Gymnázium Jozefa Gregora Tajovského Banská Bystrica

Životný cyklus hviezd

Eva Kubove

III.D

2016/2017

2

Obsah

Úvod ......................................................................................................................................... 3

1 Teoretická časť ...................................................................................................................... 4

1.1 Hviezda ............................................................................................................................ 4

1.1.1 Triedenie hviezd .........................................................................................................

4

1.1.2 Hviezdne spektrá ....................................................................................................... 5

1.2 Životný cyklus hviezd ...................................................................................................... 6

1.2.1 Vznik hviezd ............................................................................................................... 6

1.2.2 Protohviezda .............................................................................................................. 6

1.2.3 Hviezdna mladosť ...................................................................................................... 7

1.2.4 Normálna hviezda ...................................................................................................... 7

1.2.5 Hnedí trpaslíci ............................................................................................................ 8

1.2.6 Termonukleárne reakcie ............................................................................................ 8

1.2.7 HR diagram ................................................................................................................ 9

1.2.8 Zánik hviezdy ..............................................................................................................

9

1.2.8.1 Najmenej hmotné hviezdy ................................................................................. 10

1.2.8.2 Hviezdy s hmotnosťou do 1,4 násobku hmotnosti Slnka ................................... 10

1.2.8.3 Hviezdy s hmotnosťou medzi 1,4 a 3 násobku Slnka ......................................... 11

1.2.8.4 Najhmotnejšie hviezdy ....................................................................................... 11

1.2.9 Slnko ........................................................................................................................ 12

2 Praktická časť ...................................................................................................................... 13

2.1 Dotazník ......................................................................................................................... 13

2.2 Vyhodnotenie dotazníka ................................................................................................

13

Záver .......................................................................................................................................

18

Resumé ...................................................................................................................................

19

Resumé v cudzom jazyku ....................................................................................................... 20

3

Bibliografické odkazy ..............................................................................................................

21

Prílohy .................................................................................................................................... 22

Úvod Vesmír je nekonečne záhadné a záhadne nekonečné miesto. Ľudia sa už od dávna snažia

odhaliť jeho tajomstvá a čo najpresnejšie zmapovať jeho hlbiny. Dnešná astronómia je veda

v prudkom rozvoji a práve hviezdy sú jedni z najviac skúmaných vesmírnych objektov. Sú ich

bilióny. Žijú osamotene, v dvojiciach aj v skupinkách. Ich životný cyklus je dynamický,

miestami dramatický, zdĺhavý proces. Hoci sú to telesá bez tlčúceho srdca, tiež majú svoje

šťastné aj tragické stavy, rodia sa, starnú a umierajú ako všetko ostatné.

Fascinuje ma to uvedomenie si, že sme len malé nepodstatné bodky vo vesmíre. Tému

považujem za veľmi zaujímavú a som veľmi rada, že som si rozšírila vedomosti v tejto oblasti.

V teoretickej časti sa najprv zaoberám hviezdami ako takými, ich vlastnosťami a triedením,

neskôr opisujem ich životnou púťou, od miesta vzniku, cez termonukleárne reakcie, ktoré

v nich prebiehajú až po ich zánik a nakoniec stručne priblížim vývoj nášho Slnka. Ako

praktickú časť som spracovala dotazník, v ktorom som respondentom položila pár

základných otázok o hviezdach.

4

1 Teoretická časť

1.1 Hviezda

Hviezda je plynné, približne guľovité teleso vo vesmíre, ktoré sa navonok prejavuje

žiarením a gravitáciou. Povrchové vrstvy hviezd vyžarujú v celom spektre

elektromagnetického žiarenia počnúc rádiovým, cez infračervené, viditeľné, ultrafialové až po

röntgenové žiarenie.1 Prakticky to znamená, že analýzou žiarenia hviezd je možné získať

predstavu o fyzikálnych dejoch odohrávajúcich sa na povrchu hviezd a pomocou zákonov

fyziky zostrojiť modely vnútorných častí hviezd, čo v konečnom dôsledku prezrádza celkovú

stavbu v rôznych vývojových štádiách a umožňuje dedukovať aj celkový vývoj hviezd. Hviezdy

sa pohybujú obrovskou rýchlosťou (až niekoľko sto kilometrov za sekundu), no vzhľadom na

ich vzdialenosť sú tieto zmeny viditeľné až za stovky rokov. Tiež sa nám môže zdať, že

hviezdy blikajú. Je to spôsobené tým, že svetlo sa pri prechode atmosférou ohýba a rozkladá.

Uhol závisí od teploty vzduchu, ktorým prechádza.

1.1.1 Triedenie hviezd

Hviezdy patria medzi najľahšie pozorovateľné objekty vo vesmíre aj bez optických

prístrojov. Z vlastných skúseností vieme, že nie všetky hviezdy na oblohe sú rovnako jasné.

Už grécky astronóm Hipparchos (190 – 125 pred n. l.) rozdelil hviezdy na oblohe podľa ich

jasnosti do 6 skupín. Vo svojom katalógu označoval najjasnejšie hviezdy ako hviezdy prvej

veľkosti, najslabšie hviezdy ešte viditeľné okom boli označené ako hviezdy šiestej veľkosti.²

Súčasný systém triedenia hviezd zaviedol v polovici predminulého storočia anglický

astronóm Robert Pogson. V tomto systéme uplatňujeme magnitúdy. Magnitúda je jednotka

miery jasnosti hviezdy alebo iného vesmírneho objektu. Zdanlivá magnitúda označuje jasnosť

objektu, ako sa nám javí zo Zeme a pod pojmom absolútna magnitúda rozumieme jasnosť,

akú by mal objekt, keby sme ho pozorovali z určenej štandardnej vzdialenosti 32,6

svetelných rokov. Najjasnejšie hviezdy majú magnitúdu 0 alebo dokonca zápornú.

1 Moore, Patrick: Hviezdy a planéty. Bratislava, Slovart s.r.o., 2008. ISBN 978-80-8085-577-2, str. 82 Moore, Patrick: Hviezdy a planéty. Bratislava, Slovart s.r.o., 2008. ISBN 978-80-8085-577-2, str. 9

5

1.1.2 Hviezdne spektrá

Pri bežnom pohľade na nočné oblohu by sme mohli mať pocit, že vesmír je čierno-biely,

v skutočnosti vesmír hýri farbami, no svetlo z hviezd, galaxií či medzihviezdnej hmoty

prichádza z veľkých vzdialeností a je pre naše oči príliš slabé na to, aby sme ho vnímali

farebne. Farebnosť objektu závisí od fyzikálnom - chemického zloženia, najmä od povrchovej

teploty. Hviezdy s nižšou teplotou okolo 3200°C majú červenú farbu a svedčia o prítomnosti

jednoduchých chemických zlúčením. So stúpajúcou teplotou sa farba mení do modra, klesá

počet molekúl a atómy sa ionizujú. Celých 99% hviezd je možné zadeliť do siedmych

základných spektrálnych tried : O, B, A, F, G, K, M. Zvyšné hviezdy patria buď k triede W-

Wolfove-Rayetove hviezdy, Q – novy, R a N – uhlíkové hviezdy alebo S- zirkónové hviezdy.

Trieda Teplota Farba Príklad

O 50 000 - 29 000 °C modrá Zeta

B 28 000 – 9 000 °C modrobiela Spika

A 9 600 – 7 200 °C biela Sírius A

F 7 100 – 5 800 °C žltobiela Canopus

G 5 700 – 4 700 °C žltá Slnko

K 4 600 – 3 300 °C oranžová Aldebaran

M 3200 °C červená Antares

Tabuľka 1 hlavné hviezdne spektrá

1.2 Životný cyklus hviezd

6

Obrázok 1 Sírius A - najjasnejšia hviezda na oblohe

1.2.1 Vznik hviezd

Hviezdy vznikajú z rozsiahlych prachovo-plynových hviezdotvorných hmlovín. Sú to veľmi

riedke mračná, ktorých hustota má hodnotu len 10-20 až 10-23 g/cm3, čiže v pozemskom

zmysle slova predstavujú skoro dokonalé vákuum. Medzihviezdna hmota sa z 80% skladá

z vodíka. Druhý najviac zastúpený prvok je hélium a nepatrný zvyšok tvoria atómy ťažších

prvkov, napríklad molekuly CH, CN, NH3, H2O, OH a zrniečka prachu s rozmermi zhruba

desaťtisícin milimetra.

1.2.2 Protohviezda

Jednotlivé častice v mrakoch medzihviezdnej hmoty sa chaoticky pohybujú všetkými

smermi. Hoci na seba navzájom pôsobia gravitačnou silou, je veľmi malá na to, aby vplývali aj

na svoj tepelný pohyb, teda je tento potencionálne materský mrak príliš gravitačne stabilný.

Hmlovina potrebuje nejaký vonkajší impulz, ktorým môže byť napríklad explózia blízkej

supernovy alebo presun inej hviezdy, aby na častice začala pôsobiť vonkajšia gravitačná sila

a tým sa urýchlil pohyb častíc a mrak sa stal viac gravitačne nestabilným. Častice sa začnú

zhlukovať a padať voľným pádom na miesta, kde sú najhustejšie oblasti. Narastá rýchlosť

častíc, čím sa zvyšuje aj teplota hmoty. Začínajú gravitačné kontrakcie, čiže pôsobením

vlastnej gravitácie medzi časticami dochádza k zmršťovaniu a zahrievaniu. Nastáva proces,

pri ktorom gravitačná sila prevláda nad všetkými ostatnými a núti častice mraku k voľným

pádom, nazývaný gravitačný kolaps. Takto vznikne útvar s veľkosťou slnečnej sústavy, ktorý

sa nazýva protohviezda. Po dosiahnutí tejto veľkosti sa začne ohrievať jadro - ohriata látka

stúpa zo stredu ku okrajom, kde sa ochladí a klesá naspať. Tento dej sa viacnásobne opakuje.

Teraz sa hviezda nachádza v takzvanom Hyashiho štádiu, pri ktorom sa teplota na povrchu

mení len málo. Gravitačné kontrakcie pokračujú - v zmršťujúcej časti mraku sa tepelný pohyb

častíc zrýchľuje až do chvíle, kedy sa vyrovná gravitačnej sile. Keď teplota dosiahne 3200°C,

pohyb sa náhle zastaví a protohviezda zažiari. Energiu vyžaruje už dávno pred zastavení

kolapsu, no povrchová teplota je taká nízka, že žiari len v neviditeľnej infračervenej oblasti

spektra. Najväčšie protohviezdy majú hmotnosť rovnajúcu sa 60-násobku nášho Slnka. Celý

proces zhlukovania mraku po zažiarenie hviezdy trvá z astronomického hľadiska krátky čas –

maximálne niekoľko desiatok rokov. Platí, že čím je počiatočná hmotnosť mraku vyššia, tým

dej prebehne rýchlejšie.

7

1.2.3 Hviezdna mladosť

Ak by nič nestálo v ceste gravitačnému kolapsu, protohviezda by sa zrútila do

minimálneho rozmeru s nepredstaviteľne vysokou vnútornou teplotou a tlakom. Tomuto

scenáru sa bráni práve tepelnou rovnováhou, no od gravitácie zostáva závislá naďalej.

Teplota plynu po zastavení gravitačného kolapsu neprevyšuje 150 000 °C , teda je príliš nízka

na syntézu jadier atómov plynu, čo reálne znamená, že si vyžarovanú energiu musí dopĺňať

práve gravitačnou kontrakciou. Prebieha však nepomerne pomalšie ako gravitačný kolaps –

hviezda predsa len zmenšuje svoj objem a zvyšuje svoju teplotu a tlak. V tomto období

gravitačnej kontrakcie veľmi často dochádza k nerovnovážnemu stavu medzi vyžarovanou

a produkovanou energiou - hviezdy rýchlo a tiež nepravidelne menia svoju jasnosť. Zároveň

sa všetky mladé hviezdy postupne zbavujú obklopujúcich zvyškov mraku, z ktorého vznikli.

Časť medzihviezdnej hmoty z neho absorbujú a časť ich žiarenie odstráni do

medzihviezdneho priestoru – práve z tejto hmoty, ktorú hviezdy nespotrebovali na svoju

stavbu, vznikajú planetárne sústavy.

1.2.4 Normálna hviezda

Doteraz bola zdrojom energie len gravitačná kontrakcia. Keď však jadro dosiahne určitú

teplotu niekoľko miliónov stupňov na scénu vstúpi iný zdroj – hviezda si začne vytvárať

energiu jadrovými reakciami. Tento okamih sa považuje za oficiálny vznik novej hviezdy. Pri

teplotách okolo 10 miliónov °C jadrá vodíka majú už takú vysokú pohybovú energiu, že

dokážu prekonať odpudivé sily svojich kladných nábojov. Pri vzájomných zrážkach sa začínajú

spájať a uzatvárať nové jadrá, jadrá hélia. Zapálenú termonukleárnu reakciu riadi

mechanizmus založený na vzájomnom vzťahu tlaku a teploty v plyne. Ak termonukleárne

reakcie začnú produkovať priveľa energie, teplota plynu stúpa. Keďže tlak plynu je priamo

úmerný jeho teplote, stúpa i on. Väčší tlak je však príčinou rozpínania plynu, čo má vzápätí za

následok pokles tlaku i teploty plynu. Pri znížení teploty však poklesne i počet

termonukleárnych reakcií, a teda i produkcia energie. 3 Syntézou vodíka na hélium si teda 3 Moore, Patrick: Hviezdy a planéty. Bratislava, Slovart s.r.o., 2008. ISBN 978-80-8085-577-2, str. 26

hviezda vytvára energiu potrebnú na jej život. Zároveň proti tlaku tejto energie pôsobí

gravitačná sila – tento stav nazývame hydrostatická rovnováha. V živote hviezdy nastáva

8

rovnovážny stav, kedy má takmer konštantnú svietivosť a usadí sa na hlavnej postupnosti H-

R diagramu. Čas, za ktorý gravitačný kolaps, neskôr nahradený gravitačnou kontrakciou

sformuje normálnu hviezdu schopnú produkovať termonukleárne reakcie, závisí od

hmotnosti. Hviezdy s hmotnosťou nášho Slnka na tento proces potrebujú 30 miliónov rokov,

tie s polovičnou hmotnosťou Slnka zaujmú miesto medzi normálnymi hviezdami až o 100

miliónov rokov a hviezdy 15-krát hmotnejšie ako Slnko to zvládnu aj za 160 000 rokov.

1.2.5 Hnedí trpaslíci

Tento pojem zaviedli v osemdesiatych rokoch minulého storočia astrofyzici na

pomenovanie objektov, ktoré nie sú hviezdami ani planétami. Sú to hviezdy s extrémne

vysokou alebo nízkou hmotnosťou, ktoré vo svojom vývoji neprejdú stavom normálnej

hviezdy. Je to spôsobené tým, že vo fáze gravitačnej kontrakcie nikdy nedosiahnu teplotu

potrebnú na zapálenie termonukleárnych reakcií, čiže gravitačné kontrakcie pokračujú až do

chvíle, kým látka nedosiahne degenerovaný stav.

1.2.6 Termonukleárne reakcie

Termonukleárna reakcia je typ reakcie, pri ktorej sa jadrá atómov ľahkých prvkov zlúčia za

vzniku ťažšieho prvku. Keďže jadrá atómov majú kladný náboj a silno sa odpudzujú, na

prekonanie týchto odpudivých síl a na spustenie termonukleárnej reakcie je potrebná veľmi

vysoká teplota a tlak. Tento typ produkcie energie je veľmi efektívny, pretože hviezdy

prichádzajú iba o nepatrnú časť svojej hmoty. Premena vodíka na hélium prebieha dvomi

spôsobmi: v protónovo-protónovom reťazci (PP reťazec) a uhlíkovo-dusíkovo-kyslíkovom

cykle (CNO cyklus). Pri teplotách nižších ako 16 miliónov °C , najmä v menších hviezdach

o veľkosti nášho Slnka, prevláda PP reťazec. Je jednoduchší ako CNO cyklus – na uvoľnenie

energie sa spájajú 4 vodíkové jadrá (protóny) do jedného héliového. CNO cyklus potrebuje

na premenu vodíka 16 jadrových reakcií, atómy uhlíka, dusíka a kyslíka v úlohe katalyzátorov

a minimálnu teplotu 16 miliónov °C. Je základným zdrojom žiarivej energie hmotnejších

hviezd. Pri obidvoch reakciách sa uplatňuje Einsteinov vzťah E = mc² a na čistú energiu sa

premení približne 1/140 hmoty. Utvorená energia je ekvivalentná zhruba 4,2.10-12J.

1.2.7 H-R diagram

9

V roku 1911 dánsky astronóm Ejnar Hertzsprung objavil podstatnú spojitosť medzi

svietivosťou a povrchovou teplotou hviezd. Teóriu o dva roky neskôr dôkladnejšie podložil

Američan Henry Norris Russell. Táto závislosť sa ukázala byť úzko prepojená v vývojovým

procesom hviezd až o mnoho rokov neskôr a zaviedol sa Hertzsprungov-Russellov diagram,

na ktorom vidíme zreteľne oddelené skupiny hviezd. Najnápadnejšia a najpočetnejšia

skupina sú práve normálne hviezdy, nazývame ju hlavnou postupnosťou. Tiahne sa po

uhlopriečke od ľavého horného do pravého dolného rohu. Hviezda tu zostáva, kým v nej

prebiehajú termonukleárne reakcie (asi 90% života). Počet hviezd na nej klesá so stúpajúcou

hmotnosťou, pretože čím je hviezda hmotnejšia, tým skôr vyčerpá svoju zásobu vodíka. Na

vodorovnej osi sú znázornené spektrálne typy od vysokých povrchových teplôt vľavo po

nízke vpravo. Na zvislej osi je absolútna magnitúda hviezdy.

1.2.8 Zánik hviezdy

Ako dlho sa hviezdy udržia medzi normálnymi hviezdami, závisí od ich hmotnosti. Napriek

tomu, že hmotnejšie hviezdy majú väčšie zásoby vodíka ako menej hmotné hviezdy,

spotrebujú ho rýchlejšie. Musia totiž na udržiavanie rovnováhy so svojou gravitáciou

produkovať omnoho viac energie ako hviezdy s menšou hmotnosťou. Preto čím je hviezda

hmotnejšia, tým väčšia je aj jej svietivosť a tým rýchlejšie opúšťa hlavnú postupnosť.4 Hviezda

sa stáva nestabilnou vo chvíli, kedy sa jej začne míňať vodíkové palivo a skončia sa jej jadrové

reakcie. Tým pádom si už ďalej nie je schopná energeticky zabezpečiť svoju budúcnosť.

4 Moore, Patrick: Hviezdy a planéty. Bratislava, Slovart s.r.o., 2008. ISBN 978-80-8085-577-2, str. 33

Typ jej zániku môžeme rozdeliť do niekoľkých kategórií podľa hmotnosti hviezdy:

najmenej hmotné hviezdy, hviezdy s hmotnosťou do 1,4 násobku hmotnosti Slnka, hviezdy

s hmotnosťou medzi 1,4 a 3 násobku Slnka a najhmotnejšie hviezdy.

10

Obrázok 2 HR diagram

1.2.8.1 Najmenej hmotné hviezdy

Hviezdy s hmotnosťou menšou ako polovica Slnka zanikajú veľmi dlho a pomaly. Najprv

spáli vodík vo svojom jadre, potom začne spaľovať vodík zo svojej atmosféry. Jej gravitácia je

ale nedostatočná na to, aby hviezda spaľovala aj iné prvky, čiže sa hviezda začne zmenšovať

až sa z nej stane studené tuhé teleso – čierny trpaslík. V súčasnosti nie je známy žiadny

čierny trpaslík, pretože vesmír neexistuje dostatočne dlhú dobu na to, aby nejaký vznikol.

1.2.8.2 Hviezdy s hmotnosťou do 1,4 násobku hmotnosti Slnka

Nastane okamih, kedy hviezda spotrebuje vodík, héliové jadro sa začína zmršťovať a

horné vrstvy začínajú byť nevyvážené. Gravitačná energia sa mení na tepelnú a zvyšuje sa

teplota a tlak v jadre. Spaľovanie vodíka na hélium vo vonkajších vrstvách pokračuje a tlak zo

žiarenia prevládne nad gravitáciou horných vodíkových vrstiev – vonkajšie vrstvy sa

rozpínajú, hviezda zvyšuje svoju svietivosť a sfarbuje sa do červena. Z hviezdy sa stane

červený obor. V tomto štádiu hviezda existuje niekoľko miliónov rokov. Raz sa však jadrová

energia vyčerpá, plyn sa degeneruje, je veľmi hmotný a nestlačiteľný. Odvrhne vonkajšie

vrstvy, z ktorých vznikne planetárna hmlovina. Tá sa časom rozptýli a stane sa súčasťou

medzihviezdnej hmoty, ktorá môže v budúcnosti slúžiť ako materiál pre vznik novej hviezdy.

Hviezda, ktorá je zložená z degenerovaného plynu a jej hmotnosť nepresahuje 1,4 násobok

hmotnosti Slnka, sa už nemôže ďalej zmršťovať. Kolabuje na stav nazývajúci sa biely trpaslík -

11

Obrázok 3 Planetárna hmlovina NGC 2440, v strede ktorej sa nachádza jeden z najviac horúcich známych bielych trpaslíkov

má malé rozmery, vysokú povrchovú teplotu, veľmi veľkú hustotu a je tak stabilná, že

v tomto štádiu zotrvá miliardy rokov.

1.2.8.3 Hviezdy s hmotnosťou medzi 1,4 a 3 násobku Slnka

Začiatok zániku tejto skupiny hviezd je podobný ako u hviezd s približujúcou

sa hmotnosťou Slnku. Začína sa kontrakciou. Celý proces sa rovnako začína v jadre. Keď sa

minie vodík, postupne sa posúva smerom k povrchu. Hélium klesá smerom k jadru a pretože

je ťažšie ako vodík, vlastnou váhou sa stláča, čím sa zvyšuje teplota. Jadrovou syntézou sa

začnú zlučovať aj ďalšie ťažšie prvky – uhlík (v niektorých prípadoch uhlíkový výbuch môže

spôsobiť explóziu celej hviezdy a urobiť z nej supernovu ešte pred vyhorením ťažších prvkov),

dusík, magnézium, kremík až železo. Železo je však také stabilné, že nehorí v nijakej

termonukleárnej reakcii. Vo hviezdach so železným jadrom pokračuje gravitačná kontrakcia

veľmi rýchlo, jadrá látky sú natlačené tesne vedľa seba až hviezda vybuchne ako supernova.

Rozmetá tým väčšinu svojej hmoty a vytvorí sa hmlovina, zvyšok v podobe malého jadra

v kontrakcii pokračuje. Pri obrovskom tlaku v degenerovanom plyne proces premeny

elektrónov a protónov na neutróny veľmi rýchlo pokračuje. Pretože neutróny nemajú

elektrický náboj v zmršťujúcej hviezde sa hromadia vedľa seba, až táto superhustá

neutrónová látka zastaví gravitačný kolaps. Vzniká objekt nazvaný neutrónová hviezda.

Hustota neutrónovej látky je nepredstaviteľná, 1014 až 1015 g/cm3. Jediná malá kávová lyžička

takejto látky by mala hmotnosť 5 miliárd kilogramov. Neutrónové hviezdy vyžarujú do okolia

viditeľné, rádiové, röntgenové a kozmické žiarenie aj rýchle relativistické častice.5

1.2.8.4 .Najhmotnejšie hviezdy

Najhmotnejšie hviezdy začínajú svoju smrť rovnako – explóziou zvanou supernova,

prípadne hypernova, ak je hmotnosť hviezdy mimoriadne veľká. Jadro sa dostane do štádia

neutrónovej hviezdy a ak jej hmotnosť presahuje hodnotu trojnásobku hmotnosti Slnka,

Moore, Patrick: Hviezdy a planéty. Bratislava, Slovart s.r.o., 2008. ISBN 978-80-8085-577-2, str.

kontrakcia pokračuje, dokým prekročí kritickú hranicu a nastáva zrútenie sa hmoty samej do

seba. Vzniká bod singularity, kde je všetka hmota sústredená do jediného bodu o nulovom

priestore a nekonečnej hustote. Tento objekt mimo hranice nášho chápania sa nazýva čierna

diera. Má takú silnú príťažlivosť, že úniková rýchlosť vysoko prevyšuje aj rýchlosť svetla.

12

1.2.9 Život Slnka

Slnko nie je hviezda nejakého zvláštneho významu, ale pre astronómov predstavuje

dôležitý objekt, pretože je to jediná hviezda, ktorá je dostatočne blízko na to, aby sa dala

podrobnejšie skúmať. Je klasifikované ako žltá hviezda. Povrchová teplota je 5 500 °C a jadro

dosahuje teplotu 15 miliónov °C. Pri jadrových reakciách prebiehajúcich v jeho vnúti stráca

každú sekundu 4 milióny ton hmotnosti. Prebiehajú oba typy reakcií premeny vodíka na

hélium: protónovo-protónový reťazec produkuje 90% energie a CNO cyklus ostatných 10%.

Slnko vzniklo asi pred 4,6 miliardami rokov bežným spôsobom cez štádium protohviezdy.

Predpokladá sa, že bude patriť medzi hviezdy hlavnej postupnosti, teda ostane v stabilnej

polohe, ešte minimálne 5 miliárd rokov. Potom Slnko prejde do štádia červeného obra,

neskôr sa scvrkne na bieleho trpaslíka a zároveň vytvorí planetárnu hmlovinu.

13

2 Praktická časť

2.1 Dotazník

Ako praktickú časť mojej práce som sa rozhodla urobiť dotazník, vďaka ktorému som

zistila, do akej miery siahajú vedomosti o hviezdach ľudí v mojom okolí. Vymyslela som 11

pomerne jednoduchých otázok, z toho 10 s možnosťami a jedna s odpoveďou na dopísanie.

Dotazník som vytvorila cez stránku survio.com a ľudí som oslovila najmä cez sociálne siete.

Odpovedalo mi 35 respondentov, z toho 20 žien a 15 mužov. Až necelých 89% z nich boli

mladí ľudia vo veku 15-20 rokov a zvyšné 4 osoby v rozmedzí 30 až 50 rokov.

2.2 Vyhodnotenie dotazníka

Prvé dve otázky, ktoré som sa respondentov pýtala, sa týkali tvaru hviezd. 77,1% priznalo,

že v detstve žili so skreslenou predstavou, že hviezdy majú tvar hviezdy a nie, že sú

guľovitého charakteru. Osobne aj ja patrím k tejto skupine a nie som si istá, či ostatní opýtaní

boli naozaj astronómovia od narodenia, alebo sa hanbili priznať pravdu. Druhá otázka

nadväzovala na prvú a až 65,7% ľudí odpovedalo správne, že pri pohľade zo Zeme na nočnú

oblohu sa nám predsa len môže zdať, že hviezdy majú tvar hviezdy. Je to tým, že ich svetlo sa

pri prechode cez studené a teplé prúdy vzduchu rozkladá a ohýba, čím zdanlivo blikajú.

14

Graf 1 Tvar hviezdy

Ďalšou otázkou som vyskúšala, či majú respondenti vedomosti o zložení hviezd, konkrétne

o najviac zastúpených prvkoch v hviezdnej hmote. Potešilo ma, že až 25 odpovedajúcich

zvolilo správnu kombináciu vodík a hélium, druhá najpočetnejšia odpoveď bola hélium

a uhlík – 17,1% odpovedí.

Jedna zo základných informácií o hviezdach, ktorú ste sa mohli dozvedieť aj z tejto práce

je, že ich životný vývoj sa odvíja práve od ich hmotnosti. Ukázalo sa, že až 65,7%

respondentov si myslí, že faktor ovplyvňujúci hviezdny cyklus je teplota. Správnu odpoveď

hmotnosť zvolilo 12 osôb a pre pojem farba sa nerozhodol nikto.

Ďalšou otázkou bolo vybrať charakteristiku, ktorá sa vzťahuje na pojem červený obor.

Skoro polovica respondentov vybrala správnu odpoveď, ale je pravda, že pre

nezainteresovaného človeka mohla byť táto otázka trochu náročná.

Na nasledujúcu otázku si respondenti mohli vybrať viac správnych odpovedí. Týkala sa

typov žiarenia, ktoré hviezdy skutočne vyžarujú. Správne sú všetky štyri odpovede.

Najčastejšie vyberaná možnosť bola ultrafialové (30 odpovedí) a najmenej sa ľuďom

pozdávala možnosť röntgenové.

15

Graf 2 Červený obor

V celom dotazníku bola len dve otázky, na ktoré nebola väčšinová správna odpoveď a jednou

z nich bolo práve vybrať nesprávne tvrdenie. Preklep je v druhej odpovedi, pretože

magnitúda je jednotka miery jasnosti vesmírneho objektu. Až 40% zvolilo odpoveď týkajúcu

sa rodísk hviezd, tá je ale pravdivá.

16

Graf 3 Žiarenie

Graf 4 Nesprávne tvrdenie

Jediná otázka na ktorú bolo potrebné dopísať odpoveď znela Ako sa volá galaxia, v ktorej

žijeme. Myslím si, že vedieť odpovedať na takúto otázku patrí ku všeobecnému prehľadu. 29

respondentov, čo v prepočte na percentá činí 82,85% napísalo správnu odpoveď Mliečna

cesta (poznámka: pojem Mliečna dráha by nemal byť zamieňaný s oficiálnym názvom

Mliečna cesta, uznávala som však aj túto odpoveď ako správnu). Dvaja respondenti priznal,

že odpoveď nevedia, objavili sa aj odpovede ako Orion, Vesmír či Nemesis. Mojím osobným

favoritom bola však osoba, ktorá napísala Mliečna ryža. Predpokladám, že správnu odpoveď

daný človek vedel, ale každopádne ďakujem za spríjemnenie vyhodnocovania dotazníka.

Ďalšou zisťovanou vecou bolo, či ľudia vedia, ktorá hviezda, samozrejme okrem Slnka, je

k nám najbližšie a ktorá je na nočnej oblohe najjasnejšia. Na prvú otázku odpovedalo správne

57,1% opýtaných, čo považujem za celkom slušné číslo. Ako najjasnejšiu hviezdu zvolilo 40%

ľudí správne Sírius A, ale len o 2,9% menej zvolilo Proximu Centauri, čo je, ako všetci dobre

vieme, okrem Slnka k nám najbližšia hviezda. Pre zaujímavosť Barnardova hviezda sa

označuje ako najrýchlejšie sa pohybujúca hviezda.

Posledná otázka sa pýta na vek nášho Slnka. Správna odpoveď je, že má približne 4,6

miliardy rokov a zvolilo ju 74,3% respondentov. 20% osôb si myslí, že je to už 5 miliárd

a dvaja ľudia vybrali možnosť 3,8 miliardy rokov.

17

Graf 5 Najbližšia hviezda Graf 6 Najjasnejšia hviezda

Dotazník hodnotím pozitívne. Rada by som sa poďakovala 35 milým ľuďom, ktorí si našli

chvíľku času na jeho vyplnenie. Myslím, že znalosti opýtaných na túto hviezdu tému boli na

dosť slušnej úrovni, hlavne keď si uvedomíme, že to nie sú otázky, s ktorými prichádzame

denne do kontaktu a nie všetkých ľudí musí vesmír, hviezdy a podobné veci zaujímať.

Prekvapilo ma, že na dá sa povedať drvivú väčšinu otázok boli väčšinové správne odpovede,

a to aj na tie málinko náročnejšie, napríklad týkajúce sa prvkov v hviezdnej hmote – 71,4%

správnych odpovedí alebo aj určiť najbližšiu hviezdu – 57,1%. Najväčšie problémy robili

otázka číslo 4 – Od čoho závisí vývoj hviezdy , kde až 23 osôb zvolilo nesprávnu odpoveď

teplota a otázka číslo 7, kde bolo treba vybrať nesprávne tvrdenie. Práve na tejto otázke sa

ukázalo, náhodní opýtaní majú v bližšie špecifikovaných a menej všeobecných témach, ako je

napríklad životný cyklus hviezd, menšie nedostatky.

18

Záver

Témou mojej práce je životný cyklus hviezd. Vybrala som si ju preto, lebo som chcela

využiť príležitosť rozšíriť si obzory v oblasti, ktorej som sa vo väčšej miere doposiaľ nikdy

nevenovala. Počas spracovávania som sa dozvedela veľa informácií, ktoré boli pre mňa nové.

Musím priznať, že som mala s písaním práce menšie ťažkosti.

V teoretickej časti som sa najprv snažila charakterizovať hviezdu ako vesmírne teleso

a neskôr opísať hviezdny životný cyklus. Miestami som mala pocit, že vtesnať tento

dynamický, až miliardy rokov trvajúci proces na určený stranový rozsah a spracovať ho tak,

aby sa mu dalo porozumieť, je skutočne zapeklitá úloha. Praktickú časť mojej práce

predstavuje dotazník. 35 respondentom som internetovou formou položila jedenásť

pomerne jednoduchých základných otázok týkajúcich sa práve hviezdnej tematiky. Mojím

cieľom bolo zistiť, aké dobré znalosti v tejto oblasti ľudia v mojom okolí majú. Musím

skonštatovať, že výsledkami som bola celkom príjemne prekvapená.

Budem veľmi spokojná, ak sa nájde čo i len jeden človek, ktorý by moju prácu považoval

za interesantnú či užitočnú.

19

Resumé

V mojej práci som sa zaoberala životným cyklom hviezd. Je rozdelená na dve časti:

teoretická časť a praktická časť. V prvej som charakterizovala pojem hviezda, triedenie

hviezd a hviezdne spektrá. Ďalej som sa venovala procesu života hviezdy. Od okolností jej

vzniku až po možnosti jej zániku. Opísala som štádium protohviezdy, červeného obra,

bieleho trpaslíka, neutrónovej hviezdy, čiernej diery. Dotkla som sa aj spôsobu produkovania

energie a stručne charakterizovala termonukleárne reakcie. Tiež som spomenula

Hertzsprung–Russell diagram a nezabudla som dodať ani pár faktov o Slnku. Ako praktickú

časť som sa rozhodla vytvoriť dotazník. Vymyslela som niekoľko základných otázok a on-line

formou som zisťovala koľko toho o hviezdach vedia ľudia v mojom okolí. Cieľom práce je

priniesť čitateľovi nové informácie či osviežiť už známe fakty.

20

Resumé v cudzom jazyku

In my work I dealt with the life cycle of the stars. It is divided into two parts: the

theoretical part and the practical part. In the first part, I characterized the word star, types of

stars and the spectral class. Next, I was dealing with the star's life process. From the

circumstances of birth of star to the possibility of its death. I described the stage of the

proto-star, the red giant, the white dwarf, neutron star, black hole. I also wrote about

producing energy and briefly characterized the thermonuclear reactions. I also mentioned

the Hertzsprung-Russell diagram and did not forget to give some facts about the sun. As a

practical part, I decided to make a questionnaire in online form. I created a few basic

questions and I found out how much people know about stars. The aim of the work is to

bring new information to the reader or refresh the facts already known.

21

Bibliografické odkazy

Internetové zdroje:

http://astroportal.sk/deepspace/zivot_hviezd.html

http://fyzsem.fjfi.cvut.cz/2010-2011/Zima10/proc/hvezdy.pdf

http://www.gjar-po.sk/~tovarnak3c/rocnikovapraca/zkuste/zanik.html

Knižné zdroje:

Čeman, Róbert: Vesmír 2 Hviezdy-Galaxie. Bratislava, MAPA Slovakia Bratislava, s.r.o., 2003.

ISBN 80-8067-074-9

Moore, Patrick: Hviezdy a planéty. Bratislava, Slovart s.r.o., 2008. ISBN 978-80-8085-577-2

Rogers, Kirsteen a kolektív: Čo by som mal vedieť o svete okolo nás. Košice, Viktoria Print,

spol. s.r.o., 2005. ISBN 80-89065-32-5

22

Prílohy

Dotazník

1. Mysleli ste si v detstve, že hviezdy

majú tvar hviezdy ?

Áno

Nie, bol som astronóm do narodenia

2. Prečo sa nám predsa len môže zdať že

hviezdy majú tvar hviezdy ?

Zrakové problémy (málo mrkvy)

Hviezdy zdanlivo blikajú

Hviezdy menia svoj tvar

3. Ktoré prvky sú najviac zastúpené v

hviezdnej hmote ?

Hélium a uhlík

Vodík a kyslík

Vodík a hélium

Kyslík a uhlík

4. Od čoho závisí vývoj hviezdy ?

Farba

Hmotnosť

Teplota

5. Čo je červený obor ?

Typ hviezdy s veľmi vysokou teplotou

Štádium zániku hviezdy

Pomenovanie pre najväčšiu hviezdu na

oblohe

6. Ktoré z uvedených žiarení hviezdy

naozaj vyžarujú ? (Viac správnych

odpovedí)

Rádiové

Ultrafialové

Röntgenové

Infračervené

7. Ktoré z nasledujúcich tvrdení je

nesprávne ?

Už antický astronóm Hipparchos rozdelil

hviezdy podľa ich jasnosti do 6 skupín.

Magnitúda je jednotka miery veľkosti

vesmírneho telesa.

Rodiskami hviezd sú rozsiahle mraky

medzihviezdnej hmoty.

8. Ako sa nazýva galaxia, v ktorej žijeme ?

9. Ktorá hviezda okrem Slnka je k nám

najbližšie ?

Sírius A

Proxima Centauri

Barnardova hviezda

10. Ktorá hviezda je najjasnejšia na

nočnej oblohe ?

Sírius A

Proxima Centauri

Sírius B

Barnardova hviezda

11. Približne koľko rokov má naše Slnko ?

3,8 miliardy

4,6 miliárd

5 miliárd

23