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.
4. Může dojít opakovanému zahřátí, expanzi opětovnému smrštění okolního plynu velikost teplota
povrchu hvězdy mění (částečně pravidelně nepravidelně), což jeví jako proměnná hvězda (typu Tauri).dílčí reakce: 13C 14N 7,54 MeV)
http://astronuklfyzika. rychle rotujících protohvězd lze též pozorovat výtrysky plynu "pólů" úzkých kuželech podél rotační
osy. plynné obálky kolem hvězdy mohou postupně formovat planety obíhající
kolem hvězdy.2008 12:14:25]
.
Termonukleární reakce nitru hvězd
Některá typická stádia hvězdné evoluce jsou patrny obr.dílčí reakce: 12C 13N 1,95 MeV)
2.dílčí reakce: 3He 5,49 MeV)
3.10.: Černé díry
základních parametrů hvězdy -
průměru, teploty svítivosti během
její evoluce. Obsah těchto
prvků mezihvězdném plynu tím jádře protohvězdy) však malý, takže uvolněno poměrně malé
množství energie toto stádium trvá jen velmi krátce *). Jak již bylo řečeno výše části "Vznik
hvězd", počáteční kolaps zárodečného oblaku, vystřídaný pomalejší kontrakcí, důsledku adiabatického
stlačování vede růstu hustoty, tlaku teploty.cz/Gravitace4-1. Uvolněná energie způsobí dočasné zastavení kontrakce protohvězdy. Teprve odeznění počátečních nestabilit hvězda dlouhou dobu "usazuje" mezi stabilními hvězdami hlavní
posloupnosti H-R diagramu. Pro velmi malé hvězdy hnědé trpaslíky však deuteriová fúze jediným zdrojem energie.dílčí reakce: 3He 3He 4He 12,85 MeV)
Celková energetická bilance: uvolnění 26,2 MeV 4,2. Část "odfouknuta" ven hvězdy, část ochlazení
dopadá zpět.
*) Stádium deuteriové fúze pro větší hvězdy jen jakousi dočasnou "zastávkou" cestě protohvězdy skutečné
hvězdě. Naopak, zrod hvězdy doprovázen
výraznými nestabilitami, mladé hvězdy bývají často proměnné.
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"). Po
větším menším počtu takových cyklů nakonec většina plynné obálky protohvězdy "odfouknuta" hvězda
"prokoukne" nerušeně září vesmíru.
Základní termonukleární reakcí nitru hvězd přímá proton-protonová reakce (pş1H), která probíhá
ve třech etapách:
1.
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 *).10-12 J/jádro He.
*) Tato rovnováha však nenastává okamžitě zapálení termonukleárních reakcí. Gravitační váha vnějších vrstev vyrovnávána tlakem záření a
tlakem tepelného pohybu iontů rozžhaveného plynu nitru hvězdy, zahřívaného uvolňovanou jadernou
energií.htm (11 16) [15. "Vyhoření" těchto prvků již počátečním stádiu
vývoje hvězd vysvětluje relativně malé zastoupení Li, vesmíru.
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.dílčí reakce: 13N 13C 2,22 MeV)
3.1. zapálení termonukleárních reakcí centrální části
se důsledku zahřívání tlaku záření okolní plyn prudce rozpíná.Ullmann V.dílčí reakce: 1,44 MeV)
2. dosažení teploty nad milion středních
oblastech protohvězdy zapalují první termonukleární reakce, při nichž deuterium, litium, berylium a
bór mění hélium
