ngc290_hst_big Astrofyzika III. H – R diagram, vznik hvězd, Fyzikální podmínky v nitru, zdroje energie hvězd Vladimír Štefl Ústav teoretické fyziky a astrofyziky H - R diagram, historie Ejnar Hertzspung 1873-1967 Henry Norris Russell 1877-1957 Soudobá harvardská spektrální klasifikace Y: Čáry metanu CH4, čpavku NH3,vody H2O Závislost intenzita - teplota spectralclasslines.jpg Harvadská spektrální klasifikace-označení spektra H - R diagram H - R diagram H - R diagram H - R diagram - stavový, určuje stav hvězd H - R diagram H-R diagram, závislost L - Tef H - R diagram H - R diagram Odhalování Odhalování vývoje hvězd, souvislost jednotlivých oblastí hrgenericsml Stromgren schwarzschild russell B. Strömgren 1908 - 1987 M. Schwarzschild 1912 - 1997 H. N. Russell 1877 - 1957 G. Gamow 1904 - 1968 gamow_ge H - R diagram H - R diagram - vývojový Vývoj na hlavní posloupnosti, posloupnost nulového stáří Vznik hvězd Vznik hvězd molekulární vodíkový plyn v souhvězdí Štíra Vznik hvězd – Orlí hnízdo barvy falešné… m16 M 16 Orlí mlhovina r = 2 kpc T ≈ 50 K ρ ≈ 8.10-19 kg.m-3 Vznik hvězd M42vznikhvezd Vznik hvězd v galaxii ve spirálních ramenech 364_2a Vznik hvězd v současnosti Vznik hvězd v současnosti Vznik hvězd, kaskádní fragmentace mračna Vznik hvězd, příchod na hlavní posloupnost Vznik hvězd, protohvězda Emisní mlhoviJena Rozeta rosettey H II, 10 000 K, 11 000 MS O4 45 000 K r = 1,1 kpc d= 20 pc , D = 1o (10 6 – 10 7) částic v m3 James Jeans 1877 – 1946 co způsobuje vznik hvězd? Gravitační síly + příznivé (fyzikální) podmínky Jeansova délka RJ ~ (T/ρ) 1/2 305jeans Jeansova podmínka vzniku hvězd Jeansovo kritérium Jeansovo kritérium V. V. pro gravitační smršťování musí platit Vznik hvězd – iniciace nastartování procesu gravitačního smršťování nastane při a)Molekulové mračno se setkává s expandující oblastí horkého ionizovaného vodíku b) b)Exploze blízké supernovy – rázová vlna c) c)Průchod mračna hustotní vlnou ve spirální struktuře galaxie d) d)Nepružná srážka galaxií e) Vznik spirální struktury u galaxií, spirální hustotní vlny - vznik hvězd F15-05 M51sm malá hustota plynu Gas compression in density wave nové hvězdy se starými 71674647625F21 vznik nových hvězd Srážky galaxií arp271_gemini_2048.jpg srážkagal1.jpg srážkagalaxií2.jpg Interagující galaxie, skupinový vznik hvězd ngc4038-39 Molekulové mračno A.S. Eddington 1882-1944: Stavba nitra hvězd 1926 A. Fyzikální podmínky v nitru hvězd - HP fyzikální představy o nitru Slunce, hvězd, výpočty Tc ≈ 1,5 . 10 7 K Pc ≈ 10 16 Pa neznal konkrétní zdroje energie hvězd Není nic jednoduššího, než jsou hvězdy Hvězdy hlavní posloupnosti hvězdy - plynné koule v rovnovážném stavu, velký počet částic, vzájemně se přitahujících, výsledná přitažlivá síla je dostatečně velká, aby je udržela pohromadě Tlak v nitru hvězd Závislost tlaku na teplotě a hustotě Rovnice hydrostatické rovnováhy gradient celkového tlaku = součinu gravitačního zrychlení a hustoty Odhad tlaku v nitru hvězd, Slunce Viriálová věta Odhad teploty v nitru hvězd, Slunce, viriálová věta Gravitační termodynamika hvězd termonukleární reakce vodík → helium rovnovážný stav: hydrostatická a tepelná rovnováha, ustálené hodnoty kinetické a potenciální energie termonukleární reakce → nárůst kinetické energie hvězd termodynamická soustava hvězdy - dva stupně volnosti: teplotu, objem: dodání tepla - objem narůstá, energie koná práci proti gravitačním silám → transformuje se do energie gravitačního pole podle V.V. - dvojnásobek původně dodané – kinetická energie klesá, hvězda se ochlazuje Hvězdy - přírodní termostat Hlavní posloupnost – stav tepelné rovnováhy, zářivý výkon konstantní, energie produkovaná v nitrech = vyzařovaná z povrchu . Porušení tepelné rovnováhy - změna celkové energie . Zvýšení energie termonukleárními reakcemi > L → > 0 , hvězdy zvětšují objem, kinetická energie částic se snižuje jakož i teplota. Následně poklesne tempo termonukleárních reakcí, silně závislé na teplotě - hvězdy se vrátí do rovnovážného stavu. Naopak, při snížení produkce energie < L → < 0. Kinetická energie částic narůstá, objem hvězd zmenšuje, budou se smršťovat. Teplota nitra se zvýší, tempo termojaderných reakcí také. Hvězdy pracují jako přírodní termostat. Fyzikální podmínky v nitru hvězd Gravitační termodynamika hvězd - záporná měrná tepelná kapacita hvězdy jako celku, při dodání tepla se ochlazují - stabilita vůči tepelným poruchám → stabilita termonukleárních reakcí, pozvolné hoření nevede k explozi, zářivý výkon hvězd konstantní - myšlenkové úvahy o energii - V. V. → termodynamické vlastnosti hvězd - na středoškolské úrovni kvalitativní předvídání fyzikálního chování hvězd → porozumění problematice - Domański, J.: Twierdzenie o wiriale w nauczaniu astronomii. Fizyka w Szkole 24 (1978), č. 3, s. 127 - 131. Štefl, V.: Viriálová věta ve vyučování astrofyzice na gymnáziu. PMFA 25 (1980), č. 6, s. 348 - 352. Šolc, M., Švestka, J., Vanýsek, V.: Fyzika hvězd a vesmíru. SPN, Praha 1983. Rovnice stavby hvězd rovnice hydrostatické rovnováhy rovnice kontinuity rovnice zářivé rovnováhy rovnice přenosu energie zářením, pomalý pokles teploty rovnice přenosu energie konvekcí, rychlý pokles teploty Rovnice stavby hvězd Rovnice mechanické rovnováhy - Poissonova Rovnice stavby hvězd, polytropní závislost Rovnice stavby hvězd Modely hvězd – vstup na HP Model Slunce Opacita Opacita Opacita v nitru hvězd Opacita v nitru Slunce Modely hvězd různých typů Modely hvězd různých typů Model nitra Slunce greenflash Výzkum Slunce - kde se bere energie ? zelený paprsek, atmosféra – hranol, atmosférická refrakce je větší pro kratší vlnové délky, modré světlo zeslabováno silněji než zelené Co skrývá nitro? Kde se bere energie? Uvolňování energie ve hvězdách Zdroj energie Slunce - gravitační energie? vyzářená energie Sluncem Při LS = 4 . 10 26 W za dobu jeho existence WC = LS . t = 5 . 10 43 J Wp = - 10 41 J Zdroje energie H H . N. Russell (1877 - 1957) formuloval požadavky na zdroje energie hvězd: 1.Uplatňují se při vysokých teplotách a hustotách, tedy v nitrech hvězd, nikoliv planet 2.Zvýšení uvolňování energie nesmí vést k explozivním procesům 3.Velikost uvolňované energie je regulována, platí zářivá rovnováha russell ΔE = Δm c2 Zdroj energie hvězd – hmotnostní úbytek Zdroje hvězdné energie Zdroje hvězdné energie Termonukleární reakce - řetězce a cykly v nitru hvězd pp-chain bethe-2 ΔE = Δm c2 4mp – mHe = 5.10-27 kg pro Slunce Δm = 4.10 9 kg.s-1 p-p řetězec CNO cyklus Einstein12_375 Termonukleární reakce p-p řetězec spodní část HP, T (5 - 16) milionů stupňů, ze čtyř protonů vznik jádra atomu helia, první varianta, přes 70 % pravděpodobnost druhá varianta Termonukleární reakce p-p řetězec Termonukleární reakce p-p řetězec Termonukleární reakce CNO cyklus Termonukleární reakce CNO cyklus Konkrétní typy termonukleárních reakcí cnocycle 1912 - 2007 Nobelova cena za fyziku r. 1967 teorie nukleárních reakcí - H. Bethe speciálně objev energie hvězd termonukleární reakce - dlouhodobý zdroj energie - zaručuje 5 . 10 45 J Termonukleární reakce CNO cyklus produkce energie ve hvězdách Termonukleární reakce možné v důsledku tunelového jevu Termonukleární reakce CNO cyklus Zdroje hvězdné energie - reakce 3 alfa syntéza dvou jader helia dává za vznik jádru berylia, které je nestabilní, ale reakce probíhají rychle, vždy existuje dostatečný počet jader berylia, aby reakce probíhala reakce, při teplotě tzv. Salpeterova reakce 300px-Triple-Alpha_Process.svg.png Průběh dalších reakcí alfa procesu vznikem hořčíku efektivnost reakcí tohoto typu končí Závislost produkce energie ve hvězdách na teplotě, hustotě Termonukleární reakce - vznik chemických prvků v nitru hvězd FHB2 Časové škály nukleárního hoření Přehled vzniku prvků ve hvězdách Stavba nitra hvězd v závěrečných fázích vývoje hmotnost určuje teplotu, typy probíhajících cyklů ve hvězdách Vznik hvězd v M 42 v Orionu Jety u mladých hvězd HSTHerbigHaro Simulace vývoje jetu HH 34 hh34jet