Hvězdy zblízka 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? 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 3 1 5(+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 (zastoupení počtu), případně 1012 kg vodíku (hmotnostnízastoupení) metalicita [Fe/H] = log10 - log atar sud Perio-íická scus-tava prvků 1 í 1 3 ĺ T • 1 b 1 IDl 11 IJ.11 :i if. ia 1 t ■ x .....' ™ T V f ■ • 1 - » r * 1 H r- t! n— H=i Efi m7 r c r I o ■ f Al u S P u ■ Cl ■ i AJ -:, K u ii K n— Rb Qa : i 1] V .■ Cr Mrt » IT =ŕ. c- II ;» n C j - 9 a* u Br H k" t* Sr -\ \ Nh <* Ma Tt ■ i" ■ v t * U Cí In 4. Sn t. I ** íl Cí ii H:. hr t.l u W rh II "i Pl Al: hq| ti Rb Bi u P:-: u A' U Rn n ■ Fr ■ ■ Ac Ll:n UnbUnř «- ■ D*<* n, B—1 íl-3— pťťi 5,n a—ub— F:i 0:1 n— T* ■i -Or ii—i h,.. ■ ■ s— Ti*, Yb Lv jk n Pn u u is In r-.:. K j k Am Cm K 6fc ft ™ H E3 Fm KM Na Lr 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) The Astronomers1 Periodic Table of Elements H He \ i Metals 1 Anatomie hvézdy - hvězdné nitro - hvězdná atmosféra 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" 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 Spojit* spe*li>jrri 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 I - 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, fenomenologický, 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! Anatomie hvězdy - hvězdné nitro - hvězdná atmosféra 4} 4 v 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 (astroseismoiogie) Coronal Streamer Core Radiative Zone Neutron Star Interior 4xl014 superfluid neutrons mantle 2k 1017 density (kg/m3) Iron/electron crust superconducting protons plus superfluid neutrons core 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, ^ % t gravitační síla x síla vztlaková \ proti gravitaci nepůsobí tlak, ale gradient tlaku ^ i 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 1 1 J* s * s S í F = mg(r) = p(r) SArg(r) = -p(r) SArg(r) — g r Vztlaková síla = výslednice tlakových sil Element v rovnováze = v klidu => výslednice sil nulová Ft + Fg = 0 F +F = t g í áP ár \ - p{r) g{r) J £Ar- = 0 -> r Rovnice hydrostatické rovnováhy dP 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 Vitt 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! ^7 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 rekord tokamaku JET (2023): za 5,2 s 69 MJ z 0.2 mg paliva (1,3.107 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 h ttps://www.iter.orq/) - dostatek kvalitní izolace - zatím jen krátkou dobu (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 !) ITER (International Thermonuclear Experimental Reactor) china eu india japan korea russia usa 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 p o kro čilik 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(někc|y5-6) výskyt - Slunce, hvězdy s M<1.7 M0 (většina hvězd) před syntézou: 1H + 1H-> 2D + e+ + ve 2D + 1H-> 3He + hv 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 i3C + 1H->14N + y i4N + iH->150 + y 15Q ->15N + e+ + ne i5N + iH->12C + 4He Sfart a) 'H V 15, '1; N b) v o Legenda proton c pMitron O neutron o v neutrino wvwy Y&ton \ ■'H o e1 13n výskyt - u žhavých hvězd s M> 1.7 M0, uvolněná energie - E ~ p T18 (někc|y1518) 3a proces 3 částice alfa -> uhlík + foton(gama) *Hef*He->*Be-95keV *Be+*He->126C 126C + ^He V680 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 Radiation from interior-^ Core t Density (hg/m3) C ^Convection zone_J ,- / příklad: nitro Slunce., vzdálenost r = 035 /řs, teplota 7= 3,5-10Ů K tok fotonů shora dolů: 4-101 ^ \f_\/_^_^_^ Temperature (millions T y ^ ŕjv /|> ^ tok fotonů zdola nahom: 4-1010 + 1 J,_ střední volná dráha fotonu _J d = 1,5 mm, rozdíl teplot Ar= 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) vejy low mass 51;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 (O, 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