Číslo projektuCZ.1.07/1.5.00/34.0811 Název školyGymnázium, Soběslav, Dr. Edvarda Beneše 449/II Kód materiáluVY_32_INOVACE_43_17 Název materiáluVznik a.

Prezentace na téma: "Číslo projektuCZ.1.07/1.5.00/34.0811 Název školyGymnázium, Soběslav, Dr. Edvarda Beneše 449/II Kód materiáluVY_32_INOVACE_43_17 Název materiáluVznik a."— Transkript prezentace:

1 Číslo projektuCZ.1.07/1.5.00/34.0811 Název školyGymnázium, Soběslav, Dr. Edvarda Beneše 449/II Kód materiáluVY_32_INOVACE_43_17 Název materiáluVznik a vývoj hvězd AutorMgr. Petr Lintner Tematická oblastSeminář z fyziky Tematický okruhAstrofyzika Ročník3 Datum tvorbyúnor 2014 Pokud není uvedeno jinak, použitý materiál je z vlastních zdrojů autora

2 Vznik a vývoj hvězd

3 Vznik hvězdy hvězdy vznikají z původně chladných a řídkých mračen mezihvězdné hmoty, která jsou tvořena vodíkem, heliem a malým procentem těžších prvků mračno se začne většinou vlivem vnějšího impulzu (výbuch blízké supernovy, srážka s jiným mračnem apod.) smršťovat a zahušťovat – vznikají gravitační centra, tzv. globule globule svou gravitací postupně přitahují okolní hmotu, přitom vzájemnými srážkami molekul roste teplota látky později se v globulích zformují protohvězdy – kulové útvary přibližně o velikosti sluneční soustavy

4 Vznik hvězdy povrchová teplota protohvězdy je zpočátku okolo 2000 stupňů, září v infračerveném oboru a zdrojem její energie je gravitační kontrakce kolem protohvězdy se v důsledku rotace a působení hvězdného větru může z původního mračna vytvořit protoplanetární disk, ze kterého může za vhodných podmínek vzniknout planetární soustava v důsledku pokračující gravitační kontrakce se zvyšuje teplota jádra protohvězdy a po dosažení několika milionů stupňů se v jádru zažehne termonukleární reakce – vzniká hvězda

5 Oblast tvorby nových hvězd ve Velkém Magellanově oblaku [1]

6 [2] Hvězdotvorná mlhovina v Orionu

7 Molekulárník oblak Barnard 68 [3]

8 [4] Globule

9 [5] Protohvězda (umělecká představa)

10 [6] Protohvězda Herbig-Haro

11 [7] Protoplanetární disk (umělecká představa)

12 Protoplanetární disky v mlhovině v Orionu [8]

13 Hnědý trpaslík nemá-li těleso vzniklé z protohvězdy hmotnost alespoň 8 % hmotnosti Slunce, nedosáhne jeho jádro teploty dostatečné k syntéze vodíku na helium vzniká hnědý trpaslík, který vyzařuje rádiové, infračervené a někdy i viditelné záření dlouhých vlnových délek (červené světlo) dolní hranice hmotnosti hnědého trpaslíka je přibližně 13násobek hmotnosti Jupiteru – tělesa pod touto hranicí jsou obří planety

14 [9] Srovnání hnědých trpaslíků se Sluncem a Jupiterem

15 Vývoj hvězdy po vzplanutí termojaderné reakce nastává rovnováha mezi gravitací a tlakem plazmatu – gravitační kontrakce se zastaví a hvězda se ocitne na hlavní posloupnosti v jádrech hvězd na hlavní posloupnosti dochází k přeměně lehkého vodíku na helium čím je hvězda hmotnější, tím rychleji probíhají termojaderné reakce v jejím nitru a tím rychleji spotřebuje zásoby vodíku ve svém jádře hvězdy o hmotnosti 10 % hmotnosti Slunce (červení trpaslíci) setrvávají na hlavní posloupnosti až stovky miliard let, hvězdy 25krát hmotnější než Slunce jen asi 3 miliony let

16 Zánik hvězdy po spotřebování velké části vodíku se naruší rovnováha mezi gravitací a tlakem záření, hvězda se začne opět smršťovat a tlak i teplota v jejím nitru v důsledku gravitační kontrakce začnou stoupat další vývoj hvězdy závisí na její hmotnosti

17 Hvězdy s hmotností do 0,5 M ʘ po spotřebování vodíku přestanou termojaderné reakce probíhat hvězda se smrští a stane se z ní bílý trpaslík, který bude postupně chladnout a měnit postupně barvu z bílého trpaslíka se nakonec stává studené a tmavé těleso – černý trpaslík

18 Hvězdy s hmotností od 0,5 do 1,4 M ʘ po spotřebování vodíku a následném smrštění hvězdy se v jádru zažehne reakce, při které se vzniklé hélium slučuje na kyslík a uhlík ve vnějších vrstvách pokračuje syntéza helia vnější vrstvy se značně rozepnou, zřídnou, ochladí a změní barvu – vzniká rudý obr po vyhoření zásob helia se jádro opět smrští na malého a hustého bílého trpaslíka vnější vrstvy hvězdy se opět začnou rozpínat, až se oddělí od jádra a vytvoří planetární mlhovinu bílý trpaslík postupně vychladne a přemění se na černého trpaslíka, planetární mlhovina se rozptýlí a stane se součástí mezihvězdné hmoty

19 Hvězdy s hmotností od 1,4 do 3 M ʘ v závěrečné fázi vývoje dochází v jádru hvězdy za obrovského tlaku a teploty ke vtlačování elektronů do protonů – vznikají neutrony jádro nevydrží obrovskou teplotu a nastává jev zvaný supernova, při kterém hvězda rozmetá přibližně 95 % své hmoty při vzplanutí supernovy vznikají jadernými reakcemi jádra všech prvků s jádry těžšími než jádro železa z jádra zůstává neutronová hvězda o poloměru pouhých desítek kilometrů a s hustotou atomového jádra

20 Hvězdy s hmotností nad 3 M ʘ její závěrečnou fází vývoje je také výbuch supernovy proti smršťování jádra však neexistuje žádný mechanismus a dochází ke gravitačnímu kolapsu hvězdy úniková rychlost z blízkosti této zhroucené hvězdy je větší než rychlost světla ve vakuu – z hvězdy nemůže uniknout ani elektromagnetické záření, proto ji nemůžeme přímo vidět tomuto objektu se říká černá díra

21 Použité zdroje: MACHÁČEK, Martin. Fyzika pro gymnázia: astrofyzika. 1. vyd. Praha: Prometheus, 1998, 143 s., [16] s. obr. příloh. ISBN 80-719-6091-8. SVOBODA, Emanuel aj. Přehled středoškolské fyziky. 4. upravené vydání. Praha: Prometheus, 2006. 515 s. ISBN 80-7196-307-0. Wikipedie: Otevřená encyklopedie. [online]. San Francisco (CA): Wikimedia Foundation, 2001-2013. Dostupný na http://cs.wikipedia.org Použité obrázky: [1] NASA/ESA and the Hubble Heritage Team (AURA/STScI)/HEIC. Wikimedia Commons [online]. 1. 6. 2004. [cit. 23. 2. 2014]. Dostupný na http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Heic0411a.jpg [2] NASA, ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) and the Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team. Wikimedia Commons [online]. 11. 1. 2006. [cit. 23. 2. 2014]. Dostupný na http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Orion_Nebula_-_Hubble_2006_mosaic_18000.jpg [3] ESO. Wikimedia Commons [online]. 1999. [cit. 23. 2. 2014]. Dostupný na http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Barnard_68.jpg [4] NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA). Wikimedia Commons [online]. 3. 1. 2002. [cit. 23. 2. 2014]. Dostupný na http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Bok_globules_in_IC2944.jpg [5] NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC). Wikimedia Commons [online]. 6. 6. 2006. [cit. 23. 2. 2014]. Dostupný na http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Witness_the_Birth_of_a_Star.jpg [6] NASA/JPL. Wikimedia Commons [online]. [cit. 23. 2. 2014]. Dostupný na http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Protostar_Herbig- Haro_46_47.jpg [7] NASA. Wikimedia Commons [online]. [cit. 23. 2. 2014]. Dostupný na http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Protoplanetary_disk.jpg [8] NASA/ESA and L. Ricci (ESO). Wikimedia Commons [online]. 14. 12. 2009. [cit. 23. 2. 2014]. Dostupný na http://sk.wikipedia.org/wiki/Protoplanet%C3%A1rny_disk [9] Derksen, B. Wikimedia Commons [online]. 21. 1. 2007. [cit. 23. 2. 2014]. Dostupný na http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Relative_star_sizes.svg