Jak Začít?

Máš v počítači zápisky z přednášek
nebo jiné materiály ze školy?

Nahraj je na studentino.cz a získej
4 Kč za každý materiál
a 50 Kč za registraci!




PLAZY-zkouška-celá-teorie

DOCX
Stáhnout kompletní materiál zdarma (123.2 kB)

Níže je uveden pouze náhled materiálu. Kliknutím na tlačítko 'Stáhnout soubor' stáhnete kompletní formátovaný materiál ve formátu DOCX.

Kompletní zápisy z přednášek předmětu Planeta Země. Ze zkoušky na kterou jsem se učila z těchto zápisů jsem měla 98/100 bodů.

HVĚZDY

vývoj - charakteristiky - systémy

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

  • 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

Vznik hvězdy
  • 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)

Vývoj 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

    • 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

  • 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

Témata, do kterých materiál patří