Fyzika - skripta
Níže je uveden pouze náhled materiálu. Kliknutím na tlačítko 'Stáhnout soubor' stáhnete kompletní formátovaný materiál ve formátu DOC.
Dopplerův jev
Frekvence pozorovaného vlnění závisí na rychlosti pohybu zdroje.
λ … vlnová délka při zdroji v klidu
∆λ … přírůstek vlnové délky
c … rychlost vlnění
v … rychlost pohybu zdroje
platí jen pro
Pokud se zdroj vzdaluje, je vlnová délka delší než, když je zdroj v klidu.
Stavové diagramy hvězd
Znázorňuje závislost zářivého výkonu hvězdy na její efektivní teplotě.
Protože , pak .
Každé hvězdě odpovídá bod ve stavovém diagramu. Většina hvězd je v hlavní posloupnosti.
Vývoj hvězd
Mračno mezihvězdného plynu (H, He, …) se vlastní gravitační silou smršťuje a při tom se silně zahřívá. Vznikají v něm místní zhuštění, z nichž vznikají hvězdy. Z celého oblaku vznikne hvězdokupa.
Po zahřátí na 106 K začnou v nitru probíhat jaderné reakce – proton-protonový řetězec (do reakce vstupuje H a po reakcích vzniká jádro He). Hvězda začíná zářit (čím větší hmotnost, tím větší zářivý výkon L a efektivní teplota Tef), je stabilní a na hlavní posloupnosti se v průběhu vývoje posouvá vlevo nahoru.
Čím větší hmotnost, tím je větší tlak, teplota a hustota a syntéza H a He probíhá rychleji ( – 1010 let, – 106 roků). Za tuto dobu hvězda spotřebuje asi 10% H, v centrální oblasti hvězdy vzniká heliové jádro a přeměna H probíhá jen ve vrstvách nad tímto jádrem. Zvyšuje se zde teplota i tlak a tlak vrstev ležících blíže k povrchu hvězdy nestačí tento velký tlak vyrovnat a hvězda zvyšuje svůj objem, povrchové vrstvy chladnou a hvězda se stává červeným obrem.
V nitru hvězdy, kde už neprobíhají jaderné reakce, se zvyšuje tlak, teplota a hustota, a proto začne probíhat syntéza jader He na jádra prvků s větší hmotností (). Po spotřebování He se hvězda začne opět smršťovat ().
Bílí trpaslíci – – v nitru hvězdy vznikne velmi stlačená látka – elektronové obaly atomů splývají – vzniká elektronový (degenerovaný) plyn – , . Hvězda má vysokou teplotu (září bíle), ale malý povrch. Nemá zdroj energie a chladne (červený trpaslík).
Supernova – – tlak degenerovaného plynu nezastaví smršťování hvězdy. Teplota a tlak rostou a jsou zažehnuty další reakce, při nichž vznikají těžší jádra až po Fe (tato fáze trvá řádově několik let), poté se hvězda opět smršťuje.
Je-li , pak v jejím nitru dochází k přeměnám . V centrální oblasti vzniká neutronová hvězda (hustota látky je stejná jako hustota jádra). Centrální část se prudce zmenší, vnější vrstvy se zbortí, dopadnou do centra, vznikne rázová vlna, která při odrazu vymrští značnou část materiálu hvězdy do prostoru. Při tom se uvolní značná energie a hvězda velmi intenzivně září – výbuch supernovy. Vznikají jádra těžší než Fe. Smršťování se zastaví a vzniká neutronová hvězda (, poloměr v kilometrech).
Pulzary – pulzující zdroje radiového záření (rychle rotující neutronová hvězda).