V této úvodní kapitole se pokusíme nastínit některé metodologické aspekty stavby fyziky a jejího začlenění do kontextu ostatní přírodovědy a vědeckého poznání vůbec. Tyto metodologické poznámky mohou být zajímavé např. pro studenty a zájemce nefyzikálních profesí, kteří si chtějí udělat ucelený obraz o fyzikálních aspektech zkoumání přírody.
Planety kolem hvězd mimo sluneční soustavu astronomové nazývají extrasolární zkráceně exoplanety. přímé
pozorování planet kolem vzdálených hvězd zatím výkonnost současných dalekohledů nestačí.Ullmann V. Podrobnosti tohoto druhu však leží již mimo rámec této knihy. proces při němž gravitační síla
naprosto převládá nad všemi ostatními silami nutí jednotlivé částice pohybu téměř volným pádem
směrem těžišti.
Planety kolem hvězd
Nově zformovanou hvězdu obklopuje rotující disk zbytkového materiálu, plynu prachu. Vlivem rotace zárodečného oblaku může např.
Počáteční fáze gravitační kontrakce vlastně gravitační kolaps, tj. průběhu několika
miliónů let tento plyno-prachový disk rozpadá část něj pohltí centrální hvězda, část odmrštěna pryč, avšak
některé části disku fragmentují, gravitační přitažlivostí pohlcují další hmotu; rostou zhušťují se. Mohla zde však v
http://astronuklfyzika. těchto fragmentů
postupně vznikají planety, které pak obíhají kolem mateřské hvězdy.10.2008 12:14:25]
.htm 16) [15. Avšak průběhu gravitační kontrakce tohoto oblaku ("protohvězdy"), trvající zhruba
jednotky desítky miliónů let *), jeho nitru neustále vzrůstá hustota, tlak teplota (adiabatické
stlačování), čímž kolaps postupně brzdí přechází pomalejší kontrakci.cz/Gravitace4-1.
*) Scénář vzniku hvězd zde nastíněn jen nejhrubších rysech.: Černé díry
Ve smršťujícím oblaku mohou
vzniknout okrsky, nichž gravitační
kontrakce probíhá rychleji než v
okolí (gravitační nestability).
docházet řadě fragmentací ("přebytečný" rotační moment hybnosti tím přechází orbitální pohyb fragmentů) a
následným kolapsům nebo kontrakcím těchto fragmentů vznikají vícenásobné soustavy. Kdyby nebylo žádné překážky, oblak gravitačně zcela zhroutil teoreticky do
bodu singularity. Dynamika hvězdné evoluce nejhrubších rysech níže zachycena obr.
Jakmile teplota nitru dosáhne asi 107°K, kinetická energie jader začne překonávat odpudivou
Coulombovskou bariéru zapálí termonukleární reakce syntéza jader vodíku hélium
doprovázená uvolňováním velkého množství vazbové jaderné energie (podrobnosti těchto termonukleárních
reakcí, včetně počátečních reakcí deuteria, viz níže "Evoluce hvězd").1 ve
formě časových závislostí některých důležitých parametrů hvězdy. podobným efektům
mohou vést turbulence zárodečném oblaku. Tlak emitovaného záření částic značné kinetické
energie (hvězdný "vítr", který známe Slunce) "odfoukne" okrajové části původního oblaku (globule) a
hvězda nerušeně září vesmíru viditelném, infračerveném oboru spektra, závislosti teplotě
povrchových vrstev. důsledku toho kontrakce protohvězdy,
nyní vlastně již hvězdy, zastaví dlouhou dobu (~106- 1010 let) bude váha vnějších vrstev vyrovnávána
tlakem záření tlakem tepelného pohybu iontů rozžhaveného plynu nitru hvězdy zahřívaného
uvolňovanou jadernou energií zrodila hvězda.4. Toto stáduim, němž
kontrahující oblak již září převážně infračerveném oboru, označuje jako protohvězda. Z
těchto jednotlivých okrsků pak
formují protohvězdy nakonec
hvězdy, které vznikají zpravidla ve
skupinách
