Hvězdy.

Prezentace na téma: "Hvězdy."— Transkript prezentace:

1 Hvězdy

2 Základní charakteristiky
Pro vývoj hvězdy má rozhodující význam její hmotnost. Dále pak její složení, tj. příslušenství k populaci I nebo II Betelgeuse Teplota: K Barva Hmotnost: 0,01 ~ 100 MS Poloměr: 10 km - tisíce RS Spektrum Chemické složení odpovídá složení zárodečné mlhoviny Doba života 10 tisíc - stovky miliard let Typická hvězda: červený trpaslík, R~0,5 RS, M<1 MS

3 Modely hvězd Co se zanedbává? vícerozměrnost (modely v 1D) rotace
magnetické pole ztráta hmoty konvekce nepřesná účinné průřezy reakcí nejisté středované opacitní koeficienty dynamická stádia vývoje Rovnice vnitřní struktury rovnice kontinuiity rovnice pro přenos energie pohybová rovnice (hydrostat. rovnováhy) rovnice tepelné rovnováhy

4 Atmosféra jednoduchá pokud nám jde o model nitra (ale nutná)
složitá, pokud jde o model atmosféry samotné (i 3D) - rovnice přenosu záření - rovnice statistické rovnováhy - Boltzmannova a Sahova rovnice Vývoj hvězd výpočty se nechají ubíhat v čase Meze současné hvězdné teorie obří planety - neutronové hvězdy

5 Sluneční okolí

6 Spektrální třída Rozdělení na spektrální třídy bylo navrženo na Harvardově universitě Původně 8 spektrálních tříd (W),O, B, A,F,G,K,M,(L,T) (R,N,S) Oh Be A Fine Girl, Kiss Me Spektra ve skutečnosti závisí na teplotě Luminositní třídy - I až VII (Yerkesská klasifikace) Speciální třídy - CP, WN, WC… Třídy svítivosti pro odlišení hvězd se stejnou povrchovou teplotou (sd,d,wd,sg,g,c) Jemnější dělení podle charakteristik spektra - Be, Am, ...

7

8 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 Budeme se zabývat jen osamocenými hvězdami, tj. ne více násobnými systémy, u kterých je problematika mnohem složitější (přetoky hmoty) => nutnost použití jiných modelů.

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

10 Zdroj energie Ranná stádia – gravitační smršťování
Později termonukleární reakce Uvnitř, degenerovaný plyn, málo pravděpodobné srážky, ale velký počet jader. Elektromagnetická bariéra překonána pomocí tunelového efektu.

11 p-p řetězec dominuje při nižších teplotách, teplotně necitlivý-i v obalech nevratný proces, na začátku i na konci proton

12 CNO cyklus Při vyšších teplotách Teplotně citlivý Probíhá jen v centru
Koloběh dopovaný H Katalyzátory

13 Termonukleární reakce obohacuji hvězdu o těžší prvky
Na zapálení dalších reakcí je třeba vyšší teplota “Popel” reakce je palivem následující reakce Ve hvězdě vznikají jakési slupky tvořené různým materiálem Vznikají prvky až po železo Další procesy s,p, α,e,r,x

14 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

15 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 ploché 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

16 Hertzsprungův - Russelův diagram

17 Hvězdy hlavní posloupnosti
85 % svého života 90% hvězd 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

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

19 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

20 Vznik protohvězdy a hvězdy
gravitační kontrakce mračna, samovolně nebo rázovou vlnou nebo kontrakce při průchodu mračna přes spirální rameno. kontrakce (volný pád) rychlejší uvnitř- formuje se jádro Gravitačním smršťováním se v centru uvolňuje tepelná energie. (Převážně IR) 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

21 ztráta hmoty protohvězdy převážně přes bipolární výtrysky
postupně se mění průhlednost látky => absorbce => růst teploty

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

23 Hvězdy s hmotností kolem 0,4 Ms
pouze p-p řetězec Není dostatečná teplota a hustota na zapálení heliových reakcí Vodíkové reakce pouze v jádře, pro obal není dostatečná teplota Postupně vzniká červený trpaslík

24 Hvězdy typu Slunce (0.4 - 4 M)
hoření vodíku Jádro p-p cyklus, pomalé zahřívání a smršťování (slučováním se jádro zmenšuje), povrch pomale chladne a rozpíná se, zvyšování výkonu hvězda se pohybuje po hlavní posloupnosti degenerované jádro – nereagující helium 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

25 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

26

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

28 Vývoj hvězdy na hlavní posloupnosti

29 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

30 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

31 M1 pozorována 1054 v Číně

32 Vícenásobné systémy Supernova typu I, Novy, Rekurentní novy

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