Červený obr
6. prosince začíná nová soutěž pro všechny editory naší encyklopedie !
Do pátku 11.1. si zde vytvořte uživatelský účet a udělejte alespoň 30 slušných editací.
Ze všech aktivních editorů vybereme 3 nejlepší (14.1.) a každý dostane špičkové ceny:
První a nejlepší editor dostane odměnu 600 Kč a status privilegovaného RCRedaktora.
Druhý editor dostane odměnu 300 Kč a status privilegovaného RCRedaktora.
Třetí editor dostane odměnu 200 Kč a status privilegovaného RCRedaktora.

Z Multimediaexpo.cz

Přejít na: navigace, hledání
Červený obr Betelgeuse (Hubbleovým dalekohledem).

Červený obr je dosti zářivá hvězda, která se nachází v pozdní fázi svého hvězdného vývoje - ve svém jádru již přeměnila většinu vodíku na helium. Následkem dalších pochodů uvnitř hvězdy dochází k rozepnutí vnějších vrstev a hvězda tak mnohonásobně zvětší svou velikost. Barva červených obrů bývá od žluté, přes oranžovou až po červenou. Mezi nejznámější červené obry na severní obloze patří Arcturus (Alfa Bootis) a Aldebaran (Alfa Tauri).

Obsah

Charakteristika

Červení obři jsou svými rozměry velmi velké hvězdy (v řádu deseti- až stonásobků poloměru Slunce), neboť došlo k nafouknutí jejich vnějších vrstev po vyčerpání jaderného paliva v jejich nitru. Zvětšení jejich povrchu přináší zároveň jeho ochlazení - povrchová teplota červených obrů je nízká - 5000K a méně. Zároveň fotosféra takové hvězdy není přesně ohraničená, ale namísto toho je dosti řídká a víceméně plynule přechází do koróny. Červení obři patří do spektrálních tříd K a M.

Vývoj hvězdy a vznik červeného obra

Červený obr je pozdní fází hvězd o menších až středních hmotnostech (od 0,5 do cca 5 hmotností Slunce) a spektrálních tříd A a G během jejich hlavní posloupnosti. Po "zapálení" jaderných reakcí v nitru hvězdy se udržuje rovnováha mezi silou gravitace stlačující hvězdu do sebe a protichůdným tlakem záření produkovaným během jaderné fúze. Po celou dobu, kterou hvězda v poklidu setrvává na hlavní posloupnosti (v této fázi se nachází Slunce již asi 5 mld let a víceméně stejnou dobu tam ještě zůstane), se v jádru hvězdy za vysokých teplot (cca 15 mil kelvinů) pomalu slučují jádra vodíku na jádra helia. Doba života hvězdy na hlavní posloupnosti záleží na jejich počáteční hmotnosti - pro Slunce je asi 10 mld let, pro hmotnější hvězdy je to méně (v řádu stovek milionů let), lehčí hvězdy naopak žijí déle (desítky miliard let). Po vyčerpání téměř veškerého vodíku v nitru hvězdy dojde k zastavení jaderných reakcí a tím pádem převládne vlastní gravitační působení hvězdy - jádro hvězdy se začne vlastní hmotnosti smršťovat. Zvýšení tlaku v jádru jeho kolapsí přinese prudký nárust teploty - ohřeje se vrstva ležící nad jádrem a fúzování vodíku na helium poté pokračuje ve vnějších vrstvách hvězdy (tam vodík nebyl dosud vyčerpán) a to díky vyšším teplotám mnohem rychleji, což způsobí zvýšení zářivého výkonu hvězd. Vnější vrstvy následně prudce expandují, což vede k podstatnému zvětšení velikosti hvězdy (v řádu deseti- až stonásobku jejich původního poloměru). Hmotnost hvězdy se nijak nezvýší a tudíž klesne hustota hvězdy. Energie produkována termojadernou fúzí je nyní vyzařována mnohem větším povrchem než byla původně a tudíž musí klesnout množství energie vyzářené jednotkou plochy, což se projeví jako snížení povrchové teploty hvězdy a posun v barvě hvězdy k oranžové až červené. Pokud hvězda má hvězda dostatečnou hmotnost, jádro se smrští natolik, že teplota v něm dosáhne 100 mil kelvinů. Tato vyšší teplota jádra umožňuje další termojaderné reakce, tentokrát fúzi jader helia na uhlík (v tzv. tři-alfa procesu). U méně hmotných hvězd dojde k zapálení těchto jaderných reakcí až po úplném smrštění jádra a díky tomu reakce začnou probíhat v celém jádru ihned po dosažení teploty 100 mil kelvinů, což se projeví jako tzv. heliový záblesk. U hmotnějších hvězd se kritické teploty dosáhne dříve než se jejich jádro úplně smrští a díky tomu reakce začnou probíhat postupně, bez heliového záblesku. Hvězdy, které ve svém jádře spalují helium na uhlík a zároveň vodík na helium v jejich vnějších vrstvách už nejsou dále považovány za červené obry.

Zánik červeného obra o hmotnosti Slunce

Slunce dosáhne stádia červeného obra přibližně za 5 mld let. Svou velikost pak zvětší natolik, že pohltí některé z vnitřních planet sluneční soustavy (Merkur a Venuši prakticky jistě, Země má určitou "naději na přežití"). Po vyhoření vodíku ve vnějších vrstvách dojde k odhození vnějších vrstev, které vytvoří planetární mlhovinu. Uvnitř této mlhoviny poté zbyde obnažené horké jádro hvězdy - bílý trpaslík.

Literatura

  • Jiří Grygar: Vesmír jaký je.
  • Jiří Grygar: Sejdeme se v nekonečnu.
  • Pozvánka do vesmíru: Albatros (nakl.).
  • Martin Rees: Vesmír.

Související články

Externí odkazy