Astronomie

Mají hvězdy tendenci tavit veškerý vodík, i když je jejich hmotnost malá?

Mají hvězdy tendenci tavit veškerý vodík, i když je jejich hmotnost malá?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Předpokládejme, že hnědý trpaslík vyžaduje pouze jeden další atom vodíku, aby byl dostatečně masivní, aby zahájil fúzi, co se stane, když k němu přidáme atom vodíku?

  1. Spojuje se, dokud hmota nespadne, a potom se fúze náhle zastaví

  2. Začne se tavit, dokud se nespotřebuje veškerý vodík

Který je správný?


Rozdíl mezi hnědým trpaslíkem a hvězdou není ostrou hranicí. Hnědý trpaslík je jednoduše koule plynu, kde (malá) rychlost fúze není schopna poskytnout významnou část svítivosti (která je zajištěna hlavně gravitační kontrakcí).

Hvězda se bude smršťovat a dosáhne minimální svítivosti, zatímco svítivost hnědého trpaslíka bude během života monotónně klesat. Jádro se zdegeneruje a právě toto vytváří tlak, který podporuje hnědého trpaslíka, i když je stále chladnější.

Pokud přidáte nějakou hmotu k hnědému trpaslíkovi, výsledek závisí na tom, kdy ji přidáte. Pokud jej přidáte brzy během fáze silné kontrakce, můžete získat hvězdu s nízkou hmotností. Pokud se přidá po degeneraci hnědého trpaslíka, mohl by se dále smršťovat, ale bez zvýšení teploty natolik, aby došlo k silnému vznícení vodíku. Jedná se o zajímavý problém, který si zaslouží modelovou simulaci!

Pokud může fúze začít do jakéhokoli stupně, pak konvekční míchání v těchto velmi nízkých hmotných objektech bude velmi postupné (biliony let), otočit téměř všechny jejich H na He.


Mají hvězdy tendenci tavit veškerý vodík, i když je jejich hmotnost malá? - Astronomie

Chápu, že hvězdy lze vytvářet v různých hustotách plynu, ale vždy jsem předpokládal, že k fúzi dojde vždy, jakmile bude dosaženo určité kritické hmotnosti. Jakmile bylo této hmoty dosaženo a začala fúze, vnější tlak by působil proti přílivu gravitace hmoty, a tak by všechny hvězdy byly zhruba stejné velikosti, přesto tomu tak není.

Nejprve byste měli pochopit, že existuje několik typů hvězd. Hvězdy hlavní sekvence jsou ty, které v jádrech fúzují vodík na hélium. Existují další hvězdy, jako obří hvězdy, které vyčerpaly vodík ve svých jádrech a jsou v různých fázích vývoje.

Hustota plynů v hvězdách hlavní sekvence je zhruba stejná jako hlavní složka je vždy vodík a hélium. Velikost hvězd závisí hlavně na jejich hmotnosti. Všimněte si, že to, co určuje zrození hvězdy, není kritická hmotnost (i když je to důležité při určování minimální hmotnosti potřebné k vytvoření hvězdy), ale teplota dosažená v jádru hvězdy. Hvězda se rodí jako hvězda s hlavní posloupností, když se teplota jádra hvězdy zvýší natolik, aby fúzi vodíku na helium. Ve hvězdách tedy není konstantní hmotnost jádra, ale teplota jádra, která se pohybuje kolem 15 milionů stupňů Kelvina.

Nyní se hvězdy rodí z hustých jader v molekulárních mracích. Obecně platí, že čím větší je hmotnost hustého jádra, tím hmotnější je hvězda, která se z něj rodí. Je to jednoduše proto, že hvězda má více materiálu, z kterého se může hromadit.

Poloměr hvězdy je určen hydrostatickou rovnováhou, což je rovnováha mezi vytvářením energie ve středu hvězdy a gravitací, která má sklon hvězdu zhroutit. V hmotnějších hvězdách (hlavní sekvenci) je více hmoty a tlak v jádru je větší. Ve výsledku (a několik dalších podrobností) je rychlost fúze v hmotných hvězdách mnohem vyšší než v hvězdách s nízkou hmotností. Tato vyšší rychlost výroby energie pomáhá vyvážit větší hmotnost a poloměr těchto hvězd je větší než poloměr hvězd s nízkou hmotností.

Příběh se liší ve vývoji hvězd, jako jsou obří hvězdy. Jakmile je vodík v jádru hvězdy vyčerpán, energie se zmenší a jádro se začne hroutit. Ale jak se hvězda zhroutí, teplota uvnitř hvězdy stoupá a v určitém okamžiku začne vodík ve skořápce mimo jádro fúzovat. Tomu se říká spalování skořápky a v malém časovém měřítku produkuje spoustu energie. Toto náhlé uvolnění energie při hoření skořápky způsobí, že obálka hvězdy se obrovsky zvětší, takže se hvězda nafoukne. To je důvod, proč najdete některé hvězdy, které jsou chladné venku (jako Betelguese) a mnohem větší než velikost Slunce (pokud umístíte Betelguese do polohy Slunce, rozšíří se mimo poloměr Jupitera).

Tato stránka byla aktualizována 27. června 2015

O autorovi

Jagadheep D. Pandian

Jagadheep postavil nový přijímač pro radioteleskop Arecibo, který pracuje mezi 6 a 8 GHz. Studuje 6,7 GHz methanolové masery v naší Galaxii. K těmto maserům dochází na místech, kde se rodí masivní hvězdy. Získal doktorát z Cornellu v lednu 2007 a byl postdoktorandem na Max Planck Insitute for Radio Astronomy v Německu. Poté pracoval v Astronomickém ústavu na Havajské univerzitě jako submilimetrový postdoktorand. Jagadheep je v současné době v Indickém institutu vesmírné scence a technologie.


Mají hvězdy tendenci tavit veškerý vodík, i když je jejich hmotnost malá? - Astronomie

1. Jak dlouho by měla hvězda žít?

2. Fáze červeného obra
* Fúze vodíku se zastaví
* Základní smlouvy, obálka nabobtná
* Fúze vodíku ve skořápce
* Aldebaran
2. Vodorovná větev
* Helium se spojuje s uhlíkem v jádru (proces triple-alfa)
* Syntetický kyslík
3. Fáze superobra
* Žádné další fúze jádra
* Helium-fusing shell
* Základní smlouvy, obálka nabobtná
4. Planetární mlhovina
* Obálka se vysunula
* Hvězdný vítr
* Helium bliká
* Jádro se zmenší na bílého trpaslíka
* Mlhovina se rozptýlila do ISM
5. Bílý trpaslík
* Poloměr

Poloměr Země
* Uhlík, kyslík
* Hmotnostní limit: 1,4 sluneční hmoty
* Osud: ochladí se na černého trpaslíka

1. Co se stane se sluncem za 5 miliard let, když se začne vyvíjet v rudého obra?

2. Co se stane uvnitř slunce, aby se dostalo na vodorovnou větev?

3. Co se stane se sluncem během jeho supergiantní fáze?

1. Asi za 5 miliard let odejde slunce z hlavní sekvence kvůli vyčerpání vodíkového paliva v jeho jádru. Jádro se smrští a jeho teplota stoupne. Během ochlazování povrchové teploty se obálka značně roztáhne. Slunce tak bude větší a červenější než v současnosti.

2. Příchod na vodorovnou větev je výsledkem zapálení fúze hélia v jádru hvězdy.

3. Fáze superobrů je iniciována vyčerpáním heliového paliva v jádru hvězdy střední hmotnosti (méně než asi 8 hmot Slunce) na horizontální větvi. Když k tomu dojde, hvězda opustí vodorovnou větev: její jádro se smršťuje a ohřívá svou obálku, bobtná a její povrchová teplota klesá.

4. „Pohyb“ na HR diagramu je výsledkem změn svítivosti a / nebo povrchové teploty hvězdy, protože svítivost a teplota jsou dvě proměnné vynesené podél os HR diagramu. Pohyb na HR diagramu nepředstavuje skutečný pohyb prostorem. (Ve skutečnosti všechny hvězdy driftují vesmírem, slunce se pohybuje po přibližně kruhové dráze kolem středu galaxie Mléčné dráhy.)

5. Obecně jsou vysoké teploty potřebné k tomu, aby došlo k fúzním reakcím, protože pouze při vysokých teplotách se atomová jádra pohybují dostatečně rychle, takže když se srazí, mohou se navzájem „slepit“ a vytvořit těžší jádra. Například teplota v milionech Kelvinů je nutná pro fúzi protonů (vodíková jádra), protože protony mají tendenci se navzájem odpuzovat, protože mají podobný (kladný) náboj. K fúzi jader majících více protonů (např. Heliová jádra) je zapotřebí ještě vyšších teplot, protože odpudivá síla je větší. Můžeme například vypočítat, že teplota v jádru slunce může být dostatečně vysoká, aby spojila vodík a později hélium, ale ne uhlík (který obsahuje 6 protonů). Takže poslední fáze jaderného spalování pro hvězdy jako slunce (ve skutečnosti pro hvězdy až asi 8krát hmotnější než slunce) je fáze, ve které se helium přeměňuje na uhlík. Poté musí hvězda „zemřít“.

6. Když hvězda jako slunce (nebo jakákoli hvězda s přibližně osminásobkem hmotnosti Slunce) vyčerpá ve svém jádru hélium, takže jádro sestává z uhlíku a kyslíku, bude expandovat do superobra - hvězda pravděpodobně většího průměru než aktuální oběžná dráha Země. V tomto stavu je obálka hvězdy jen těžce spojená s hvězdou gravitací, takže se snadno ztratí. Prostřednictvím kombinace hvězdných větrů a „záblesků heliové skořápky“ je obálka hvězdy po tisíce let vypuzena do plynného tělesa („mlhovina“) obklopující hvězdu, kterému se toto „plynové těleso“ říká „planetární mlhovina“. „Ne proto, že ukrývá planety, ale proto, že v malých dalekohledech může připomínat planetu. Mlhovina se rozzáří absorpcí ultrafialového světla vyzařovaného zbytky jádra hvězdy, které zůstalo uprostřed mlhoviny. Mlhovina se nakonec rozptýlí do vesmíru a zanechá za sebou staré hvězdné jádro, které nakonec dosáhne stabilní konfigurace jako bílý trpaslík.

7. bílý trpaslík je to, co zbylo z jádra hvězdy jako slunce po poslední fázi jaderné fúze (fúze helia na uhlík a vedlejší výroba kyslíku). Typický bílý trpaslík je asi tak velký jako Země (i když asi 1/2 sluneční hmoty), uvnitř nedochází k fúzi. Nakonec se bílí trpaslíci ochladí na „černé trpaslíky“.

8. Indicko-americký astronom S. Chandresekhar zjistil, že bílí trpaslíci nemohou být hmotnější než 1,4násobek hmotnosti Slunce. Pokud by bílý trpaslík překročil hmotnostní limit, zhroutil by se (pravděpodobně na neutronovou hvězdu). Limit vyplývá ze skutečnosti, že bílí trpaslíci jsou udržováni nafouknuti jakousi tlakem zvaným tlak „elektronové degenerace“, který je výsledkem shlukování elektronů blízko sebe, když se dostanou příliš blízko, elektrony odolávají dalšímu shlukování. Tento druh tlaku je mnohem silnější než tlak běžného plynu, ale i tento tlak selže, pokud se nashromáždí příliš mnoho hmoty (čímž se zvýší gravitační tah směrem dovnitř), takže existuje limit, jak velcí bílí trpaslíci mohou být.


Tvorba prvků S-procesu - pomalé vaření

Hvězdy o hmotnosti 0,6 solární hmoty až

10 solárních hmot tvoří přibližně polovinu přirozeně se vyskytujících prvků nad železem na periodické tabulce. S-proces je „pomalý“ relativně. Může to trvat sekundy až desítky tisíc let, ale klíčem k rozlišení je doba, než se zachytí další neutrony. S-proces začíná zárodkovým jádrem a zachycuje neutron. Pokud je výsledkem stabilní izotop, pak prvek zůstává stejný. Mohou se objevit další záchyty neutronů, což má za následek, že nestabilní izotop prochází rozpadem beta [1]. Extra proton transformuje původní prvek na nový prvek, protože prvky jsou definovány počtem protonů v jejich jádře.

V menších hvězdách, jako je naše slunce, je zdroj neutronů poskytován fúzí uhlíku-13 + helia-4 (alfa částice), čímž vzniká kyslík-16 + volný neutron. Tyto typy hvězd nakonec svrhnou své vnější vrstvy a odhalí bílé trpasličí jádro.

Větší a hmotnější hvězdy používají druhý s-proces k výrobě volných neutronů. Neon-22 + Helium-4 (alfa částice) fúzují za vzniku hořčíku-25 a volného neutronu. Tyto hvězdy explodují jako supernovy.

Horní hranice pro s-proces (bez ohledu na zdroj neutronů) má za následek polonium [Po 84 protonů + X neutronů], vizmut [Bi 83 protonů + X neutronů] nebo olovo [Pb 82 protonů + X neutronů].

"Tady je otázka, která vám dá smysl pro měřítko." Která z následujících možností by byla jasnější, pokud jde o množství energie dodávané do vaší sítnice: Supernova, viděná ze vzdálenosti Země od Země, nebo detonace vodíkové bomby přitlačené k oční bulvě? “

- Randall Munroe, Co když?: Vážné vědecké odpovědi na absurdní hypotetické otázky

Co je hvězda Wolf-Rayet?

Hvězdy Wolf-Rayet představují poslední výbuch aktivity, než začne obrovská hvězda umírat. Tyto hvězdy, které jsou nejméně 20krát hmotnější než Slunce, & # 8220 žijí rychle a tvrdě umírají & # 8221, podle NASA.

Jejich konec je slavnější, když explodují jako supernova a zasadí vesmír kosmickými prvky, jimž se dostane největší pozornosti. Je však také důležité podívat se, jak se hvězda dostane do této výbušné fáze.

Když se podíváte na hvězdu, jako je Slunce, uvidíte jemnou rovnováhu gravitace hvězdy a # 8217, která přitahuje věci dovnitř, a jaderná fúze uvnitř tlačí tlak ven. Když jsou síly přibližně stejné, získáte stabilní množství fixačních prvků. U planet, jako je ta naše, které mají to štěstí, že žijí v blízkosti stabilní hvězdy, může toto období trvat miliardy až miliardy let.

Být poblíž hmotné hvězdy je však jako hrát si s ohněm. Rostou rychle, a tak umírají dříve ve svém životě než Slunce. A v případě hvězdy Wolf-Rayet došly lehčí prvky, aby se spojily uvnitř jejího jádra. Slunce šťastně proměňuje vodík na hélium, ale vlčí paprsky orou procházejí prvky, jako je kyslík, aby se pokusili udržet rovnováhu.

Jádro červených nebo modrých superobřích okamžiků před explozí supernovy vypadá jako cibule s více prvky & # 8220 pálení & # 8221 procesem fúze, která vytváří teplo, aby zůstala síla gravitace. Fúze se zastaví u železa. Bez vylévání energie z centrálního jádra, aby se udržely vaření ostatních prvků, se hvězda zhroutí a odskočí rázová vlna ji roztrhne. Uznání: Wikimedia

Protože tyto prvky mají více atomů na jednotku, vytváří to více energie, konkrétně tepla a záření, říká NASA. Hvězda začíná foukat větry dosahující rychlosti 2,2 až 5,4 milionu mil za hodinu (3,6 až 9 milionů kilometrů za hodinu). V průběhu času se větry zbavily vnějších vrstev vlčího paprsku. Tím se eliminuje velká část jeho hmoty a zároveň se uvolní jeho prvky pro použití jinde ve vesmíru.

Nakonec hvězdě dojdou prvky k fúzi (proces nemůže jít dále než železo). Když se fúze zastaví, tlak uvnitř hvězdy ustane a nebude nic, co by bránilo gravitaci tlačit dovnitř. Velké hvězdy explodují jako supernova. Větší vidí, že jejich gravitace je zdeformovaná natolik, že nemůže uniknout ani světlo, což vytváří černou díru.

Stále se máme co učit o hvězdné evoluci, ale několik studií v průběhu let poskytlo poznatky. Například v roce 2004 NASA vydala uklidňující zprávy, podle nichž tyto hvězdy samy o sobě nejsou. & # 8221 Většina z nich má podle pozorování Hubbleova kosmického dalekohledu hvězdného společníka.

Kompozitní snímek s daty Chandra (fialový) zobrazující & # 8220bodový zdroj & # 8221 vedle pozůstatků supernovy, což naznačuje, že výbuch mohla přežít společenská hvězda. Vodík je zobrazen v optickém světle (žluté a azurové) z průzkumu Magellanic Cloud Emission Line Survey a jsou k dispozici také optická data z průzkumu Digitalized Sky Survey (bílý). Uznání: X-ray: NASA / CXC / SAO / F. Seward et al Optical: NOAO / CTIO / MCELS, DSS

I když to na první pohled vypadá jako pouhé pozorování, kosmologové řekli, že by nám to mohlo pomoci zjistit, jak jsou tyto hvězdy tak velké a jasné. Například: Možná, že větší hvězda (ta, která se promění ve Vlčího Rayeta) se v průběhu času živí svým společníkem a shromažďuje hmotu, dokud se nestane ohromně velkou. S větším množstvím paliva velké hvězdy vyhoří rychleji. Menší hvězda mohla ovlivnit také rotaci nebo oběžnou dráhu větší hvězdy.

Zde a # 8217 je několik dalších faktů o Vlčích paprskech, s laskavým svolením astronoma Davida Darlinga:

  • Jejich jména pocházejí od dvou francouzských astronomů, Charlese Wolfa a Georges Rayeta, kteří objevili první známou hvězdu tohoto druhu v roce 1867.
  • Vlčí paprsky přicházejí ve dvou příchutích: WN (emisní linie helia a dusíku) a WC (uhlík, kyslík a vodík).
  • Hvězdy jako naše Slunce se vyvinuly v masivnější rudé obry, kterým došel vodík a spálili v jádru. Když tyto hvězdy začnou vrhat své vnější vrstvy, chovají se poněkud podobně jako Vlčí paprsky. Takže se nazývají # 8217re hvězdy typu # -Wolf-Rayet & # 8221, i když nejsou úplně to samé.

Tady na Universe Today jsme napsali mnoho článků o hvězdách. Zde je článek o binárním páru hvězd Wolf-Rayet a dobrá zpráva, že nás WR 104 vyhrál a zabije nás všechny. Zaznamenali jsme několik epizod Astronomického obsazení o hvězdách. Zde jsou dvě, které by vám mohly pomoci: Epizoda 12: Odkud pocházejí dětské hvězdy a Epizoda 13: Kam hvězdy jdou, když zemřou?


Mají hvězdy tendenci tavit veškerý vodík, i když je jejich hmotnost malá? - Astronomie

Hvězdy jsou hlavními motory stvoření vesmíru. Vesmír začal s velmi málo atomy prvků
těžší než vodík a hélium. Generace hvězd používaly část tohoto vodíku a helia jako palivo,
jeho spalování na těžší prvky, včetně uhlíku, který vytváří těla živých věcí, jako jste vy! Navíc,
energie, kterou produkují, je využívána živými systémy, jako je proces fotosyntézy na Zemi.
Hvězdy jsou dárci života! Zde se podíváme na reakce, které se vyskytují uvnitř hvězd, a uvidíme, jak produkují
materiály a energie, na kterých jsme závislí.

Výše uvedený diagram ukazuje hlavní cestu fúze vodíku v trpasličí hvězdě, jako je Slunce, proton-proton
řetěz (ve skutečnosti sada rozvětvených řetězců spojených dohromady). V tomto řetězci začínáme s protony a produkujeme
jádra helia-4, pozitrony (ekvivalent antihmoty elektronů), neutrina a fotony. V tomto procesu dva
vodíková jádra, která jsou protony, fúzují dohromady do deuteronu (D), který je jádrem těžkého vodíku
(deuterium) skládající se z jednoho protonu a jednoho neutronu spojeného dohromady. Deuterony a protony se poté spojí
jádra helia-3, skládající se ze 2 protonů a jednoho neutronu, a ta zase produkují jádra helia-4, která jsou
alfa-částice, z nichž každá se skládá ze dvou neutronů a dvou protonů. V zásadě jsou fúzována lehčí atomová jádra
těžší atomová jádra, produkující těžší prvky z vodíku. Všimněte si, že na slunci jsou všechny atomy ionizovány
do plazmy, takže všechny tyto reakce zahrnují atomová jádra, jádro atomu vodíku je jednoduše proton.

V pozemských jaderných elektrárnách je energie generována procesem štěpení jader - štěpením
atomová jádra, která přeměňují malý zlomek hmoty v atomech na obrovské množství energie. Tento
proces je však neúčinný ve srovnání s jadernou fúzí. Jaderná fúze je čistší a neprodukuje dlouho
radioaktivní odpad a také přeměňuje větší část hmoty na dostupnou energii - je mnohem energetičtější.

Seznam jaderných reakcí obsažených v řetězci p-p (diagram) je uveden níže. Některé těžší atomy jsou
vyráběné jako reakční meziprodukty, jako je berylium (Be), lithium (Li) a bor (B). Přiložený horní index
k těmto symbolům atomů je číslo atomové hmotnosti, např. 7 pro berylium, 3 pro helium-3 a 4 pro helium-4. The
atomové číslo udává počet neutronů plus počet protonů v jádře. Protony a neutrony
jsou nukleony, takže hmotnostní číslo je také nukleonové číslo. Meziprodukty jsou přechodné, jediná síť
produkty jsou helium-4, neutrina, fotony a pozitrony. Fotony (produkované v řetězci p-p a další
procesy), samozřejmě, dávat Slunci většinu své svítivosti.

Spojením dvou protonů do Deuteronu

Vzhledem k tomu, že neutron nemá žádný elektrický náboj a proton má jednu jednotku kladného náboje, ztrácí svůj
náboj vyzařováním pozitronu. Rovněž se vyrábí elektronové neutrino, které zajišťuje hybnost
konzervovaný.

Problém s první reakcí jaderné fúze spočívá v tom, že protony, stejně jako všechna atomová jádra, mají čistý klad
elektrický náboj a jako elektrické náboje odpuzují . Elektrická síla mezi nabitými částicemi se nazývá
Coulombova síla a tato odpudivá síla je Coulombův odpor . Problém tedy je, jak spojit dva
částice, které odpuzují jeden druhého! Nejprve, pokud jsou protony dostatečně horké a tudíž se pohybují rychle
dost (tepelná energie je výsledkem kinetické energie částic v důsledku jejich náhodného tepelného pohybu)
mohou se srazit s dostatečnou silou, aby se dostali velmi blízko k sobě, než se odrazí nebo odpudí jeden druhého
a pokud reagují v této době, kdy se z jednoho stane neutron, může vzniknout stabilní deuteron. Nicméně, to
Ukázalo se, že kdyby se Slunce spoléhalo pouze na tento mechanismus, pak by jednoduše nepodstoupilo dostatečné splynutí, prostě není
dost horký.

Důležitost jaderné fúze je Stellar Cores

V jádrech hvězd, jako je Slunce, vytváří jaderná fúze důležitou energii, včetně tepelné energie, která
nahrazuje tepelnou energii vyzařovanou do prostoru. Není však správné říkat, že hvězdy jsou horké
kvůli jaderné fúzi! Hvězdy se rodí, když se studená mlhovina, mraky plynu a prachu stahují pod tahem
jejich vlastní gravitace (která je směrována do těžiště jakéhokoli mraku plynu). Jak cloud kontrakty,
částice plynu ztrácejí gravitační potenciální energie (stejně jako míč padá na Zemi), když padají dovnitř
pod gravitací. Stejně jako padající koule se částice plynu zrychlují, protože se pohybují rychleji a rychleji
rychleji a hustota cloudu zvyšuje kontrakty, takže se stále více a více srazují mezi sebou a
tato kinetická energie se stává tepelnou energií - mrak se zahřívá! Gravitační potenciální energie má v zásadě
byly přeměněny na teplo. Pokud je mrak velmi hmotný, jeho gravitační pole může být tak silné, že mu nic nemůže uniknout
to a mohlo by kondenzovat do černé díry. To se však stává jen zřídka, protože mrak se fragmentuje
zhroutí se a každý fragment se smrští samostatně, aby se mohl stát hvězdou. Něco však musí
odolat gravitaci, pokud se má narodit stabilní hvězda. (Pokud by Slunce pokračovalo ve smršťování ve volném pádu, pak by to bylo
zhroutil se asi za dalších 30 minut!). Tepelná energie odolává gravitaci, protože gravitace táhne částice dovnitř,
takže náhodné tepelné pohyby mají tendenci je znovu rozptylovat. Když jsou částice dostatečně horké, odolávají
další kolaps. Kolaps by však pokračoval mnohem pomaleji, protože mrak by neustále ztrácel
teplo jako záření do vesmíru. Naštěstí, když teploty v horkém jádru mraku dosáhnou asi 10
milion Kelvinů, zapíná se jaderná fúze protonů. Tím se převede malá část hmoty na záření a
teplo, které nahrazuje energii ztracenou do vesmíru a hvězda se stává stabilní, ani se nesráží, ani se nerozšiřuje
je v rovnováze. Tím pádem, jaderná fúze nedělá hvězdy horkými, spíše brání dalšímu kolapsu a
takže vlastně brání tomu, aby se hvězdy zahřívaly
! Díky tomuto procesu může existovat hvězda tak hmotná jako Slunce
stabilní stav po dobu asi 10 miliard let, než se jeho protonové (vodíkové) palivo příliš vyčerpá.

Jak tedy splyne dostatek protonů?

Protony potřebují jiný způsob, jak překonat Coulombův odpor, kromě samotné hrubé síly! Kvantové
mechanika poskytuje řešení v bizarním triku zvaném kvantové tunelování . Podle kvanta
částice mechaniky mohou projít překážkami a zdmi tunelováním skrz ně nebo teleportováním napříč
jim! K tomuto jevu nedochází ve velkém měřítku hmoty - hodte tenisový míček na pevnou zeď a to
nikdy neprojde zdí. Atomový svět je však velmi odlišný a často se atom může odrazit
atomovou zeď, ale občas to náhodou projde rovně, zatímco zeď zůstane neporušená! The
čím tenčí je zeď, tím je pravděpodobnější, že k tomu dojde. S našimi protony se stane, že jsou dostatečně horké
a dostatečně energický, aby se přiblížili docela blízko, ale ne dost blízko, aby se spojili, a obvykle se odrazí
navzájem elektrická silová pole, ale občas se jedno z nich teleportuje přes Coulombův odpor
bariéra, mizející na odvrácené straně a znovu se objevující uvnitř! Nyní jsou protony velmi blízko u sebe
a tak pojistka, jako by kouzlem! (Samozřejmě to není kouzlo, protože kvantové tunelování je dobře pochopený jev
povoleno zákony kvantové fyziky).

Řetěz p-p poskytuje přibližně 98,4% energetického výkonu Slunce, zbývajících 1,6% generuje jiný
cyklus jaderných reakcí, nazývaný cyklus CNO nebo bi-cyklus CNO, cyklus uhlík-dusík-kyslík . Atomy,
nebo spíše jádra uhlíku, dusíku, kyslíku a fluoru se produkují v tomto cyklu, ale jsou pouze přechodná
meziprodukty. Ve hvězdách větších než asi 1,5násobek hmotnosti Slunce je dominantním prostředkem cyklus CNO
fúze hygrogenu (spalování vodíku), p-p řetězec dominující v trpasličích hvězdách, včetně Slunce. Cyklus CNO
je znázorněno níže:

Všimněte si, že vstupy jsou opět protony a jádra helia-4, fotony, pozitrony a neutrina jsou
konečný produkt, spolu s energií, kterou tyto částice produktu přenášejí!

Řetěz p-p a cyklus CNO mohou udržovat hoření Slunce, pokud má ve svém jádře dostatek vodíku. Jednou
jádrový vodík je vyčerpán, ale Slunce opouští hlavní sekvenci a stává se červeným obrem, který hoří
vodík stále ve skořápce kolem jádra. Za několik tisíc let budou ještě další procesy, jako spalování helia
kick-in, kdy se Slunce změní na červeného velikána.

Při spalování vodíku se asi 0,66% hmotnosti protonů přemění na energii (podle
rovnice E = mc ^ 2) a hvězda vstoupí do fáze červeného obra, když je spáleno asi 10% jejího vodíku
(většina vodíku není v jádru a nikdy se nespálí). Spalování helia převádí pouze 0,065% z
hmota hélia na energii a dodává tak jen asi desetinu energie na kg hélia
spalování vodíku a fáze spalování helia je ve srovnání s fází spalování vodíku krátkodobá.
Hoření hélia se zahájí, když se jádro hélia smrští (protože vyčerpalo vodík a není)
produkující energii působící proti gravitaci) a tak se dále ohřívá na prahovou teplotu asi 100
milion K pro zapálení hélia.

Helium hoří u triple-alfa proces je uvedeno níže:

Všimněte si, že proces triple-alfa zahrnuje tři fúzní reakce s jádry helia a produkuje uhlík a
kyslík. První z nich je mezi dvěma jádry helia, která produkují jádro berylia-8, které existuje na
průměr za zlomek sekundy, ale někdy se další jádro helia-4 spojí s beryliem
než se rozpadne zpět na dvě jádra helia-4 a vytvoří uhlík-12. Uhlík-12 jádro je
produkován v excitovaném stavu a emituje foton gama záření, když se rozpadá na stabilní jádro uhlíku-12.

Jádro helia (helium-4) je alfa-částice, skládající se ze dvou protonů a dvou neutronů. Ten vyšší
teplota potřebná ke spalování helia je proto, že jádra mají každý čistý elektrický náboj +2 jednotky atd
je zapotřebí více energie, aby se dostaly dohromady dostatečně blízko, aby bylo kvantové tunelování účinné (
pravděpodobnost kvantového tunelování exponenciálně klesá se vzdáleností mezi částicemi). I tak
reakce by byla extrémně vzácná, kromě toho, že uhlík-12, jádro produktu, má náhodou
vzrušený stav, jehož energie se přesně rovná energii jádra helium-4 + berylium-8! To je štěstí, protože
organický život spoléhá na tuto reakci a produkuje uhlík potřebný k budování živých těl!

Velmi malí trpaslíci možná nikdy nedosáhnou dostatečné teploty a skončí svůj život jako hélium bílí trpaslíci.
Hvězdy jako Slunce procházejí fází spalování hélia a končí svůj život jako pomalu ochlazující bílou uhlík-kyslík
trpaslíci. Jakmile hoření hélia skončí, jádro se dále smršťuje, dokud nedosáhne dostatečně vysoké výšky
teplota k roztavení uhlíku a kyslíku do ještě těžších prvků, jak se to vyskytuje u hmotných hvězd, nebo do
hmota je stlačena do zvrhlé hmoty, která podporuje bílé trpaslíky proti gravitaci.

Spalování uhlíku a kyslíku

Spalování helia trvá asi 500 tisíc let. Po této fázi, pokud teploty v jádře překročí
práh 500 milionů K, pak se uhlík může vznítit a atomy uhlíku (C) se mohou spojit do prvků, jako je
hořčík (Mg), sodík (Na), Neon (Ne) a kyslík (O). Schéma spalování uhlíku je uvedeno níže:

Photodisintegration and Silicon-Burning

Nejmohutnější hvězdy dosáhnou konečného bodu, když přestane spalovat kyslík! Stále jeden mají
zbývající palivo však mohou dvě jádra křemíku fúzovat a vytvořit jádro železa-56, nejstabilnějšího prvku a
koncový bod jaderné fúze. Coulombovy bariéry jsou však prostě příliš velké. Před teplotami
stát se dostatečně vysoko pro spalování křemíku, fotodezintegrace dochází - intenzivně energetické fotony
bombardujte jádra a rozdělte je na menší jádra. Mnohé z těchto reakcí jsou reverzibilní
příklad:

Tato reakce probíhá většinou směrem dopředu při miliardě K, produkující neon, ale při 1,5 miliardě
K je upřednostňována reverzní reakce, která rozbije neon na kyslík a hélium. Křemíková fotodisintegruje se
při 3 miliardách K. Výsledky statistické rovnováhy, přičemž některé atomy jsou v rozloženém stavu
někteří se dostanou do stabilního stavu železa-56. Vzhledem k tomu, že železo-56 je nejstabilnější, dochází k postupnému
akumulace železa-56 a také kobaltu a niklu, které jsou stabilní pod 7 miliard K. Takto to je
Při „spalování křemíku“ vznikají těžké prvky, jako je železo, nikl a kobalt. Kdysi supermasivní hvězda
má jádro ze železa, už není možná žádná jaderná fúze a jádro imploduje při výbuchu supernovy!

Syntéza supertěžkých prvků

Pokud je železo-56 koncovým bodem jaderné fúze, odkud tedy pocházejí prvky těžší než železo?
Byly stále syntetizovány hvězdami, ale odlišnými procesy. Všimněte si, že spalování uhlíku a kyslíku
produkují volné neutrony, stejně jako spalování křemíku, fotodistegrací vedoucí k neutronům jako jaderným
fragmenty. Stabilní jádra mohou podstoupit zachycení neutronů fúzující s neutronem (což je relativně snadné jako
neutron nemá elektrický náboj, a proto zde není Coulombova bariéra), která by produkovala těžší jádra
stejný izotop. (Počet protonů určuje prvek, ale atomy stejného prvku mohou mít
různé počty neutronů, a ty se nazývají izotopy). Pokud je izotop vyplývající z neutronu
zachycení je také stabilní, pak může zachytit další neutron. Nakonec však neutron proton
poměr v jádře je příliš vysoký a jádro je nestabilní, to je a radioaktivní izotop .

Radioaktivní izotop se náhodně rozpadne a prochází rozpad beta (emitující vysokoenergetický elektron) a
stát se lehčím atomem jiného prvku. Například:

V tomto příkladu stroncium-87 zachycuje neutron (n) za vzniku stabilního izotopu Sr-88, který zachycuje
další neutron za vzniku radioaktivního izotopu stroncia-89. Sr-89 může dříve zachytit další neutron
rozpadá se, tvoří Sr-90, nebo se může podrobit beta-rozpadu na ytrium (Y). Během beta rozpadu je v něm neutron
jádro se rozpadá na proton a vyzařuje energetický elektron (částice beta) a antineutrino.

Zachytávání neutronů a rozpad beta jsou konkurenční procesy pracující na jádru Sr-90. v
s-procesy , zachycení neutronů je pomalejší než beta-rozpad, zatímco v r-procesy sazba
zachycení neutronů je rychlejší než rozpad beta. Takže s-proces upřednostňuje beta-rozpad, zatímco r-proces
upřednostňuje zachycení neutronů. However, these processes remain branch-points in which either reaction is
possible. Operating together, s and r-processes produce many elements, including trace amounts of the
superheavy and radioactive elements. When the star reaches the end of its life, it enters either planetary
nebula phase or undergoes a supernova explosion, either way most of its matter is shed into space,
where it may form the building blocks of future stars and planets.


Wait. *How* big is Antares?

Stars are immense objects. We toss around words like "big" and "huge" all the time, but what does this mean on a human scale?

After all, the Sun is a mind-crushing 1.4 million kilometers in diameter, wide enough that you could line 110 Earths side-by-side across it.

Více špatné astronomie

And there are stars much, hodně larger than the Sun.

The highest-resolution visible light image of the photosphere of the red supergiant Antares ever taken, using the Very Large Telescope. Credit: ESO/K. Ohnaka

Antares is a red supergiant, with a dozen or so times the mass of the Sun. Stars like that fuse elements in their core so rapidly that they blast out light, and it may radiate energy at a rate as much as 100,000 times as much as the Sun does. That's why, even though it's something like 500 light years away it's still one of the brightest stars in the night sky, an angry red beacon sometimes called "The Heart of the Scorpion" due to its location in the constellation of Scorpius.

When massive stars near the ends of their lives, they swell up and cool off the spectrum of their light shifts to red, and they become supergiants. But how super is "super"?

In the case of Antares it's enormous. Vast. Its photosphere — the part you'd call the surface as seen by eye — is nearly a miliarda kilometers in diameter, and would reach well past the orbit of Mars if it were in the center of our solar system.

But new observations show that other parts of it extend well beyond that. If you include its chromosphere, wind acceleration zone, and lower part of its wind, it reaches out to a staggering 12 billion kilometers! Replace our Sun with Antares and that would swallow the entire solar system of major planets.

A schematic showing the various layers of Antares compared to the size of the solar system. On this scale, the Sun is much smaller than a pixel. Credit: NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello

The parts of a star you see depend on how you look at it. By eye, the photosphere is the outermost surface of the Sun, for example it's where light from the interior finally frees itself and can fly unabsorbed into space. That's what we normally think of as the "surface" of the Sun. But there's a layer above that called the chromosphere it's normally invisible by eye but can be seen during a total eclipse. It's a layer of hot hydrogen that glows characteristically red (hence its name, since "chromo" means "color"). The Sun's chromosphere is about 3000 – 5000 km deep (less than 1% of the Sun's radius).

Using the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array in Chile, which observes in wavelengths in the millimeter range (between far infrared and radio), astronomers measured the chromosphere of Antares and saw it stretches out to 2.5 times the star's photosphere! That's a radius of roughly 1.2 billion km, comfortably larger than the orbit of Jupiter.

Using the Very Large Array (or VLA) in New Mexico, which sees in radio light, they also measured a layer in Antares above that called the wind acceleration zone. This is where the material at the top of the star is flung outwards, creating a wind analogous to the Sun's solar wind. This part was seen out to six times the size of the photosphere, a radius of nearly 3 billion km, and the wind itself traced out to double that distance!

A radio image of Antares using ALMA (left) shows the star’s immense chromosphere, and then shows that in comparison to observations with VLA (right) that show the wind blowing from the star. The material on the right is lit by the binary companion star to Antares. Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), E. O’Gorman NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello

We can't see those layers with our human eyes, but our metal radio-sensitive ones all over Earth can. They saw something else, too. Antares is a binary star, and its companion star is a beast, with a mass 7 times the Sun's, and shining over 2,500 times as bright as the Sun. That star is hot and bright enough to illuminate the wind of gas blowing past it from its much larger primary star, and that can be seen in the VLA images as well.

Observations like this are important. We don't really understand how the winds from red supergiants are accelerated, for one. Pulsations in a star like this generate shock waves that create grains of dust that get lifted away as well, but how that works isn't understood either (as you may recall, that has caused some excitement about the red supergiant Betelgeuse recently). Mind you, red supergiants eventually explode as supernovae, so that's a fairly important reason to figure out what's going here.

Antares is no exception. It's easy enough to see now (literally it's up high in the south for northern hemisphere people after the sky gets dark), but just wait until it goes all supernova on us. It'll be about as bright as the full Moon! After that it will fade as the debris expands, eventually becoming invisible to the eye (which you may already know if you read xkcd). In some ways we understand že better than we do the star itself.

So if you can, go out and take a look at Antares. Marvel at its brightness, its ruddy hue, and know that it's bigger than whole solar systems… but also that there's much more to learn about it.


Is the sun capable of running on any kind of material or is it specific to hydrogen?

I've been thinking for my entire life that the sun can only be made out of hydrogen, however, there are a few science articles on the internet stating that the sun can be made out of any material with little to no difference compared to the sun now. This is one of the article btw: http://daleswanson.blogspot.com/2011/03/sun-made-out-of-bananas.html

The sun is fusing hydrogen to helium right now and has trace amounts of other elements from the original solar nebula. In about 5 billion years so much hydrogen would have been converted to helium that hydrogen fusion will stop and the sun's helium core will collapse under gravity increasing temperature and pressure until helium can fuse to carbon. The higher temperature causes the outer layers to expand into a red giant. The sun is not massive enough to fuse carbon. So, a star the size of our sun can't run on carbon or heavier elements.

More massive stars will fuse carbon and with sufficient mass all the way to iron. At which point the core collapses to a neutron star or black hole, typically with a super nova.

Since, iron has the lowest energy per nucleon element no energy can be produced by fission or fusion, so clearly the Sun cannot run on any material because it clearly cannot run on iron.

helium can fuse to carbon. The higher temperature causes the outer layers to expand into a red giant.

No, this is a common inaccurate statement about stellar evolution. The red giant phase does ne occur at the beginning of the helium fusing phase.

Rather, a star goes red giant at the beginning of the hydrogen shell burning phase (as opposed to the hydrogen core burning that it was previously doing). Once it runs out of hydrogen to fuse in both core and shell, it begins helium burning at the core, and shrinks back down in the process to become a horizontal branch star.

Thank you for clearing this up for me, I figured it was wrong but wasn't entirely sure

You are right about that iron cannot be used for fusion. Actually no process that creates a nucleus heavier than iron-56 or nickel-62 will produce energy but instead use energy. So the sun can't run on anything that will fuse into a nucleus heavier any of those two. This is because for elements lighter than those two elements, the reactants together will have a higher mass than the products. This excess of mass will be 'transformed' into energy. This difference in mass is due to difference in atomic binding energy between the reactants and products. The opposite is true for nuclear fission.

massive stars will fuse carbon and with sufficient mass all the way to iron

Iron is important for fusion because it is the first element you can create that releases less energy when it fuses than it takes to cause the fusion. Basically, iron is the last element a star can make without huge shockwaves kicking off fusion into heavier elements.

Those shockwaves are from the star collapsing or going nova. Basically, anything heavier than Iron came from a nova. Led? Uranium? Gold? All from supernovae.

Iron is where core collapse gets really interesting. I find stellar evolution/element genesis to be amazing.

If you throw something onto the surface, you increase the mass of the Sun, while the core will continue to fuse hydrogen - just faster than before. What you throw in doesn't matter as long as it has mass.

If you magically manage to mix your new stuff in: If it has hydrogen, you supply the Sun with more fuel (and more mass). Basically everything organic has hydrogen in it. Without hydrogen, you make the hydrogen burning faster (from the increased mass), after it runs out of hydrogen it will fuse helium to carbon. If you supply enough new matter, it will also be able to fuse carbon with helium to oxygen, and oxygen with helium to neon, and possibly a few other reactions. Nitrogen plus helium to fluorine would be an exotic reaction, but with enough nitrogen it should be possible. That means all the main components of organic matter can be used as fuel - if the star is heavy enough.

What if you throw in pure iron or pure diamond. Will it be used as fuel or simply add to the mass?

No, only lighter elements can fuse in the gravitational conditions of a star. Hydrogen is the most common, but heavier stars also "burn" a fair bit of helium, lithium, and so on. But when the available fuel gets up to iron, that's where stellar fusion can no longer happen, and the star will die if only iron and heavier is available.

OTOH, when a very massive star goes supernova, the energy produced is sufficient to fuse smaller nuclei into heavier elements, all the way up to uranium, the largest naturally-occurring element. ALL naturally-occurring elements heavier than about lithium were created in stars, mainly supernovae.

The sun as a whole has tons of other elements in it but it’s source of energy is hydrogen fusion which occurs in the core. A star begins to die when it starts to run out of Hydrogen and it starts to fuze helium. This is the red giant stage. This reaction keeps escalating until Iron is produced in the core. At this point fusion stops and the star dies.

There is so much wrong in your comment.

Potassium is one of those elements

It is not, at least not in any relevant amount. The fusion products are the products of multiple helium nuclei, so they all have an even number of protons, and typically as many neutrons as protons. Potassium has 19 protons and 20 to 22 neutrons.

growing to eat up the closest planets before shedding the outer layers and becoming a dwarf star.

The Sun is a dwarf star now. It won't become one. It becomes a white dwarf, but that is something different.

If the star can sustain iron fusion

No star can sustain iron fusion. It is an endothermic reaction, that cannot be sustained.

as bananas are slightly radioactive

This has nothing to do with fusion, fission, or stars in general.

and at that scale could theoretically begin a chain reaction

You can't start a chain reaction with potassium-40 (the main radioactive component in bananas).

Current theory is that the Big Bang produced only hydrogen initially.

Protostars blobbed out that fused it not just into helium but ALL MATTER of heavier elements that currently exists.

The protostars were fusing hydrogen into gold in a many-step process. And everything else- silicon, uranium, carbon. The environment that made this possible probably no longer exists. Adding a neutron to a lighter element to make it heavier doesn't produce significant energy like hydrogen fusion, nor is it likely, but the density of homeless neutrons flying around looking for a place to crash was something very unlike known stars.

The protostars eventually exploded, essentially starting the universe we know now.

Well, a lot of matter has undergone changes since then, many original heavy elements were unstable and spontaneously decayed to new, lighter, stable elements after the protostars.

Current theory is that the Big Bang produced only hydrogen initially.

Protostars blobbed out that fused it not just into helium but ALL MATTER of heavier elements that currently exists.

Primordial nucleosynthesis is believed by most cosmologists to have taken place in the interval from roughly 10 seconds to 20 minutes after the Big Bang, and is calculated to be responsible for the formation of most of the universe's helium as the isotope helium-4 (4He), along with small amounts of the hydrogen isotope deuterium (2H or D), the helium isotope helium-3 (3He), and a very small amount of the lithium isotope lithium-7 (7Li).

The protostars were fusing hydrogen into gold in a many-step process. And everything else- silicon, uranium, carbon. The environment that made this possible probably no longer exists.

No. Fusion of nuclei heavier than ⁵²Fe is endothermic and does not proceed in stellar cores

Adding a neutron to a lighter element to make it heavier doesn't produce significant energy like hydrogen fusion, nor is it likely, but the density of homeless neutrons flying around looking for a place to crash was something very unlike known stars.

The slow neutron capture process nebo s-process is a series of reactions in nuclear astrophysics which occur in stars, particularly AGB stars. The s-process is responsible for the nucleosynthesis of approximately half the atomic nuclei heavier than iron.

In the s-process, a seed nucleus undergoes neutron capture to form an isotope with one higher atomic mass. If the new isotope is stable, a series of increases in mass may occur, but if it is unstable then beta decay will occur, producing an element of the next highest atomic number.

This process is slow in the sense that there is sufficient time for this beta decay to occur before another neutron is captured. Decades may elapse between consecutive neutron captures by a given nucleus.A series of these reactions produces stable isotopes by moving along the valley of beta decay stable isobars in the chart of isotopes.

A range of elements and isotopes can be produced by the s-process, because of the intervention of alpha decay steps along the reaction chain. The relative abundances of elements and isotopes produced depends on the source of the neutrons and how their flux changes over time. Each branch of the s-process reaction chain eventually terminates at a cycle involving lead, bismuth, and polonium.


Will we ever be able to see the first stars directly?

Short answer: Maybe, if we are very lucky.

So far, the only real evidence we have for the first stars is in the tracks they&rsquove left behind: the metals they formed that we see in later generations of stars the effects of their ionizing radiation on the primordial gas in the universe and perhaps their remnant black holes. If the first stars were massive and short-lived, any that existed nearby are long gone.

Even if they no longer exist, it is theoretically still possible to see them. Telescopes like Hubble allow us to see billions of light-years away and thus billions of years back in time. When the James Webb Space Telescope is launched, it will have the advantage of being able to detect even dimmer infrared light. Although most of the light given off the first massive stars was in the ultraviolet part of the spectrum when it was emitted, the universe has expanded so much since then that much of it is now in the visible and infrared. (Hubble also covers this portion of the spectrum, but Webb&rsquos mirror is much larger, allowing it to detect much lower levels of light.)

Redshift of the first stars Since the first stars formed more than 13.4 billion years ago, their light has stretched with the expansion of space, becoming dimmer and redder over time. The James Webb Space Telescope is designed to detect the very dim light in the red and infrared part of the electromagnetic spectrum. CREDIT: STScI GET THE FULL IMAGE IN RESOURCE GALLERY >

But as powerful as Webb is, it will still be difficult to see individual stars that far back in time. Although these stars were extremely bright, they are so far away that very little of their light actually reaches us.

We will almost certainly be able to see ancient galaxies that contain first-generation stars, and will be able to make some inferences about individual stars from the light coming from the galaxy as a whole. But galaxies contain hundreds of thousands to millions of stars, each at a different point in its lifecycle. Even if some of the stars are metal-free, new stars will have begun forming from the metallic stardust scattered through the galaxy.

Making things even more difficult, the fog of neutral hydrogen gas that filled the universe when the very first stars were forming would have absorbed their ultraviolet light. Until the ultraviolet radiation ionized enough atoms to allow light to pass through, our view of the first stars would be blocked.

Even so, we might get lucky. We may be able to see individual stars with the help of a strong gravitational lens: a cluster of galaxies that forms a natural magnifying glass in just the right place in the sky. Maybe we will catch the bright explosion of a Population III star at the very end of its life. Maybe some of the first stars were very small and are still shining, visible in nearby galaxies&mdashperhaps even in our own Milky Way.

Ancient galaxy Galaxy SPT0615-JD, imaged by the Hubble Space Telescope as it existed 13.3 billion years ago, may contain some of the first generation of stars that formed in the universe. This small, distant galaxy is visible in such detail because it is magnified by the gravitational effects of a cluster of much closer galaxies. Astronomers think that gravitational lensing may make it possible for us to observe some of the first star clusters directly using the James Webb Space Telescope. CREDIT: NASA, ESA, and B. Salmon (STScI)


Podívejte se na video: Srovnání velikosti hvězd 2 (Listopad 2022).