- Stahuj zápisky z přednášek a ostatní studijní materiály
- Zapisuj si jen kvalitní vyučující (obsáhlá databáze referencí)
- Nastav si své předměty a buď stále v obraze
- Zapoj se svojí aktivitou do soutěže o ceny
- Založ si svůj profil, aby tě tví spolužáci mohli najít
- Najdi své přátele podle místa kde bydlíš nebo školy kterou studuješ
- Diskutuj ve skupinách o tématech, které tě zajímají
Studijní materiály
Zjednodušená ukázka:
Stáhnout celý tento materiálHVĚZDY vývoj - charakteristiky - systémy Základní informace o hvězdách
Vznik a vývoj hvězd
Hvězdná velikost
Proměnné hvězdy
Dvojhvězdy
Hvězdokupy
Galaxie
Mezihvězdná látka
Vznik vesmíru Náplň přednášky Základní informace Hvězda – kulové, gravitačně vázané těleso, složené z plazmatu
Ve hvězdách je soustředěno více než 90% viditelné hmoty vesmíru
Základním projevem hvězd je vysílání elektromagnetického záření a částic
Záření hvězd vychází výhradně z části hvězdné atmosféry zvané fotosféra hvězdy
spektrum hvězdy – dvojaký charakter
Spojité spektrum – vychází ze spodní části fotosféry
Spektrální absorpční čáry – vznikají ve vyšších vrstvách fotosféry
Spektra jednotlivých hvězd se liší vlivem rozdílné teploty, gravitačního, magnetického a elektrického pole, atd.
Podle přítomnosti čar ve spektru a jejich intenzity určíme chemické složení a relativní zastoupení prvků v hvězdě
Spektra hvězd jsou uspořádána podle Harvardské klasifikace do spektrálních tříd
O – B – A – F – G – K – M – C
O-M – hlavní spektrální třídy
O – nejžhavější, M – nejchladnější, C – hvězdy se zvýšeným obsahem uhlíku Hvězdy vznikají z oblaků mezihvězdné hmoty
Při zhuštění této hmoty se sama začne gravitačně smršťovat
Vzniká protohvězda
Impulz pro zhuštění je často externí vliv (např. výbuch supernovy)
Rychlost vývoje hvězdy je přímo úměrná její hmotnosti
Rodící se hvězda se smršťuje do stále menšího objemu, a v jádře narůstá tlak a teplota
Vzniká hvězda typu T Tauri
Vyznačuje se silným hvězdným větrem, vanoucím z povrchu hvězdy (tento vítr v případu Slunce byl pravděpodobně příčinou vzniku sluneční soustavy) Vznik hvězdy Gravitační smršťování končí v době kdy teplota v nitru hvězdy dosáhne hodnoty potřebné pro zapálení termonukleárních reakcí
nastává rovnováha mezi gravitací a tlakem plazmatu ohřívaného jadernou reakcí
Po zapálení termonukleární reakce se hvězda dostává na tzv. hlavní posloupnost (asi 85% svého života)
V jádru hvězdy se spaluje vodík na helium (4H11 He42 + energie)
Po vyhoření vodíku v jádru hvězdy dojde k jeho spalování v okolí jádra
Další vývoj hvězdy závisí na její hmotnosti!!!
Vývoj hvězdy U hvězd s nejmenší hmotností (8% hmotnosti Slunce) nedojde k dalšímu spalování helia a začínají pomalu chladnout
Mají nízkou teplotu (do 3500 K) a spalování vodíku v nich probíhá velmi pomalu, a proto žijí velmi dlouho (až biliony let)
Označují se jako červení trpaslíci
U hmotnějších hvězd se heliové jádro smrští a zvýší se jeho hustota
Vzplanou reakce spalující helium v jádře na uhlík (resp. kyslík) a vzniklá energie odmrští chladnější obal – vzniká červený obr
Obal hvězd podobných hmotnosti Slunce se rozletí a vytvoří planetární mlhovinu
C-O jádro hvězdy s hmotností menší než 8x hmotnost Slunce se zhroutí do bílého trpaslíka Vývoj hvězdy Chandrasekharova mez – maximální hmotnost bílého trpaslíka, při které ještě zůstává stabilní
Bílí trpaslíci s hmotností do 1,44x hmotnost Slunce (Chandrasekharova mez) nemají další zdroj energie a chladnou v černého trpaslíka
Bílí trpaslíci s hmotností větší než 1,44x hmotnost Slunce a hvězdy s původní hmotností větší než 8x hmotnost Slunce explodují jako supernovy
Zbytek po supernově je neutronová hvězda
U hvězd s ještě vyšší hmotností může dojít až ke gravitačnímu kolapsu, snížení jejich poloměru pod Schwarzschieldův poloměr a zhroucení v černou díru Vývoj hvězdy Schwarzschieldův poloměr – poloměr koule, do které musí být veškerá hmota o dané hmotnosti stlačena, aby již žádná síla nemohla odvrátit její gravitační kolaps
Hertzspruhgův-Russelův diagram – udává vztah mezi výkonem hvězdy a povrchovou teplotou
Hvězdy se v něm seskupují oblastí, které odpovídají zákonitostem vývoje a stavby hvězd
Na základě H-R diagramu byly stanoveny třídy svítivosti (I – VII) Vývoj hvězdy Pro vyjádření jasnosti hvězd a dalších vesmírných objektů se užívá hvězdná velikost též magnituda m (M)
Vztah mezi zdánlivou hvězdnou magnitudou a osvětlením udává Pogsonova rovnice (
Vloženo: 3.01.2011
Velikost: 5,40 MB
Komentáře
Tento materiál neobsahuje žádné komentáře.
Copyright 2024 unium.cz