Hviezda: Rozdiel medzi revíziami
Smazaný obsah Přidaný obsah
/* Vznik energii Značky: školská IP odstránenie referencie |
d Verzia používateľa 87.197.64.233 (diskusia) bola vrátená, bola obnovená verzia od OJJ Značka: rollback |
||
Riadok 297:
[[Súbor:FusionintheSun.svg|thumb|Schéma [[protón-protónový cyklus|protón-protónového cyklu]]]]
[[Súbor:CNO Cycle.svg|thumb|Schéma [[CNO cyklus|CNO cyklu]]]]
Na to aby sa teleso dalo charakterizovať ako hviezda, musia v jeho vnútri prebiehať termojadrové reakcie alebo muselo fázou [[termojadrová reakcia|termojadrových reakcií]] prejsť v minulosti. Termojadrová reakcia je reakcia, pri ktorej sa jadrá atómov ľahkých chemických prvkov zlúčia za vzniku ťažšieho prvku. Keďže jadrá atómov sú [[elektrický náboj|kladne nabité]] a navzájom sa silne odpudzujú, na spustenie termojadrovej reakcie je potrebná veľmi vysoká teplota a tlak, ktoré tieto odpudivé sily prekonajú.
U veľkej väčšiny hviezd (tzv. hlavnej postupnosti) vstupujú do reakcie jadrá najľahšieho známeho chemického prvku vodíka a výsledným produktom je hélium. Premena ľahkého vodíka na hélium môže prebiehať dvoma odlišnými spôsobmi a to [[protón-protónový cyklus|protón-protónovým cyklom]] alebo [[uhlíkovo-dusíkovo-kyslíkový cyklus|uhlíkovo-dusíkovo-kyslíkovým cyklom]] (nazývaným aj CNO cyklus podľa chemických značiek prvkov, ktoré sa ho zúčastňujú). Na to, ktorý z týchto cyklov v jadre hviezdy prevláda, má vplyv hlavne teplota v jadre. Do 16 miliónov stupňov je dominantný protón-protónový cyklus, nad touto hranicou prevláda CNO cyklus. Pre fungovanie CNO cyklu je nevyhnutná tiež prítomnosť týchto troch prvkov v jadre hviezdy. Čistá váha novovzniknutého atómového jadra v termojadrovej reakcii je menšia ako súčet hmotností pôvodných jadier. Pri obidvoch cykloch sa zhruba 1/140 hmoty premení na čistú energiu v súlade s [[Einsteinov vzťah|Einsteinovou rovnicou]] E = mc². Proces fúzie vodíka je veľmi citlivý na teplotu, takže aj mierne zvýšenie teploty jadra spôsobí značný nárast v rýchlosti fúzie. Preto sú teploty v jadrách hviezd hlavnej postupnosti v rozpätí od 4 miliónov kelvinov pre malé hviezdy triedy M po 40 miliónov kelvinov pri ťažkých hviezdach triedy O.<ref name="aps_mss">{{cite web
| date=2005-02-16 | url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html
| title=Main Sequence Stars
Řádek 337 ⟶ 339:
|| H
|| 37
|| 0,0045
|| 8,1 miliónov
|- style="text-align:center;"
|| He
|| 188
|| 0.97
|| 1,2 miliónov
|- style="text-align:center;"
|| C
|| 870
|| 170
|| 976
|- style="text-align:center;"
|| Ne
|| 1,570
|| 3,100
|| 0.6
|- style="text-align:center;"
|| O
|| 1,980
|| 5,550
|| 1,25
|- style="text-align:center;"
|| S/Si
|| 3,340
|| 33,400
|| 0,0315<ref>11,5 dní je 0,0315 rokov.</ref>
|}
{| class="wikitable"
|+ Min. hmotnosť na začatie fúzie
|-
!Prvok
!Hmotnosť Slnka
|-
| Vodík ||style="text-align: center;"| 0,01
|-
| Hélium ||style="text-align: center;"| 0,4
|-
| Uhlík ||style="text-align: center;"| 5<ref>{{cite journal
| last1=Girardi | first1=L. | last2=Bressan | first2=A. | last3=Bertelli | first3=G. | last4=Chiosi | first4=C.|title=Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M<sub>sun</sub>, and from Z=0.0004 to 0.03
| journal=Astronomy and Astrophysics Supplement
| year=2000 | volume=141
| issue=3 | pages=371 – 383
| doi=10.1051/aas:2000126 |arxiv = astro-ph/9910164 |bibcode = 2000A&AS..141..371G }}</ref>
|-
| Neón ||style="text-align: center;"| 8
|}
Mladé hviezdy predtým, než dosiahnu hlavnú postupnosť, získavajú energiu [[gravitačná kontrakcia|gravitačnou kontrakciou]] podobne ako niektoré veľké planéty alebo hnedé trpaslíky. Gravitačná kontrakcia umožní vznikajúcej hviezde zvýšiť teplotu a tlak vo svojom vnútri natoľko, aby sa spustili termojadrové reakcie. Staré hviezdy po ukončení fázy jadrových reakcií môžu svietiť z nažiarených zásob. V oboch prípadoch (nedospelá aj stará hviezda) však tieto hviezdy vo viditeľnom spektre dosahujú len malý zlomok žiarivého výkonu, ktorý majú hviezdy s prebiehajúcimi termojadrovými reakciami.
| |||