Vznik hviezdy: Rozdiel medzi revíziami
Smazaný obsah Přidaný obsah
d r2.7.1) (robot Pridal: pnb:تارا بنن دا عمل |
d Robot automaticky nahradil text: (-zbytkového +zvyškového); kozmetické zmeny |
||
Riadok 1:
[[
[[
[[
Tento článok sa zaoberá procesom vzniku [[Hviezda|hviezd]].
Riadok 16:
Po dosiahnutí takejto veľkosti sa začne jadro protohviezdy ohrievať, postupne ohrieva aj okolitú látku a premiešava ju. Ohriata látka zo stredu stúpa k okrajom, tu sa ochladí a klesá k jadru, kde sa znova ohreje, pričom tento dej sa veľaráz opakuje. Hviezda sa nachádza v tzv. Hyashiho štádiu, pri ktorom sa teplota na povrchu mení len málo.Takáto guľa ešte nežiari vo viditeľnom svetle. Je na to príliš chladná, niečo cez dvetisíc stupňov na povrchu. Je to ale dosť na to, aby mohla žiariť v infračervenom obore. Toto štádium predstavuje zárodok budúcej hviezdy.
Teplota protohviezdy sa postupne zvyšuje. Každé pôvodné kondenzačné centrum nabaľuje na seba ďalší okolitý materiál, ktorého je však v hmlovine stále menej, pretože jednak sa míňa ako ho na seba priťahujú budúce hviezdy a jednak je odfukovaný [[slnečný vietor|hviezdnym vetrom]], ktorý z novovznikajúcich hviezd začína prúdiť. Medzihviezdny materiál sa teda časom nabalí alebo odfúkne a budúca hviezda stratí možnosť zväčšovať svoju hmotnosť, v gravitačnej kontrakcii a s tým spojeným zahrievaním jadra však ďalej pokračuje. Pozorovania naznačujú, že aj najväčšie protohviezdy nemajú viac ako zhruba 60-násobok hmotnosti Slnka. Pri asi 50% až 70% mladých hviezd sú nepriame dôkazy o existencii [[protoplanetárny disk|protoplanetárneho disku]]. Je to disk
Doteraz bola zdrojom energie iba [[gravitačná kontrakcia]]. V určitom štádiu, keď zvyšujúca sa teplota v jadre dosiahne niekoľko miliónov stupňov, vystúpi na scénu ďalší zdroj: [[termojadrová reakcia]]. To znamená, že teplota a tlak v jadre sú dostatočne silné na to, aby došlo k jadrovej premene prvkov. '''Tento okamih sa považuje za okamih vzniku hviezdy'''. Gravitačná kontrakcia protohviezdy sa zastaví, pretože energia vznikajúca termonukleárnymi reakciami vyrovná gravitačný tlak a zabezpečí na dlhé obdobie rovnovážny stav hviezdy, ktorá sa „usadí“ na hlavnej postupnosti H-R diagramu. To sa však podarí len protohviezdam s hmotnosťou väčšou ako 0,085 hmotnosti Slnka. Menej hmotné protohviezdy nie sú schopné kontrakciou zahriať svoje centrálne časti na takú teplotu, aby v nich mohlo dôjsť k jadrovej fúzii a stanú sa z nich tzv. hnedí trpaslíci žiariaci prevažne v [[infračervené spektrum|infračervenom obore]], kým nevyčerpajú svoje obmedzené zdroje.
| |||