Prezentace se nahrává, počkejte prosím

Prezentace se nahrává, počkejte prosím

Hvězdy. Sluneční okolí Základní charakteristiky Teplota: 2500 - 100 000 K Hmotnost: 0,01 ~ 100 M S Poloměr: 10 km - tisíce R S Chemické složení odpovídá.

Podobné prezentace


Prezentace na téma: "Hvězdy. Sluneční okolí Základní charakteristiky Teplota: 2500 - 100 000 K Hmotnost: 0,01 ~ 100 M S Poloměr: 10 km - tisíce R S Chemické složení odpovídá."— Transkript prezentace:

1 Hvězdy

2 Sluneční okolí

3 Základní charakteristiky Teplota: K Hmotnost: 0,01 ~ 100 M S Poloměr: 10 km - tisíce R S Chemické složení odpovídá složení zárodečné mlhoviny Doba života 10 tisíc - stovky miliard let Typická hvězda: červený trpaslík, R~0,5 RS, M<1 MS Pro vývoj hvězdy má rozhodující význam její hmotnost. Betelgeuse

4 Spektrální třída Rozdělení na spektrální třídy bylo navrženo na Harvardově universitě Původně 8 spektrálních tříd (O, B, A,F,G,K,M) Oh Be A Fine Girl, Kiss Me Spektra ve skutečnosti závisí na teplotě Luminositní třídy - I až VII Speciální třídy - CP, WN, WC… Jemnější dělení podle charakteristik spektra - Be, Am,...

5 Protože jsou horké (Planckův vyzařovací zákon ) Potřebují zdroj energie – termonukleární rekce, energie od vzniku, gravitační smršťování Hvězda v rovnováze (na hlavní posloupnosti) – hvězda vyzáří tolik energie kolik se uvolní v jejím nitru Proč hvězdy svítí?

6 Gravitační síla X Gradient tlaku záření Stabilní hvězda – hydrostatická rovnováha

7 Zdroj energie Ranná stádia – gravitační smršťování Později termonukleární reakce

8 p-p cyklus dominuje při nižších teplotách

9 CNO cyklus Při vyšších teplotách Teplotně citlivý Probíhá jen v centru

10 Termonukleární reakce obohacuji hvězdu a těžší prvky Na zapálení je třeba vyšší teplota Vznikají prvky až po železo

11 Stavba hvězd Jádro. Vrstva v zářivé rovnováze. Konvektivní vrstva Fotosféra (Chromosféra) (Koróna) O,B,A mají nejdříve konvektivní vrstvu, F,.. mají nejdříve vrstvu v zářivé rovnováze (přenos konvekcí je účinnější) Helioseismologie

12 Složení hvězd složení zpravidla odpovídá složení mlhoviny ze které hvězda vznikla velké rozdíly v obsahu těžších prvků Hvězdy I. generace ( v kulových hvězdokupách) obsahují pouze vodík a helium Hvězdy II. generace ( v ploche složce) obsahují až 5% těžších prvků Slunce asi 2% Plyn ve hvězdách je částečně ionizován, v jádru zcela ionizován (jsou zde volná jádra a elektrony) Pozorujeme pouze vnější části hvězd (atmosféru) Informace o vnitřní struktuře zjišťujeme z fyzikálních zákonů - počítačových modelů a následném porovnání výsledků s pozorovanými daty povrchů hvězd

13 Hertzsprungův - Russelův diagram

14 Hvězdy hlavní posloupnosti 85 % svého života energie je čerpána z termonukleární fúze poloha hvězdy na HP je téměř neměnná, závisí na hmotnosti a složení hvězdy mění se chemické složení jádra všechny vlastnosti hvězdy závisí na její hmotnosti a chemickém složení jádra Russelův-Vogtův teorém:

15 Vývoj hvězd 1.Protohvězda 2.Hvězda před hlavní posloupností 3.Hvězda na hlavní posloupnosti 4.Hvězda po hlavní posloupnosti Vývoj je určen především hmotnosti

16 Závislost délky života na velikosti TypHmotnost [M s ]Doba života [roky] O5O5400,5 mil B0205 mil A04400 mil G0110 mld M00,850 mld

17 1)gravitační kontrakce mračna, samovolně nebo rázovou vlnou 2)kontrakce rychlejší uvnitř- formuje se jádro 3)Gravitačním smršťováním se v centru uvolňuje tepelná energie. 4)Roste tlak a teplota v nitru. 5)zapálí se termonukleární reakce – vzniká hvězda Vznik protohvězdy a hvězdy Protohvězda: kontrahující oblak před dosažením hydrostatické rovnováhy Hvězda před hp: po dosažení hydrostat. rovnováhy ale před zapálením tj reakcí

18

19 přechodové stadium mezi planetou a hvězdou neprobíhají termonukleární reakce nevznikají akrecí tvořen degenerovaným plynem postupně chladne stává se z něj černý trpaslík Hnědý trpaslík

20 Hvězdy s hmotností kolem 0,4 M s pouze p-p cyklus vodíkové reakce mimo jádro postupně vzniká červený trpaslík

21 Hvězdy typu Slunce Jádro p-p cyklus, pomalé zahřívání a smršťování, povrch pomale chladne a rozpíná se, zvyšování výkonu hvězda se pohybuje po hlavní posloupnosti degenerované jádro hustota nezávislá na teplotě slupkové hoření vodíku roste tlak záření nad slupkou-hvězda se rozpíná a chladne hvězda opouští hlavní posloupnost, stává se z ní rudý obr hoření vodíku jakmile dojde vodík

22 jádro se zahřeje dojde k He záblesku probíhá 3  proces jen krátký čas probíhá všude rudý obr ztrácí hmotu silným hvězdným větrem vzniká planetární mlhovina s bílým trpaslíkem uprostřed

23

24 Velmi hmotné hvězdy stejný jen rychlejší vývoj na hlavní posloupnosti více typu jaderných reakcí intenzivní hvězdný vítr a odtok hmoty

25 Vývoj hvězdy na hlavní posloupnosti

26 Konečné fáze hvězdného vývoje Chandrasekarova mez- maximální hmotnost bílého trpaslíka 1,44 M s Bílý trpaslík vzniká u Slunci podobných hvězd Supernova Vzniká u hvězd s velkou hmotnosti Explozivní odhození vnějších vrstev Jádro kolabuje

27 atomy v jádře degenerují- neutronově degenerovaný plyn neutronová hvězda vzniká při hmotnostech hvězdy 3-50 M s pulsary – ZZMH při větších hmotnostech se hvězda hroutí do černé díry Supernova II typu

28 M1 pozorována 1054 v Číně

29 Vícenásobné systémy Supernova typu I, Novy, Rekurentní novy

30 Paralaxa (roční,fotometrická,spektroskopická,dynamická) Supernovy-Standardní svíčky Cepheidy Měření vzdáleností


Stáhnout ppt "Hvězdy. Sluneční okolí Základní charakteristiky Teplota: 2500 - 100 000 K Hmotnost: 0,01 ~ 100 M S Poloměr: 10 km - tisíce R S Chemické složení odpovídá."

Podobné prezentace


Reklamy Google