Oko do vesmíru

Vesmír je nekonečný a je v něm nekonečně mnoho zajímavých věcí...

Zánik

Závěrečná stadia

Přehled závěrečných stadií

  • Nestabilní stadia, exploze.
    • Nova. V této fázi hvězda ztrácí své obaly, odhazuje obálku (104 km/s), vytváří efekt novy. Hvězda malé svítivosti prudce zvýší jas během několika hodin či dnů až o 4 řády vlivem překotné termonukleární reakce na povrchu hvězdy. Materiál bohatý na vodík je dotován průvodcem. Potom pomalu její svítivost v průběhu několika měsíců klesá na původní hodnotu. Zbytky odhozené obálky se nazývají planetární mlhoviny (M57 - prstencová mlhovina v souhvězdí Lyry, M27 - Dumbell neboli Činky v souhvězdí Lištiček).
    • Rekurentní nova. Záblesky se periodicky opakují v průběhu řádově desítek let.
    • Supernova typu I. Rozmetání podstatné části hvězdy. Binární systém, přetok hmoty na bílého trpaslíka, po překročení Chandrasekharovy meze stability trpaslíka (1,44 MS) dojde k překotné termonukleární syntéze v celém bílém trpaslíku a jeho následnému rozmetání. Vzhledem k přesně definovasné hmotnosti bílého trpaslíka (1,44 MS) mají všechny SN I stejnou absolutní magnitudu a slouží jako standardní svíčky k měření vzdáleností.
    • Supernova typu II. Rozmetání podstatné části hvězdy. Hroucení velmi hmotných hvězd po období termonukleární syntézy, pozůstatkem je neutronová hvězda nebo černá díra, zbytek se rozmetá do okolí.
    • Hypernova. Náhlé zhroucení velmi masívní hvězdy přímo na černou díru doprovázené vzplanutím gama o zářivém výkonu až 1011 LSl (jako galaxie). Tento jev by měl být o 5 řádů vzácnější než supernovy typu II. Hypernova byla pravděpodobně pozorována v galaxii ESO 184­G82 jako supernova SN1998bw doprovázená zábleskem GRB980425.
    • Bílí trpaslíci. Gravitaci odolává tlak degenerovaného elektronového plynu. Poloměr je 1 000 km až 10 000 km, hustota až 103 kg/cm3, maximální hmotnost 1,44 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930.
      Objev prvního bílého trpaslíka:
      Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark - test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý s průměrem 11 736 km, ρ = 3×103 kg/cm3. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 MSlunce.
    • Neutronové hvězdy. Gravitaci odolává tlak degenerovaného neutronového plynu). Poloměr je 10 km až 100 km a hustoty dosahují hodnot až jaderné hustoty 1010 kg/cm3 až 1012 kg/cm3. Jde vlastně o veliké stabilní atomové jádro. Rychlá rotace a silné magnetické pole. Nesouhlasí-li směr rotační a magnetické osy , vytvářejí výtrysky světelného záření a nabitých částic ve směru magnetické osy efekt pulsaru. Pozorovatel vidí pravidelné záblesky od rotující neutronové hvězdy, podobně jako od majáku policejního automobilu. První pulsar objeven v roce 1967 Jocelyne Bellovou v Cambridge (asistentka A. Hewishe, který dostal Nobelovu cenu za objev pulsarů). Zpočátku označování LGM (Little Green Men). Typická perioda kolem jedné sekundy, známy i milisekundové pulsary. Nejznámější pulsary: Pulsar v Krabí mlhovině M1. Pozůstatek po explozi supernovy z roku 1054. Pulsar 1913+16 - objev mnoha relativistických efektů včetně změny periody vlivem vyzařování gravitačních vln. Je-li neutronová hvězda součástí binárního systému a od souputníka na ní přetéká hmota, mohou se v oblasti magnetických pólů vytvořit horké skvrny vysílající RTG záření. To je podstatou rentgenovského pulsaru.
    • Černé díry. Zkolabované objekty. Zachovají si hmotnost, moment hybnosti a elektromagnetický náboj ("no hair" teorém). Silně deformovaná geometrie prostoročasu v okolí.
Žádné komentáře
 
Těším se na další návštěvu... ;-)