Hertzsprungův-Russellův diagram

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Skočit na: Navigace, Hledání
HR diagram

Hertzsprungův-Russellův diagram vyjadřuje závislost povrchové teploty (spektrální typ) hvězd na jejích svítivosti (zářivý výkon) nebo absolutní magnitudě v různých fázích vývoje. Závislost absolutní hvězdné velikosti na spektrární třídě hvězd objevil v roce 1909 E. Hertzsprung, jehož práci později zdokonalil H. N. Russell.

Hvězdy nejdéle zůstávají na hlavní posloupnosti (až 90 % svého života). V této fázi se uvnitř hvězdy spaluje vodík na helium (p-p řetězec).

Hvězdy nezaplňují celý diagram rovnoměrně, ale shlukují se na určitých místech, které závisí na jejich stáří, velikosti a hmotnosti.

Na vodorovné ose diagramu je zanesena teplota (zpravidla v logaritmické stupnici). Teplota klesá zleva doprava. Svislá osa popisuje hodnoty svítivosti, popřípadě absolutní magnitudy kalibrované podle Slunce.

Vývoj hvězd na HR diagramu[editovat | editovat zdroj]

Hvězdy velmi malých a malých hmotností (do 1,4 MS)[editovat | editovat zdroj]

Hvězda o hmotnost M = 1 MS

V bodě 1 se v mezihvězdném zárodečném mračnu začíná tvořit hvězda (často se rodí více hvězd a vznikají tak dvojhvězdy či dokonce hvězdokupy). Tato fáze trvá nejvýše několik set milionů let.

Nabýváním hmoty ze zárodečného mračna dochází ke gravitačnímu smršťování, které zvyšuje teplotu protohvězdy. Díky tomu se zažehnou jaderné reakce a protohvězda se stává hvězdou. K této proměně dochází na tzv. Hyashiho linii (bod 2). Ovšem z důvodu pomalého pohybu fotonu od středu hvězdy k povrchu se první záření dostane ven až za několik milionů let. V té době se „odfoukne“ většina zbylého zárodečného oblaku, z kterého se za několik set milionů let mohou vytvořit planety.

Ve hvězdě se postupně vyrovnává tlak plynu a gravitace a sestupuje na hlavní posloupnost (bod 3). Stabilní hvězda na hlavní posloupnosti stráví většinu svého aktivního života. Zářivý výkon hvězdy je úměrný třetí mocnině hmotnosti – to znamená, že čím je hvězda hmotnější, tím rychleji spaluje svou hmotu a její život je kratší.

V této fázi se nalézá i naše Slunce, které zde setrvá ještě přibližně 5 miliard let.[1]

Když hvězda spálí veškeré své zásoby jaderného paliva (vodík), začne se vlivem vlastní gravitace hroutit, což zapříčiní další zvýšení teploty. Zahříváním se v jádru opět zažehnou jaderné reakce a začne se spalovat helium. Hvězda se tím opět rozepne a zchladne (bod 4). Větší povrch však převáží úbytek teploty a hvězda září s mnohem větší intenzitou – zářivý výkon v tomto období hvězdy je úměrný čtvrté mocnině hmotnosti. V této době je hvězda o hmotnosti 1 MS stará přibližně 10 miliard let a dalších asi 5 miliard let v této fázi zůstane.

Po vyčerpání veškerého helia už ve hvězdě nemohou pro její nízkou hmotnost začít další jaderné reakce a hvězda se začne gravitačně smršťovat. Hvězda odhodí svou atmosféru a dojde ke gravitačnímu zhroucení do tzv. bílého trpaslíka (bod 5).

Tím, že se všechna hmota hvězdy zhroutí do průměru maximálně jen několika tisíc kilometrů, se zvýší hustota a teplota a bílý trpaslík proto září i bez průběhu jaderných reakcí.

Bílý trpaslík chladne velice pomalu, a proto hvězdy v tomto stavu setrvávají beze změn biliony let.

Hvězdy s hmotností pod přibližně 0,25 MS neprochází stádiem rudého obra a po vyčerpání zásob vodíku se hroutí přímo do stádia bílého trpaslíka. [2]

Poznámka:

  • MS je hmotnost Slunce
  • Příklad je uveden pro hvězdu o hmotnosti našeho Slunce

Hvězdy středních a velkých hmotností (od 1,4 do 8 MS)[editovat | editovat zdroj]

Hvězda o hmotnost M = 10 MS

V bodě 1 se v mezihvězdném zárodečném mračnu začíná tvořit hvězda (často se rodí více hvězd a vznikají tak dvojhvězdy či dokonce hvězdokupy). Tato fáze trvá nejvýše několik set milionů let.

Nabýváním hmoty ze zárodečného mračna dochází ke gravitačnímu smršťování, které zvyšuje teplotu protohvězdy. Díky tomu se zažehnou jaderné reakce a protohvězda se stává hvězdou. K této proměně dochází na tzv. Hyashiho linii (bod 2). Ovšem z důvodu pomalého pohybu fotonu od středu hvězdy k povrchu se první záření dostane ven až za několik milionů let. V té době se „odfoukne“ většina zbylého zárodečného oblaku, z kterého se za několik set milionů let mohou vytvořit planety.

Ve hvězdě se postupně vyrovnává tlak plynu a gravitace a sestupuje na hlavní posloupnost (bod 3). Stabilní hvězda na hlavní posloupnosti stráví většinu svého aktivního života. Zářivý výkon hvězdy je úměrný třetí mocnině hmotnosti – to znamená, že čím je hvězda hmotnější, tím rychleji spaluje svou hmotu a její život je kratší.

Hvězda o hmotnosti 10 MS setrvá na hlavní posloupnosti přibližně 150 milionů let.

Když hvězda spálí veškeré své zásoby jaderného paliva (vodík), začne se vlivem vlastní gravitace hroutit, což zapříčiní další zvýšení teploty. Zahříváním se v jádru opět zažehnou jaderné reakce a začne se spalovat helium. Hvězda se tím opět rozepne, zchladne a dostane se do oblasti obrů (bod 4). Větší povrch však převáží úbytek teploty a hvězda září s mnohem větší intenzitou – zářivý výkon v tomto období hvězdy je úměrný čtvrté mocnině hmotnosti. V této době hvězda o hmotnosti 10 MS setrvá maximálně v řádu desítek milionů let.

Po vyčerpání veškerého helia se hvězda v důsledku své hmotnosti opět začne hroutit a tím i zvyšovat teplotu v jádru. Následkem toho zažehne další jaderné palivo – uhlík. Hvězda zvětší své rozměry i zářivost a v HR diagramu se dostává do oblasti veleobrů (bod 5).

Po vyčerpání i uhlíkového jaderného paliva se hvězda začne gravitačně hroutit. Rázová vlna však narazí na malé jádro a odrazí se zpět. Obrovské síly rozmetou plynnou atmosféru hvězdy a hvězda opouští hranice HR diagramu a stává se tzv. supernovou (bod 6) svítící intenzitou rovnou několika milionům Sluncí.

Po několika letech zůstane na místě hvězdy zhroucené jádro veliké jen několika kilometrů o hmotnosti přibližně 1,4 MS. Hustota takového jádra je obrovská – řádově 1017 kg/m3. Takto obrovská hustota rozdrtí i jádra atomů a vzniká tak tzv. neutronová hvězda (bod 7) obklopená mezihvězdným mračnem, které bylo v předchozích fázích rozmetáno do okolí.

Některé neutronové hvězdy s velikým magnetickým polem a vysokými otáčkami jsou pozorovatelné jako tzv. pulsary.

Zatímco od zrodu hvězdy do této fáze uplynulo přibližně 250 milionů let, neutronová hvězda zůstane v tomto stavu několik trilionů let.

Poznámka:

  • MS je hmotnost Slunce
  • Příklad je uveden pro hvězdu o hmotnosti M = 10 MS

Nejhmotnější hvězdy (více než 8 MS)[editovat | editovat zdroj]

Hvězda o hmotnost M = 50 MS

V bodě 1 se v mezihvězdném zárodečném mračnu začíná tvořit hvězda (často se rodí více hvězd a vznikají tak dvojhvězdy či dokonce hvězdokupy). Tato fáze trvá nejvýše několik set milionů let.

Nabýváním hmoty ze zárodečného mračna dochází ke gravitačnímu smršťování, které zvyšuje teplotu protohvězdy. Díky tomu se zažehnou jaderné reakce a protohvězda se stává hvězdou. K této proměně dochází na tzv. Hyashiho linii (bod 2). Ovšem z důvodu pomalého pohybu fotonu od středu hvězdy k povrchu se první záření dostane ven až za několik milionů let. V té době se „odfoukne“ většina zbylého zárodečného oblaku, z kterého se za několik set milionů let mohou vytvořit planety.

Ve hvězdě se postupně vyrovnává tlak plynu a gravitace a sestupuje na hlavní posloupnost (bod 3). Stabilní hvězda na hlavní posloupnosti stráví většinu svého aktivního života. Zářivý výkon hvězdy je úměrný třetí mocnině hmotnosti – to znamená, že čím je hvězda hmotnější, tím rychleji spaluje svou hmotu a její život je kratší.

Hvězda o hmotnosti 50 MS setrvá na hlavní posloupnosti přibližně 100 milionů let.

Když hvězda spálí veškeré své zásoby jaderného paliva (vodík), začne se vlivem vlastní gravitace hroutit, což zapříčiní další zvýšení teploty. Zahříváním se v jádru opět zažehnou jaderné reakce a začne se spalovat helium. Hvězda se tím opět rozepne, zchladne a dostane se do oblasti obrů (bod 4). Větší povrch však převáží úbytek teploty a hvězda září s mnohem větší intenzitou – zářivý výkon v tomto období hvězdy je úměrný čtvrté mocnině hmotnosti. V této době hvězda o hmotnosti 50 MS setrvá maximálně v řádu desítek milionů let.

Po vyčerpání veškerého helia se hvězda v důsledku své hmotnosti opět začne hroutit a tím i zvyšovat teplotu v jádru. Následkem toho zažehne další jaderné palivo – uhlík. Hvězda zvětší své rozměry i zářivost a v HR diagramu se dostává do oblasti veleobrů (bod 5).

Po vyčerpání i uhlíkového jaderného paliva se hvězda začne gravitačně hroutit. Protože hmotnost hvězdy je veliká, zažehnou se další jaderné reakce těžších prvků, než je uhlík. Hvězda ještě zvětší svůj objem a posouvá se na HR diagramu do bodu 6. Koloběh jaderných reakcí přestane až vznikem železného jádra (železné jádro má totiž nejúsporněji řešenou stavbu atomového jádra a nelze získat energii z jeho termojaderné reakce). Tento stav nastává pro hvězdu o hmotnosti 50 MS ve stáří přibližně 180 milionů let.

Gravitační hroucení, jež následuje po vypálení veškerého jaderného paliva, je ukončeno přibližně po dalších 20 milionech let. Kvůli obrovské hmotnosti hvězdy převáží gravitační síly nad ostatními silami držící hmotu pohromadě a hvězda se zhroutí sama do sebe a opouští HR diagram jako černá díra (bod 7).

V této fázi černá díra vydrží mnoho miliard let.

Poznámky:

  • MS je hmotnost Slunce
  • Příklad je uveden pro hvězdu o hmotnosti M = 50 MS
  • Ještě hmotnější hvězdy (přibližně hmotnější než 120 MS) by byly nestabilní a ve vesmíru se nevyskytují

Horizontální větev[editovat | editovat zdroj]

Znázornění vývoje hvězd v Hertzsprung-Russelově diagramu. Horizontální větev se nachází mezi MS a SubG u hvězd s hmotností 2 hmotnosti Slunce.

Horizontální větev je oblast v Hertzsprung-Russelově diagramu v níž se nachází hvězdy o hmotnostech blízkých hmotnosti Slunce, které jsou ve fázi přeměny na červené obry. Došlo u nich ke spálení veškerého vodíku v jádře a vzniklé helium je během 3-alfa reakce spalováno na uhlík. Název oblasti v Hertzsprung-Russelově diagramu pochází z toho, že tyto hvězdy zde leží přibližně ve vodorovné linii. Mnoho těchto hvězd jsou pulsující proměnné hvězdy nazývané hvězdy typu RR Lyrae.

Reference[editovat | editovat zdroj]

  1. Astro.cz - Slunce a HR diagram
  2. [1] F. C. Adams, P. Bodenheimer, G. Laughlin (2005). "M dwarfs: planet formation and long term evolution". Astronomische Nachrichten 326 (10): 913–919. doi:10.1002/asna.200510440.

Odkazy[editovat | editovat zdroj]

Logo Wikimedia Commons
Wikimedia Commons nabízí obrázky, zvuky či videa k tématu