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.
Pro velmi malé hvězdy hnědé trpaslíky však deuteriová fúze jediným zdrojem energie. Gravitační váha vnějších vrstev vyrovnávána tlakem záření a
tlakem tepelného pohybu iontů rozžhaveného plynu nitru hvězdy, zahřívaného uvolňovanou jadernou
energií.
*) Stádium deuteriové fúze pro větší hvězdy jen jakousi dočasnou "zastávkou" cestě protohvězdy skutečné
hvězdě.dílčí reakce: 13N 13C 2,22 MeV)
3.Ullmann V.htm (11 16) [15. dosažení teploty nad milion středních
oblastech protohvězdy zapalují první termonukleární reakce, při nichž deuterium, litium, berylium a
bór mění hélium. Část "odfouknuta" ven hvězdy, část ochlazení
dopadá zpět.
Základní termonukleární reakcí nitru hvězd přímá proton-protonová reakce (pş1H), která probíhá
ve třech etapách:
1.cz/Gravitace4-1. Uvolněná energie způsobí dočasné zastavení kontrakce protohvězdy. Obsah těchto
prvků mezihvězdném plynu tím jádře protohvězdy) však malý, takže uvolněno poměrně malé
množství energie toto stádium trvá jen velmi krátce *).
*) Tato rovnováha však nenastává okamžitě zapálení termonukleárních reakcí.1.dílčí reakce: 13C 14N 7,54 MeV)
http://astronuklfyzika. Teprve odeznění počátečních nestabilit hvězda dlouhou dobu "usazuje" mezi stabilními hvězdami hlavní
posloupnosti H-R diagramu.10-12 J/jádro He.4. Po
větším menším počtu takových cyklů nakonec většina plynné obálky protohvězdy "odfouknuta" hvězda
"prokoukne" nerušeně září vesmíru.dílčí reakce: 3He 3He 4He 12,85 MeV)
Celková energetická bilance: uvolnění 26,2 MeV 4,2.2008 12:14:25]
.10. rychle rotujících protohvězd lze též pozorovat výtrysky plynu "pólů" úzkých kuželech podél rotační
osy.dílčí reakce: 12C 13N 1,95 MeV)
2.
Když nitro hvězdy dosáhne teploty nad miliónů °K, nastupuje nejdelší perioda aktivního života hvězdy
- "spalování" (jaderná synthéza) vodíku hélium centrální části, přičemž hvězda stavu
hydrodynamické tepelné rovnováhy *). Jak již bylo řečeno výše části "Vznik
hvězd", počáteční kolaps zárodečného oblaku, vystřídaný pomalejší kontrakcí, důsledku adiabatického
stlačování vede růstu hustoty, tlaku teploty.dílčí reakce: 1,44 MeV)
2. plynné obálky kolem hvězdy mohou postupně formovat planety obíhající
kolem hvězdy. Naopak, zrod hvězdy doprovázen
výraznými nestabilitami, mladé hvězdy bývají často proměnné. "Vyhoření" těchto prvků již počátečním stádiu
vývoje hvězd vysvětluje relativně malé zastoupení Li, vesmíru.
Měřítko časové osy silně nelineární, aby
bylo možno zachytit jak velmi dlouhé
rovnovážné období, tak kratší období
protohvězdy velmi krátké finální stádium
evoluce (zobrazené "časové lupě").: Černé díry
základních parametrů hvězdy -
průměru, teploty svítivosti během
její evoluce.dílčí reakce: 3He 5,49 MeV)
3.
U hmotných hvězd dalších generací (které již obsahují své výchozí stavební látce těžší prvky jako uhlík,
kyslík dusík) při teplotách nad 107°K přistupuje dále reakce zvaná CNO-cyklus, kde účasti uhlíku (jako katalyzátoru)
se postupně přeměňují protony pş1H jádro hélia:
1. Může dojít opakovanému zahřátí, expanzi opětovnému smrštění okolního plynu velikost teplota
povrchu hvězdy mění (částečně pravidelně nepravidelně), což jeví jako proměnná hvězda (typu Tauri).
Termonukleární reakce nitru hvězd
Některá typická stádia hvězdné evoluce jsou patrny obr. zapálení termonukleárních reakcí centrální části
se důsledku zahřívání tlaku záření okolní plyn prudce rozpíná
