Hvězdy

Sluneční okolí

Základní charakteristiky Pro vývoj hvězdy má rozhodující význam její hmotnost. Teplota: 2500 - 100 000 K Hmotnost: 0,01 ~ 100 MS Poloměr: 10 km - tisíce RS Chemické složení odpovídá složení zárodečné mlhoviny Doba života 10 tisíc - stovky miliard let Typická hvězda: červený trpaslík, R~0,5 RS, M<1 MS Betelgeuse

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, ...

Proč hvězdy svítí? 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

Gravitační síla X Gradient tlaku záření Stabilní hvězda – hydrostatická rovnováha

Zdroj energie Ranná stádia – gravitační smršťování Později termonukleární reakce

p-p cyklus dominuje při nižších teplotách

CNO cyklus Při vyšších teplotách Teplotně citlivý Probíhá jen v centru

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

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

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

Hertzsprungův - Russelův diagram

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 Russelův-Vogtův teorém: všechny vlastnosti hvězdy závisí na její hmotnosti a chemickém složení jádra

Vývoj hvězd Vývoj je určen především hmotnosti Protohvězda Hvězda před hlavní posloupností Hvězda na hlavní posloupnosti Hvězda po hlavní posloupnosti

Závislost délky života na velikosti Typ Hmotnost [Ms] Doba života [roky] O5 40 0,5 mil B0 20 5 mil A0 4 400 mil G0 1 10 mld M0 0,8 50 mld

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

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

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

Hvězdy typu Slunce hoření vodíku jakmile dojde vodík 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 jakmile dojde vodík

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

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

Vývoj hvězdy na hlavní posloupnosti

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

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

M1 pozorována 1054 v Číně

Vícenásobné systémy Supernova typu I, Novy, Rekurentní novy

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