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 dánský astronom Ejnar Hertzsprung 1873-1967, O záření hvězd, r. 1905, v tabulkové rozdělení hvězd na posloupnost trpaslíků a obrů hertzsprung1.jpg Obsah obrázku text, papír, kniha, dopis Popis byl vytvořen automaticky H - R diagram, historie americký astrofyzik Henry Norris Russell 1910-1995 Vztah mezi spektrem a dalšími charakteristikami hvězd, r. 1914 Portrait_of_Henry_Norris_Russell.jpg H - R diagram H - R diagram výběrový efekt H - R diagram výběrový efekt H - R diagram - stavový, určuje stav hvězd H - R diagram H-R diagram, závislost L - Tef H - R diagram H - R diagram Obsah obrázku text, snímek obrazovky, diagram Popis byl vytvořen automaticky 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, mlhovina M 42 Vznik hvězd v M 42 v Orionu Vznik hvězd molekulární vodíkový plyn v souhvězdí Štíra Vznik hvězd 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 Jety u mladých hvězd HSTHerbigHaro Simulace vývoje jetu HH 34 hh34jet 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 jestliže 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 malá hustota plynu Gas compression in density wave nové hvězdy se starými vznik nových hvězd 71674647625F21 M51sm F15-05 Srážky galaxií srážkagalaxií2.jpg Interagující galaxie, skupinový vznik hvězd ngc4038-39 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: teplota, 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 - 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 hvězdy pracují jako přírodní termostat. Fyzikální podmínky v nitru hvězd 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 Model Slunce Model nitra Slunce Opacita Opacita v nitru hvězd Opacita v nitru Slunce Modely hvězd různých typů Modely hvězd různých typů 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 Slunci 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 Termonukleární reakce možné v důsledku tunelového jevu Termonukleární reakce tunelový jev 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 Energie uvolňována -pozvolný nárůst teploty, kinetické energie částic, neutrina 454_2 454_4 Detekce slunečních neutrin pp-chain Nobelova cena za fyziku r. 2002 Raymond Davis, Masatoshi Koshiba Neutrinový skandál Nitro Slunce - neutrina vysvětlení Termonukleární reakce CNO cyklus Termonukleární reakce CNO cyklus Konkrétní typy termonukleárních reakcí cnocycle 1912 - 2007 Nobelova cena za fyziku r. 1967 teorie nukleárních reakcí - speciálně objev energie hvězdH. Bethe termonukleární reakce - dlouhodobý zdroj energie - zaručuje 5 . 10 45 J Termonukleární reakce CNO cyklus produkce energie ve hvězdách 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 Záření hvězd 4.1, 4.6, 4.7, 4.8, 4.11, 4.20, 4.23, 4.24, 4.25 - astroulohy pdf