Vypracovala: Michaela Hlavatá Třída: 9.A. Astronomie Vypracovala: Michaela Hlavatá Třída: 9.A.

Hvězd a zánik hvězdy Hvězda je kosmický objekt takové hmotnosti, že v něm vzplanula termonukleární reakce. Hvězdy mají téměř kulovitý tvar (musíme dbát i na odstředivou sílu, která vzniká samotnou rotací hvězdy), ve kterém je udržuje gravitace. Hvězdy představují dominantní složku svítící hmoty ve vesmíru. Gravitačně jsou vázány v galaxiích. Jedna galaxie jich čítá kolem 100 miliard. Silnější vazby se vyskytují v hvězdných asociacích nebo hvězdokupách (vždy ovšem v rámci galaxie). Po spotřebování značné části vodíku v jádře se rovnováha poruší a hvězda se začne opět smršťovat a teplota a tlak dále rostou. Další osud hvězdy závisí na její hmotnosti. U málo hmotných hvězd jako červení trpaslíci k zahájení další reakce nedojde a hvězda po stovky miliard let dlouhém životě bude ještě miliardy let chladnout. U hmotnějších hvězd smršťování pokračuje, až se zapálí další stupeň termojaderné reakce spalující helium na uhlík. Energie uvolněná reakcí způsobí značné rozepnutí vnějších slupek a z hvězdy se stane rudý obr. Až se takto rozepne naše Slunce, jeho povrch bude dál, než oběžná dráha Venuše. U hvězd střední hmotnosti, srovnatelné s hmotou Slunce, se pak obálka rozepne do okolí a vytvoří planetární mlhovinu. Jádro s hmotností do 1,4–2× Slunce se zhroutí v tzv. bílého trpaslíka, kde tlak gravitace vyrovnává tlak degenerovaného elektronového plynu. (Čistě kvantový efekt, založený naPauliho principu případně Fermi-Diracově rozdělení). U zbytku s hmotností větší než Chandrasekharova mez tlak elektronového plynu nestačí vyrovnat gravitaci a nastává další hroucení vedoucí k výbuchu supernovy typu I. Ze zbytku se stane neutronová hvězda (rychle rotující neutronové hvězdy lze ve vesmíru detekovat; říká se jim pulsary). U velmi hmotných hvězd proběhnou ještě další jaderné reakce, život hvězdy končí výbuchem supernovy typu II a z jádra zbude buď neutronová hvězda, nebo černá díra.

Země Země je třetí planeta sluneční soustavy, zároveň největší terestrická planeta v soustavě a jediné planetární těleso, na němž je dle současných vědeckých poznatků potvrzen život. Země nejspíše vznikla před 4,6 miliardami let a krátce po svém vzniku získala svůj jediný přirozený satelit – Měsíc. Země obíhá kolem Slunce po téměř kružnicové dráze s velmi malou excentricitou. Země jako domovský svět lidstva má mnoho názvů v závislosti na národu, mezi nejznámější patří název latinského původu Terra, Tellus či řecký název Gaia. Země je dynamickou planetou, která se skládá z jednotlivých zemských sfér. Jedná se o nedokonalou kouli s poloměrem 6378 km, uprostřed se nachází malé pevné jadérko obklopené polotekutým vnějším jádrem, dále pak pláštěm a zemskou kůrou, která se dělí naoceánskou a kontinentální. Zemská kůra je tvořena litosférickými deskami, které jsou v neustálém pohybu vlivem procesu nazývanéhodesková tektonika. Na povrchu Země se vyskytuje hydrosféra v podobě souvislého oceánu kapalné vody, který zabírá přibližně 71 %zemského povrchu. Na velmi úzkém pásu rozhraní mezi litosférou a atmosférou se nachází biosféra, živý obal Země, který je tvořen živými organismy. Jeho činností došlo k přeměně části litosféry na půdní obal Země tzv. pedosféru. Celou planetu obklopuje hustá atmosféra tvořená převážně dusíkem a kyslíkem vytvářející směs obvykle nazývanou jako vzduch.

Tvar Země Poloměr Země je skoro 6,5 tisíce kilometrů, z čehož plyne relativně malá křivost povrchu. Zakřivení způsobená geologickou aktivitou jsou mnohem výraznější než zakřivení vzniklá v důsledku kulatosti. Proto se lidé ve starověku domnívali, že Země je celkově plochá. Proti tomuto názoru ale postupně svědčily různé vědecké poznatky a pozorování. Staří Řekové například pozorovali, že jižní souhvězdí v jižnějších oblastech vycházejí výš nad obzor a také pozorovali, že při zatmění Měsíce Země vrhá vždy kruhový stín. Velikost Země poprvé spočítal Eratosthenés z Kyrény podle rozdílu v délce poledního stínu mezi Asuánem a Alexandrií. Kulatost Země (stejně jako jiných planet Slunce i Měsíce) je dána vlastnostmi gravitační síly, která působí centrálně kolem těžiště a má sférickou symetrii. Tvar dokonalé koule je však narušen. Lepším přiblížením skutečnosti je rotační elipsoid s malou excentricitou. Vzdálenost pólů je přibližně o 43 km menší, než střední průměr rovníku. To je způsobeno rotací Země kolem své osy, která způsobuje odstředivou sílu. Ta směřuje od osy rotace a vektorově se skládá s gravitační silou, z čehož plyne, že na pólech je největší tíhové zrychlení a na rovníku nejmenší. Rovnoběžky jsou tedy kružnice, zatímco poledníky jsou elipsy s malou výstředností. Skutečný tvar je ještě složitější a pro jeho matematický popis se užívá pojem geoid.

Geologické složení Země Země je nejspíše jako ostatní terestrické planety vnitřně diferencována na vnější křemíkovou pevnou kůru a vysoce viskózní plášť. K této diferenciaci došlo vlivem roztavení materiálu v rané fázi jejího vzniku, kdy těžší prvky gravitací směřovaly do středu planety. Tento proces měl za následek vznik malého kompaktního vnitřního jádra – tzv. jadérka, které je dle současných poznatků nejspíše pevné a tvořené převážně železem (86,2 %) a niklem (7,25 %). Nad tímto pevným jádrem o poloměru 1278 km se nachází vnější jádro tvořené roztavenou polotekutou směsí železa, niklu, kobaltu a síry a zasahující do vzdálenosti 2900 km, kde je od zemského pláště odděleno Gutenbergovou diskontinuitou. Tekuté vnější jádro umožňuje existenci slabého magnetického pole vlivem konvekce jeho elektricky vodivého materiálu.Z jádra se neustále uvolňuje značné množství akumulovaného tepla, které má za následek pohyb roztaveného materiálu v zemském tělese. Teplejší materiál ohřátý na rozhraní pláště a jádra začíná v podobě plášťových chocholů stoupat a dostávat se k povrchu. Na některých místech pak dochází k proražení litosférických desek a úniku magmatu skrz sopky a trhliny v oceánských deskách. Mnoho hornin, z nichž je zemská kůra tvořena, se vytvořilo před méně než 100 milióny let; nejstarší známé žíly minerálů jsou 4,4 miliardy let staré, což znamená, že Země měla pevnou kůru přinejmenším po tuto dobu.Zemské složení je značně variabilní dle toho, jaká část se zkoumá. Značně rozdílné složení vykazuje oceánská kůra od kontinentální, plášť od kůry apod.

Měsíc Měsíc je jediný známý přirozený satelit Země. Nemá jiné formální jméno než „měsíc“ (odborně Měsíc), i když je občas básnicky nazýván luna (slovanský a zároveň latinský výraz pro měsíc). Jeho symbolem je srpek (Unicode: ☾). Kromě slova lunární se podle jména starořecké bohyně měsíce Seléné používá k odkazu na Měsíc též kmene selene nebo seleno (selenocentrický, Selenité, atd.). Střední vzdálenost Měsíce od Země je 384 403 km. Měsíční rovníkový průměr činí 3 476 km. Roku 1969 přistáli Neil Armstrong a Edwin Aldrin v rámci programu Apollo jako první lidé na Měsíci, a tím se stali i prvními lidmi, kteří stanuli na povrchu jiného vesmírného tělesa než Země.

Rotace Měsíce Měsíc je v synchronní rotaci se Zemí, což znamená, že jedna strana Měsíce („přivrácená strana“) je stále obrácená k Zemi. Druhou, „odvrácenou stranu“, z větší části nelze ze Země vidět, kromě malých částí poblíž okraje disku, které mohou být příležitostně spatřeny díky libraci. Většina odvrácené strany byla až do éry kosmických sond zcela neznámá. Tato synchronní rotace je výsledkem slapových sil, které zpomalovaly rotaci Měsíce v jeho rané historii, až došlo k rezonanci oběhu a rotace (vázané rotaci). Odvrácená strana je občas nazývána také „temnou stranou“. „Temná“ v tomto případě znamená „neznámá a skrytá“ a nikoliv „postrádající světlo“; ve skutečnosti přijímá odvrácená strana v průměru zhruba stejné množství slunečního světla jako přivrácená strana. Kosmická loď na odvrácené straně Měsíce je odříznuta od přímé radiové komunikace se Zemí.Odlišujícím rysem odvrácené strany je téměř úplná absence tmavých skvrn (oblastí s nízkým albedem), tzv. moří.

Galaxie Galaxie je hvězdná soustava složená z hvězd, mlhovin, hvězdokup, mezihvězdné hmoty a tmavé hmoty. Slovo galaxie bylo odvozeno z řeckého názvu naší vlastní galaxie Mléčné dráhy Κύκλος γαλακτικός (Κyklos galaktikos).Hvězdy se téměř vždy nacházejí ve skupinách nazývaných galaxie, společně s plyny, mezihvězdným prachem a temnou hmotou. Galaxie drží pospolu působení gravitačních sil a jednotlivé komponenty obíhají kolem společného středu. Existují důkazy, že se ve středu některých nebo dokonce většiny galaxií nacházejí černé díry. Galaxie vznikají z protogalaxií. Podrobnější informace naleznete v článku Hubbleova klasifikace galaxií. Galaxie existují ve třech základních typech: eliptické, spirální a nepravidelné. O něco rozsáhlejší popis typů galaxií poskytuje Hubblovo schéma. Naše vlastní galaxie – Galaxie Mléčná dráha – je rozsáhlá spirální galaxie s průměrem 100 000 světelných let a šířkou 3000 světelných let. Obsahuje okolo 300 miliard hvězd a její celková hmotnost (včetně hala a koróny) je zhruba tři až šest bilionů Sluncí (1 bilión = 1 000 000 000 000). Ve spirálních galaxiích mají ramena přibližně tvar logaritmické spirály a teoreticky se dá dokázat, že tento vzor vznikl rozrušením jednotné rotující hvězdné hmoty. Stejně jako hvězdy i spirální ramena rotují kolem společného středu, avšak dochází k tomu konstantní úhlovou rychlostí. To znamená, že hvězdy vstupují a vystupují do/ze spirálních ramen. Předpokládá se, že spirální ramena jsou oblastmi s vysokou hustotou anebo vlnami hustoty. Když se hvězda pohybuje směrem do ramena, zpomalí se a tím ještě zvětší svou hustotu; je to podobné jako „vlna“ zpomalujících se aut na přeplněné dálnici. Nový typ galaxie – ultrakompaktní trpasličí galaxie – byla objevena v roce 2003 Dr. Michaelem Drinkwaterem z University of Queensland.

Mléčná dráha Mléčná dráha je stříbrný pás táhnoucí se celou oblohou, jehož svit způsobuje množství hvězd. Lidově se tak označuje také naše Galaxie. Korektnější by však bylo říci, že Mléčná dráha je jen malá část Galaxie pozorovatelná ze Země. Konkrétně jsou to dvě ramena: rameno Střelce a rameno Orionu. Jako pás se jeví proto, že naše Galaxie má tvar disku a my se na něj díváme zevnitř, z místa, které je blíže k okraji než ke středu. Mléčnou dráhu lze pozorovat za jasných nocí a v místech vzdálených od velkých zdrojů světla jako jsou města, zejména kvůli světelnému znečištění. I pouhým okem je možné spatřit mnoho hvězd v Mléčné dráze a jejím okolí, ale většina z nich je prostému oku skryta a pozorovat je lze teprve pomocí dalekohledu. I obyčejný triedr jich ukáže velké množství (viz pozorování oblohy). Mléčná dráha je kromě hvězd tvořena i temným mezihvězdným plynem či prachem, který nám zabraňuje pohlédnout do vzdálenějších oblastí Galaxie. Na noční obloze se pak zdá, že při pohledu některými směry je hvězd méně nebo že tam je Mléčná dráha rozdělena.

Souhvězdí Souhvězdí je oblast na obloze s přesně vymezenými hranicemi. Často se souhvězdí říká i zdánlivému útvaru na obloze (alignementu), který je tvořen spojnicemi několika nejjasnějších hvězd. Tyto v dávných dobách lidem připomínaly různé bohy, zvířata apod., podle kterých je pak pojmenovali. V každé civilizaci byl systém souhvězdí jiný. Na nebi bylo Mezinárodní astronomickou unií (v roce 1925) nakonec ustaveno právě 88 souhvězdí. Z nich 48 nese pojmenování ještě z antických dob, byla popsána v Ptolemaiově Almagestu. Názvy těchto 48 souhvězdí se vztahují k řeckým mýtům. Pokrývají především severní nebeskou klenbu. Jsou to třeba Býk, Velká medvědice, Orion, Andromeda a další. Řecká civilizace pravděpodobně tato souhvězdí převzala z Mezopotámie nebo z Egypta. Tradiční souhvězdí se nachází na té části oblohy, která byla viditelná z 35° severní šířky v době kolem roku 5000 př. n. l. Jednotlivé tvary však mohly být známy už mnohem dříve (například obraz souhvězdí Oriona byl nalezen i na kosti pocházející z doby kamenné). Souhvězdí jižní oblohy vznikla později. Autory jejich názvů i tvarů jsou mořeplavci a vědci, kteří se v době zámořských objevů dostali na jižní polokouli, kde mohli poprvé tato souhvězdí pozorovat a kteří je potřebovali k orientaci. Popis jižní oblohy dokončil v 18. století francouzský astronom Nicolas Louis de Lacaille. Ten zavedl například souhvězdí: Trojúhelník, Mikroskop, Vývěva a podobně.

Kometa Kometa, zastarale vlasatice, je malý astronomický objekt podobný planetce složený především z ledu a prachu a obíhající většinou po velice výstředné (excentrické) eliptické trajektorii kolem Slunce. Komety jsou známé pro své nápadné ohony. Většina komet se po většinu času zdržuje za oběžnou dráhou Pluta, odkud občas nějaká přilétne do vnitřních částí sluneční soustavy. Velmi často jsou popisované jako „špinavé sněhové koule“ a z velké části je tvoří zmrzlý oxid uhličitý, metan a voda smíchaná s prachem a různými nerostnými látkami. V závislosti na gravitační interakci komety s planetami se dráha komet může změnit na hyperbolickou (a definitivně opustit sluneční soustavu) nebo na méně výstřednou. Například Jupiter je známý tím, že mění dráhy komet a zachycuje je na krátkých oběžných dráhách. Proto existují i komety, které se ke Slunci vrací pravidelně a často. Mezi ně patří například Halleyova, Hale-Bopp nebo Kohoutkova kometa. Často v tomto smyslu znamená jednou za několik let až staletí. Kometa se skládá z těchto částí: Jádro – pevná část komety o velikosti v řádu kilometrů až desítek kilometrů. Koma – kulová obálka kolem jádra, složena především z plynů. Ohon – plyn a prachové částice směřující od Slunce (někdy je též označovaný jako chvost nebo ocas).

Čerpaly jsme Interner wikipédia.cz, google.cz, encyklopedie