FYZIKA PRO IV. ROČNÍK GYMNÁZIA ASTROFYZIKA

Prezentace na téma: "FYZIKA PRO IV. ROČNÍK GYMNÁZIA ASTROFYZIKA"— Transkript prezentace:

1 FYZIKA PRO IV. ROČNÍK GYMNÁZIA ASTROFYZIKA
8. HVĚZDY Mgr. Monika Bouchalová Gymnázium, Havířov-Město, Komenského 2, p.o. III/ Tento digitální učební materiál (DUM) vznikl na základě řešení projektu OPVK, registrační číslo CZ.1.07/1.5.00/ s názvem „Výuka na gymnáziu podporovaná ICT“. Zpracováno 11. března 2013 Tento projekt je spolufinancován Evropským sociálním fondem a státním rozpočtem České republiky.

2 HVĚZDY kosmické objekty takové hmotnosti, že v nich vzplanuly termonukleární reakce mají kulovitý tvar, ve kterém je udržuje gravitace představují dominantní složku svítící hmoty ve vesmíru gravitačně jsou vázány v galaxiích (v jedné galaxii asi kolem 100 miliard) silnější vazby se vyskytují v tzv. hvězdných asociacích nebo hvězdokupách (vždy ovšem v rámci galaxie) Zemi nejbližší hvězda je Slunce

3 CHARAKTERISTIKY HVĚZD
Většina fyzikálních veličin se u hvězd vyjadřuje v jednotkách vztažených ke Slunci, označují se astronomickým symbolem Slunce, např. M. VNĚJŠÍ relativní (závisí na poloze pozorovatele) Hvězdná velikost Vzdálenost absolutní Zářivý výkon        Efektivní teplota    Spektrální třída Hmotnost        Poloměr  Chemické složení VNITŘNÍ   Centrální teplota Tc   Centrální tlak pc

4 CHARAKTERISTIKY HVĚZD - vnitřní
Centrální teplota Postupnou přeměnou H na He se pozvolna zvyšuje střední hmotnost částic plynu a mění se také hustota. Chemické změny v nitru hvězdy vedou ke zvyšování centrální teploty Tc. Centrální tlak Ve stabilní hvězdě musí platit v každém místě jejího nitra rovnováha mezi gravitační silou a silou vztlakovou. Říkáme, že hvězda je v hydrostatické rovnováze. Na vztlakové síle se podílí zejména tlak plynu. V nitru velmi žhavých hvězd se uplatní také tlak záření. Obr.: 1

5 CHARAKTERISTIKY HVĚZD - vnější
Hmotnost od 0,08 M  do cca 100 M, M  =  kg; většina 0,3 až 5 MS; Podle tohoto parametru lze zjistit délku života hvězdy. Hvězdná velikost, též magnituda, bezrozměrná, fotometrická veličina, která udává jasnost objektu (světelného zdroje) na obloze. Hlavní jednotka jasnosti je 1 magnituda = 1 mag. Hvězdná velikost se zmenší o 5 mag, vzroste-li jasnost stokrát. Obr.: 2

6 CHARAKTERISTIKY HVĚZD - vnější
Absolutní hvězdná velikost též absolutní magnituda (značka M) - Není závislá na vzdálenosti od Země (na rozdíl od magnitudy). Je to magnituda, pozorovatelná 10 pc od hvězdy (čili 32,6 světelných roků) Zářivý výkon, někdy nesprávně „svítivost“ (značka L , rozměr W), obvykle v jednotkách (tzv. nominálního Slunce) L  = 4×1026 W celková energie vyzářená ve všech vlnových délkách za jednotku času.Zářivý výkon hvězdy závisí na její hmotnosti. Povrchová teplota (značka T, jednotka K). S ní souvisí dominantní barva vyzařovaného světla. Tzv. Spektrální typ

7 CHARAKTERISTIKY HVĚZD - vnější
Obr.: 3

8 CHARAKTERISTIKY HVĚZD - vnější
Spektrální třída Povrch. Teplota (K) Barva hvězdy Typ hvězdy Příklady hvězd Hmotnost  (MS) Poloměr (RS) Zářivý výkon (LS) O modrá modří nadobři ζ Pup, δ Pup, ζ Ori 20 50 15 B modro bílá nadobři, bílí trpaslíci Regulus, Rigel, Sirius B 3,2 17 7 20 000 A bílo modrá nadobři, bílí trpaslíci, hvězdy hl. posl. Vega, Altair, Sirius A, Prokyon B 1,8 3,2 2,5 80 F žluto bílá nadobři, hvězdy hl. posl. Canopus, Polárka, Procyon 1,2 1,7 1,3 6 G žlutá Slunce, Capella 0,8 1,1 1,1 1,2 K oranžová červení nadobři, obři, hvězdy hl. posl. Pollux, Arktur, 0,6 0,8 0,9 0,4 M červená červení nadobři, obři trpaslíci Antares Barnardova hvězda, roxima Centauri, 0, ,05 0,04

9 CHARAKTERISTIKY HVĚZD - vnější
Třída Povrch. Teplota (K) Barva hvězdy Typ hvězdy Příklady hvězd Hmotnost ( MS) Poloměr (RS) Zářivý výkon (LS) O modrá modří nadobři ζ Pup, δ Pup, ζ Ori 20 50 15 B modro bílá nadobří, bílí trpaslíci Regulus, Rigel, Sirius B 3,2 17 7 20 000 A bílo modrá nadobří, bílí trpaslíci, hvězdy hl. posl. Vega, Altair, Sirius A, Prokyon B 1,8 3,2 2,5 80 F žluto bílá nadobři, hvězdy hl. posl. Canopus, Polárka, Procyon 1,2 1,7 1,3 6 G žlutá Slunce, Capella 0,8 1,1 1,1 1,2 K oran žová červení nadobři, obři, hvězdy hl. posl. Pollux, Arktur, 0,6 0,8 0,9 0,4 M červená červení nadobři, obři trpaslíci Antares Barnardova hvězda, Proxima Centauri, 0, ,05 0,04 Pro zapamatování písmen ve správném pořadí, existují říkanky. Ó Buď Alespoň Frajere Galantní Ke Mně. Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss My Lips.

10 CHARAKTERISTIKY HVĚZD - vnější
Vzdálenost – jednotka ly nebo pc Poloměr – vzhledem k velkým vzdálenostem se i největší hvězdy jeví jako bodové zdroje. Lidské oko dokáže rozlišit dva svítící body v úhlové vzdálenosti asi 1´. Sluneční poloměr R je vzdálenost od středu Slunce k povrchu sluneční fotosféry. R   = 695 997 km. Chemické složení – průměrné složení látky ve hvězdě. vodík (téměř 80 % všech atomů), helium (téměř 20 %). ostatní prvky dohromady představují asi 2 % všech atomů ve vesmíru. Pozorování jsou bezprostředně přístupny jen svrchní vrstvy hvězd, jejichž složení zpravidla odpovídá složení zárodečné mlhoviny, z níž hvězdy vznikly.Chemické složení není konstantní, ale s časem se mění.

11 CHARAKTERISTIKY HVĚZD - vnější
Dobu rotace lze určit pomocí Dopplerova jevu. Dopplerův jev popisuje změnu frekvence a vlnové délky přijímaného oproti vysílanému signálu, způsobenou vzájemnou rychlostí vysílače a přijímače. V astronomii se Dopplerův jev projevuje posuvem spektrálních čar vyzařovaných vesmírnými tělesy. Pokud se tělesa vzdalují, lze pozorovat rudý posuv. Pokud se tělesa přibližují , lze pozorovat modrý posuv. Při vyšších rychlostech se však projevuje i dilatace času, je proto třeba brát v úvahu relativistický Dopplerův jev.

12 HERTZSPRUNGŮV RUSSELLŮV - HR diagram
závislost mezi absolutní hvězdnou velikostí a spektrální třídou hvězd byla nalezena Ejnarem Hertzsprungem již roku 1905 vynesení do diagramu, jak ho chápeme v současnosti, je dílem Henryho Russella z roku 1913 diagram Obr.: 9

13 HERTZSPRUNGŮV RUSSELLŮV - HR diagram
Ejnar Hertzsprung *1873 Dánský chemický inženýr. Zabýval se především spektrální fotometrií hvězd a otevřenými hvězdokupami. Během své cesty do USA v roce se potkal s Russellem, který došel ke stejným závěrům… Henry Norris Russell *1877 Americký astronom. Jejich společná práce byla poprvé graficky znázorněna v roce 1913, a pojmenována Hertzsprungův – Russellův diagram, ze kterého vyplynulo oddělené postavení hvězd hlavní posloupnosti a obrů. Zpočátku ho mylně interpretoval a považoval za důkaz toho, že se hvězdy vyvíjejí podél hlavní posloupnosti. Obr.: 4 Obr.: 5

14 HERTZSPRUNGŮV RUSSELLŮV - HR diagram
ANIMACE Obr.: 6

15 HERTZSPRUNGŮV RUSSELLŮV - HR diagram
Obr.: 7

16 HERTZSPRUNGŮV RUSSELLŮV - HR diagram
Obr.: 8

17 HR DIAGRAM HLAVNÍ POSLOUPNOST nejpočetnější skupina hvězd (90 % všech)
probíhá úhlopříčně diagramem patří do ní hvězdy, které jsou v nejlepších letech svého života  (žluté hvězdy typu Slunce a červení trpaslíci) stráví zde asi 85 % svého života V tomto stádiu je pro ně charakteristické: energie je čerpána z termonukleární fúze , mění ve svých jádrech vodík na helium poloha je téměř neměnná, závisí na hmotnosti a složení hvězdy (čím je M větší, tím větší je tlak i teplota a tím rychleji probíhají termonukleární reakce) (MS – 10 miliard let, 15 MS – 10 milionů let) horizontální změna polohy je možná pouze u těsných dvojhvězd vertikální změna polohy je v průběhu vývoje běžná

18 HR DIAGRAM PODOBŘI VĚTEV OBRŮ VELEOBŘI
hvězdy, které se postupně stanou obrem nebo veleobrem poté co se stanou rudým obrem, odhodí vnější vrstvy a ty vytvoří planetární mlhovinu na místě původní hvězdy zůstane neaktivní jádro skládající se převážně z C a O VĚTEV OBRŮ hvězda se stane obrem, když spálí vodík v héliovém jádře se zapálí 3 α cyklus (He → C) zvětší svůj objem, přitom klesne její povrchová teplota, ale zvýší se zářivý výkon VELEOBŘI velmi hmotné a zářivé hvězdy, nacházející se na konci svého aktivního života velice vzácné – na 1 milion hvězd připadá 1 veleobr nejbližší Canopus se nachází ve vzdálenosti 310 ly

19 HR DIAGRAM BÍLÝ TRPASLÍK
vzniká zhroucením hvězdy o průměrné nebo podprůměrné hmotnosti (nejsou dostatečně hmotné, aby dosáhly ve svém jádře teplot potřebných k fúzi uhlíku) maximální hmotnost bílého trpaslíka, po jejímž překročení již degenerační tlak není schopen odolat gravitaci, je asi 1,4 MS. bílý trpaslík, který přesáhne tuto hodnotu obvykle přenosem hmoty ze svého hvězdného průvodce, exploduje jako supernova, pokud se tak nestane, ochladí se za stovky miliard let natolik, že již nebude viditelný a stane se černým trpaslíkem zajímavou vlastností bílých trpaslíků je jejich pomalá rotace

20 HR DIAGRAM ČERVENÍ OBŘI
pro hvězdy s hmotností menší než 4 MS platí, že vyčerpání vodíku v centru spustí rozpínání hvězdy do podoby červeného obra je to červená hvězda - nízká teplota má vysoký zářivý výkon - obr absolutní hvězdná velikost je kolem 0 mag povrchová teplota asi 3 500 K poloměr 10 – 100 poloměrů Slunce V HR diagramu jsou umístěny vpravo nahoře Obr.: 10

21 Použitá literatura Literatura
MACHÁČEK, M.: Fyzika pro gymnázia – Astrofyzika. Prometheus, Praha 1998 ISBN Obrázky: [1] [online]. [cit ]. Dostupné z: [2] [online]. [cit ]. Dostupné z: [3] [online]. [cit ]. Dostupné z: [4] [online]. [cit ]. Dostupné z: [5] [online]. [cit ]. Dostupné z: [6] [online]. [cit ]. Dostupné z: [7] Wikipedia: the free encyclopedia [online]. San Francisco (CA): Wikimedia Foundation, [cit ]. Dostupné z: [8] [online]. [cit ]. Dostupné z: [9] [online]. [cit ]. Dostupné z: [10]