Stavba nitra hvězd

Astrofyzika se od počátku 20. století začala zabývat studiem nitra hvězd. Teoretické podklady připravili v druhé polovině 19. století německý fyzik August Ritter (1826 - 1908) a americký fyzik Jonathan Homer Lane (1819 - 1880) popsáním vlastností plynu prostřednictvím polytropní závislosti. Posledně uváděné představy z roku 1870 vycházely z předpokladu přenosu energie v nitru hvězd konvekcí.

První modely hvězd sestrojil švýcarský fyzik a astrofyzik Robert Emden (1862 - 1940). Aplikoval závěry termodynamiky na plynné koule - hvězdy, doplnil teorii polytropní rovnováhy vytvářené působením gravitace a tlaku plynu. Emdenem zkoumané polytropní koule dávaly řadu hvězdných modelů s postupně se zvětšující koncentrací hvězdné látky ke středu. Teoretické modely a vypočítané tabulky jsou shrnuty v práci Gaskugeln česky Plynné koule z roku 1907. Laneova - Emdenova funkce umožňuje z tabulkových údajů pro danou relativní vzdálenost od středu plynné koule vypočítat hodnoty funkce pro libovolnou další vzdálenost. To je velmi výhodné pro výpočet rozdělení teploty, hustoty a tlaku ve hvězdách.

Artur Stanley Eddington
Základní výsledky ve výzkumu nitra hvězd podal anglický astrofyzik Artur Stanley Eddington (1882 - 1944). Vypracoval první ucelenou teorii stavby nitra hvězd, přestože mu nebyly známy fyzikální procesy vedoucí k uvolňování energie. Při tvorbě teorie vyšel z původní myšlenky, že přenos energie v nitru hvězd se uskutečňuje zářením. Propočítal fyzikální podmínky v nitru hvězd, chování ideálního plynu při vysokých hustotách a teplotách za úplné ionizace. Studiem absorpce záření odhalil význam koeficientu opacity pro stavbu nitra hvězd. Z podmínek zářivé a mechanické rovnováhy odvodil roku 1924 vztah hmotnost - zářivý výkon v publikaci On the relation between the masses and luminosities of the stars česky O vztahu mezi hmotností a zářivým výkonem hvězd. Ukázal na neudržitelnost gravitační kontrakce jako hlavního zdroje energie hvězd. Výsledky shrnul v knize The Internal Constitution of the Stars česky Stavba nitra hvězd z roku 1926.

Následně astrofyzika začala zkoumat lokalizaci energetických zdrojů ve hvězdách. V roce 1934 anglický matematik a astrofyzik Thomas George Cowling (1906 - 1990) propočítal první modely s konvektivními jádry, které zachycovaly stavbu hvězd horní části hlavní posloupnosti.

Teorii Eddingtona zobecnil Chandrasekhar, který studoval vlastnosti plynných koulí jako důsledek obecných fyzikálních zákonů, zejména se zabýval vlastnostmi hvězdné látky při vysokých teplotách a tlacích v nitru hvězd. Eddingtonovi se nepodařilo v rámci jeho teorie vyložit stavbu bílého trpaslíka - hvězdy 40 Eridanus B. Chandrasekhar v letech 1930 - 1932 vytvořil teorii bílých trpaslíků, objasnil rovnováhu v jejich nitru na základě stavové rovnice pro elektronově degenerovaný plyn. Při tom navazoval na výzkum Ralpha Howarda Fowlera, který roku 1926 dokázal, že plyn při vysokých hustotách existujících v nitru hvězd je degenerován a na fyzikální stav elektronů má zásadní vliv Pauliho princip. Roku 1931 publikoval Chandrasekhar v práci The maximum mass of ideal white dwarfs česky Maximální hmotnost ideálních bílých trpaslíků výpočty maximální hmotnosti bílého trpaslíka, nyní nazývané Chandrasekharova mez. Výsledky výzkumů stavby nitra hvězd vycházející z termonukleárních reakcí vyložil Chandrasekhar v učebnici An Introduction to the Study of Stellar Structure česky Úvod do studia stavby hvězd v roce 1939.

Při přenosu energie v nitru hvězd hraje důležitou roli opacita. Holandský fyzik Hendrik Kramers (1894 - 1952) v roce 1924 odvodil vztah pro závislost opacity na hustotě a teplotě. Německý astrofyzik Heinrich Vogt (1890 - 1968) v roce 1926 a nezávisle na něm Russell roku 1927 objasnili význam hmotnosti a chemického složení pro řešení rovnic stavby hvězd.

Podmínku vzniku konvektivní nestability v hvězdné látce odvozenou Schwarzschildem roku 1906 doplnil v roce 1947 belgický astrofyzik Paul Ledoux (1914 - 1988) závislostí na chemickém složení. Přispěl rovněž k teorii radiálních a neradiálních pulsací hvězd.

Historie H - R diagramu

Zdroje energie hvězd, vznik prvků