Hvězdy - základní přehled Vypracoval: Jaroslav Prokop Garant práce: Mgr. Alexandra Zálešáková

Kategorizace hvězd Hvězdy třídíme podle jejich vlastností  hmotnosti  svítivosti  teploty povrchu a dalších parametrů... Nejpoužívanější je Hertzsprung - Russelův diagram  třídění podle svítivosti a teploty povrchu

Hertzsprung – Russelův diagram

Protohvězda První fáze hvězd Vznikne gravitačním smršťováním v mlhovině Díky gravitaci se v nitru postupně rozbíjejí molekuly a atomy na jednodušší a méně hmotné Během několika měsíců se mlhovina zmenší přibližně devětkrát Když se v jádře zažehne termonukleární reakce, odfoukne hvězda okolní prach V této konečné fázi protohvězda odvrhuje svou hmotu a její záření není ustálené

Trpaslíci Malé hvězdy Dlouhá životnost Slabá svítivost Lehčí oproti ostatním hvězdám Dělení - Hnědý trpaslík - Červený trpaslík - Oranžový trpaslík - Žlutý trpaslík - Bílý trpaslík

Hnědý trpaslík Nejmenší hvězda Hmotnost 13 až 80 Jupiterů Nedostatek teploty na slučování jader vodíku Spalování deuteria po dobu sto miliónů let Po spálení deuteria se stává černým trpaslíkem

Červený trpaslík Hmotnost od 0,075 až do 0,5 hmotnosti Slunce Teplota povrchu 4000 K Tři čtvrtiny hvězd v naší galaxii jsou červení trpaslíci Nejbližší hvězda Proxima Centauri je červený trpaslík Červený trpaslík může zářit i několik triliónů let než spotřebuje palivo

Oranžový trpaslík Hmotnost od 0,45 až do 0,8 hmotnosti Slunce Teplota povrchu je přibližně 4400 K Například Alpha Centauri B Dlouhá životnost a nižší míra UV záření Třikrát až čtyřikrát více početnější než žlutí trpaslíci

Žlutí trpaslíci Hmotnost od 0,8 do 1,2 hmotnosti Slunce Teplota povrchu okolo 5600 K Barva je lehce bílá až nažloutlá Trpaslík má větší svítivost než 90% hvězd ve vesmíru Po spotřebování vodíku se stává červeným obrem Nejznámějším příkladem je naše Slunce

Bílí trpaslíci Jedna z posledních stádií hvězd Z hvězd průměrné nebo podprůměrné hmotnosti Pozvolna vyzařují nashromážděnou energii až se stanou černým trpaslíkem Pokud nashromáždí hmotu 1,4 Slunce vybuchnou jako supernova typu I

Červený obr Z hvězd o hmotnosti 1 až 8 Sluncí Jádro se smršťuje a zvyšuje se v něm teplota Při teplotě sto miliónů K začne probíhat slučování helia na uhlík Rozpínání plynného obalu Na konci života odhodí obr vnější vrstvy – planetární mlhovina

Modrý obr Hmotnost od desítek do sto padesáti hmotností Slunce Teplota povrchu od K do K Svítivost až 10x větší než u Slunce Rychlé spotřebování paliva, životnost pouze několik miliónů let

Supernova Exploze hvězdy, která spotřebovala palivo Může být po dobu exploze pozorována jako nejjasnější hvězda na obloze Můžeme to pozorovat dny, ale i týdny Je rozdělována na dva hlavní typy, typ I a typ II

Supernova typu I U více hvězdných systémů Bílý trpaslík vysaje hmotu ze svého společníka Po překročení hmotnosti 1,4 Slunce exploduje

Supernova typu II U hvězd, které jsou osamocené a s hmotností větší než 8 Sluncí Po spotřebování paliva se hmota přelívá do jádra do bodu, kdy se jádro zhroutí pod vlastní gravitací a následně exploduje Jedním z nejznámějších příkladů je dnešní Krabí mlhovina

Neutronová hvězda Ze zbytku jádra supernovy Zbytek jádra musí mít přibližně hmotnost 1,5 až 3 Slunce Skládá se téměř výhradně z neutronů Obrovská hustota Neutronové hvězdy pozorujeme jako pulsary

Černá díra Ze zbytku jádra supernovy Zbytek jádra musí mít nejméně hmotnost 3 Slunce Extrémně vysoká gravitace Nemůže z ní uniknout ani světlo Nemůžeme je vidět, ale můžeme je detekovat v případě, že je v blízkosti díry další hvězda, ze které vysává hmotu Jakmile něco překročí horizont událostí, zmizí tím z viditelné části vesmíru

Děkuji Vám za pozornost. Zdroje: Wikipedie: otevřená encyklopedie [online]. St. Petersburg (Florida): Wikimedia Foundation, stránka byla naposledy editována , dostupné z: Herzsprung-Russelùv diagram By Daewoo (Own work) [CC BY-SA 4.0 ( via Wikimedia Commons Aldebaran.cz – Slunce [online]. Aldebaran.cz, [cit ]. University of Exeter. (n.d.). Ground-breaking images of nearby star give new insight into Sun's infancy. Dostupné z: Aldebaran Group for Astrophysics. Dostupné z: kvìtna PNAhXFtRoKHZM1AyIQ_AUIBigB