikající hvězdy místo vzniku zahalené opticky tlustým diskem formující se hvězda f Visible f Infrared Protohvězdy s disky • původní chomáč plynu se smršťuje, ale také rotuje => v okolí pólů dopadá volným pádem, kolem rovníku je brzděn odstředivou silou => zplošťuje se -> disk kolem rovníku protohvězdy • disky z prachu a „zbytků" pozorujeme kolem mladých hvězd nízké hmotnosti • úklid disku po zformování protohvězdy (plyn „zmizne" do 6 mil. let) - část materiálu spadne na protohvězdu - část poslouží ke zformování planet (část je odvanuta z okolí hvězdy později po zapálení jaderných reakcí) Výtrysky (jety) • v polárních oblastech - odklizení přebytečné hmoty a energie Embedded Outflow in HH 46/47 NASA / JPL-Calcech / A. Ncriega-Crespo (SSC/Caltech) Spitzer Space Telescope * IRAC Inset visible light (DBS] ssc2003-Oef Visible (VLT) Infrared Combined Protostellar Jet in BHR 71 Dark Cloud NASA / JPL-Caltech / T. Bourke [Harvard-Smithsonian CfA) Spitzer Space Telescope * IRAC sig07-005 4. Kelvinova-Helmholtzova kontrakční fáze rychlé smršťování —> růst hustoty růst teploty v jádru (až na 106 K) i na povrchu (na cca 3000 K) dosažení velké hustoty a teploty v centru vede ke zpomalení smršťování velikost protohvězdy > Slunce ( «trajektorie Merkuru) zářivý výkon až 1000 LQ, i když Teff = Vfe Teff Slunce teplota v jádru nestačí na zapálení jaderných reakcí => zářivý výkon je krytý z potenciální energie viriálový teorém => získaná energie se z Ví vyzáří, Ví spotřebuje na ohřev GM2 Tkh~ rl délka K-H fáze - pro hvězdu typu Slunce cca 3-107 let poprvé lze objekt zakreslit do HR diagramu => začátek vývojové dráhy hvězdy v HRD * 10,000 "V \ "írí 1 100 velikost protohvězdy 10 R0 centrální teplota 5.106 K (žádné jaderné reakce) povrchová teplota 4000 K ale dále neroste! zářivý výkon 10 L0 a klesá! proč? poloměr se zmenšuje, teplota zůstává stáří cca 1 milión let Hayasiho stopa prahvězdy v HR-diagramu. vpravo od Hayashiho linie nemůže existovat stabilní objekt protohvězda plně konvektivní => hvězda je chemicky stejnorodá, dokonale promíchaná => silná povrchová aktivita, silný hvězdný vítr (fáze T Tauri) 6. Zrození nové hvězdy v nitru se zapalují jaderné reakce! • hmotnost - cca sluneční • teplota v jádře dosáhla mez pro zapálení jaderných reakcí • povrchová teplota - menší než sluneční • velikost - mírně větší než Slunce • zářivý výkon - menší než Slunce (chladnější fotosféra) > 10,000 ílar unlts) flOORe t 1 10 R0 0 c 1 0-01 —i s Si i Vfto 0001 i i 0:1 R,-i 30.000 10,000 6000 Surface temperature (K) 3000 }.ID fl ? 8 | Speclra: cassification 7. Hvězda dosedá na hlavní posloupnost teplota v jádru - sluneční zářivý výkon - sluneční povrchová teplota - cca sluneční centrální hustota = 1032 částic/m3 hvězda v hydrostatické rovnováze Vývojové etapy 1-7 trvají 40-50 miliónů let z celkové doby života Slunce (10 m Id let) méně než 1 %! 10,000 - s. N; "tň" f 100 % 1 \ \ "v [100 Re 10Ro c 1 0,01 m .0001 : 1 i 1 30.000 10,000 6000 Surface lenripe^aíiiř-e {K) 3000 Spectral classification Protohvězdy s nadváhou • vysoká hmotnost => gravitační kolaps velmi rychlý • pro protohvězdu 30 M0 kratší než 10 000 let • kolaps způsobí nárůst centrální teploty až na 107 K a vyšší => spustí se jaderné reakce - p-p řetězec a pak i CNO cyklus • hvězda se rozzáří, rychle ionizuje a odfoukne zbylý materiál ze svého okolí Protohvězdy s nadváhou teorie: maximální hmotnost 100-300??? M0 • nad 100-150 M0, jádro příliš žhavé => tlak záření převýší gravitaci => hvězda nestabilní a sama se dělí skutečnost: nejhmotnější známá R136a1 - odhadovaná hmotnost 315 M0! velmi hmotné hvězdy velmi vzácné - jen několik v Galaxii Hvězda Hmotnost [M0] Výskyt R136a1 315 LMC R136c 230 LMC BAT99-98 226 LMC R136a2 195 LMC Melnick42 189 LMC R136a3 180 LMC Melnick34 179 LMC eta Car A -120-200 Galaxie HD15558A >152±51 Galaxie Subtilní protohvezdy • gravitační kolaps pomalejší než pro Slunce a hmotnější hvězdy 1 M0 asi 30 milionů let 0.2 M0 až 1 miliarda let • pokud teplota jádra přesáhne 107 K, spustí se jaderné reakce (p-p řetězec) • hvězdný vítr odvane zbytky zárodečného kokonu a disku • hvězda zvolna dosedá na hlavní posloupnost M reakce => objekt se stane hnědým trpaslíkem • podobají se „superjupiterům,,, podobné vlastnosti • energie z gravitačního kolapsu • známo jen několik set (velmi slabé), detekce v IR • tzv. T-trpaslíci Objekty pod míru • minimální hmotnost cca 0.075 M0 • pod 0.075 M0 se v jádru nikdy nezapálí jaderné Jill Corner Tarter - autorka pojmu „hnědý trpaslík" I_\[_ Palomar Observatory Hubble Space Telescope Discovery Image Wide Field Planetary Camera 2 October 27, 1994 November 17, 1995 PRC95-48 • ST Scl OPO • November 29,1995 T. Nakajima and S. Kulkarni (CalTech), S. Durrance and D, Golimowski (JHU), NASA THE SUN'S CLOSEST NEIGHBORS 1995 - ověřena existence 1. HT - Teide 1 (sp. typ M8 v Plejádách) 1995 - 1. metanový HT - Gliese 229B kolem ČT Gliese 229A (ve vzdál. 20 ly) 1998 - 1. HT vyzařující rtg. oblasti - Cha Halpha 1 (sp.t. M8 v temném oblaku Chamaeleon I) 1999 - 1. rtg. záblesk na HT LP 944-20 (60 /Wj5 16 ly), Chandra - 2hod. záblesk flare. 2000 - 1. rádiová emise z HT na LP 944-20 (publ. v Nature) 2013 - nejbližší HT Luhman 16 (6.5 ly) 2014 - nejchladnější HT WISE 0855-0714 (7.2 ly; 7. nejbližší systém od Slunce), T~ -48 až -13° C 2016 - 3 soustavy s planetami kolem HT existují hnědí trpaslíci s planetami i volně plující HT povrch Luhman 16 Typologie hnědých trpaslíků typT T Dwarf 1 ^ T% It A C O T if ■ * * 2MASS Images 1 • 1 * < Miranda—"^^-^A"d Uranus , • i Triton • • 0 Neptune • A.J. Burgasser, J.D. Kirkpatrick, R.M. Cutri, H. McCallon, G. Kopan, J.E. Gizis, l.N. Reid. M.E. Brown, D.G. Monet. C.C. Dahn. CA. Beichman. M.F. Skrutskie