Jdi na obsah Jdi na menu
 


Vznik hvězd

 

                                       
Vznik hvězd
        Před 18 miliardami let explodovala hmota vesmíru při velkém třesku. Žhavý oblak látky a záření se rozpínal a ochlazoval, takže z něj postupně vznikaly zárodky kvasarů a galaxií. Postupně se vytvořily jednotlivé galaxie a v nich hvězdy. Pokračujícím rozpínáním vesmíru se průměrné vzdálenosti mezi vytvořenými galaxiemi trvale zvětšují. 
           Hvězdy tedy začínají svůj život v mlhovinách, to je v hustých oblacích plynu a prachu. Vlivem gravitace se ve zhuštěných částech oblaku vytváří koule z plynu a prachu o poměrně nízké teplotě, svítící převážně v infračervené oblasti spektra. Jak se zmenšuje, střed je čím dál žhavější a začíná uvolňovat energii. Vznikla mladá hvězda. Často můžeme vidět mladé hvězdy ve shlucích, protože v mlhovině se vytváří mnoho hvězd najednou. Na začátku jsou ještě obklopeny prachem, který pohlcuje většinu jejich světla, ale ten se postupně odvane a hvězdy jsou pak rozehnány jedna od druhé.
           V konečných fázích hvězdného vývoje však do hry sil přistupují tlaky degenerovaného elektronového (bílý trpaslík) či neutronového (neutronová hvězda) plynu, jež mohou zabrzdit gravitační kolaps (hroucení), a to buď na chvíli, anebo i trvale. O konečném výsledku rozhoduje jednak hmotnost samotné hvězdy a jednak rychlost, s níž závěrečné smršťování (kontrakce) probíhá.
           Jak vzniká bílý trpaslík a neutronová hvězda? Hvězda se stane bílým trpaslíkem poté, co ztratí své vnější vrstvy. Neuvolňuje již energii, ale září a ochlazuje se. Vznikne jen tehdy, nepřevýší-li hmotnost hvězdy před její závěrečnou kontrakcí hranici 1,4 hmotnosti Slunce. Nazývá se Chandrasekharova mez. Neutronová hvězda může vzniknout z hvězd, které na konci svého vývoje mají hmotnost menší než 2 Slunce. Nové výpočty však naznačují, že konečný produkt vývoje neutronové hvězdy nemá větší hmotnost než 0,5 až 0,7 Slunce - přebytek hmoty hvězda prostě „poztrácí“. 
           V průběhu svého života pak vyvrhují buď část nebo i většinu své hmoty do mezihvězdného prostoru. Tato hmota je však už chemicky přeměněná (díky vysokým teplotám a tlakům, jež panují v nitrech hvězd), a tak přispívá k potřebnému „zašpinění“ prvotní mezihvězdné látky. Z tohoto chemicky složitějšího materiálu pak mohou vznikat hvězdy druhé a další generace.
            Když hvězdy zaniknou, stanou se mračnem plynu a prachu v mezihvězdném prostoru. Tento prostor je tak řídký, že je to opravdové vakuum. Vytvoří-li se hustší mračno, začne se formovat nová hvězda. Proto je hvězdná hmota vždy znovu využita. Některé obří hvězdy končí svou existenci v obrovské explozi nazvané supernova. Celá hvězda může být při tom roztřísněna na kousky. Někdy však centrum hvězdy přežije jako neutronová hvězda nebo černá díra.
           Jak hvězdy zaniknou? Hvězdy nezáří stále stejně jasně. Když se plynný vodík v centru hvězdy spotřebuje, hvězda nemůže uvolňovat další energii. Neznamená to však, že hvězda pohasne. Některé hvězdy končí svou existenci naráz v obrovské explozi.
           Mezi hvězdami je kosmický prostor velmi řídce vyplněn plynem a prachem. Hustější oblaka plynu a prachu se nazývají mlhoviny.
           Hvězda typu našeho Slunce rovnoměrně spotřebovává plynný vodík. Vydává teplo a světlo asi po dobu 10 000 miliónů let, dokud není veškerá zásoba plynu vyčerpána.

 

 
 

 

Portrét



Poslední fotografie


Kontakt


Statistiky

Online: 3
Celkem: 250364
Měsíc: 8275
Den: 213