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