Hvězdy.

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

1 Hvězdy

2 Sluneční okolí

3 Základní charakteristiky
Pro vývoj hvězdy má rozhodující význam její hmotnost. Teplota: 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

4 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, ...

5 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

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

7 Zdroj energie Ranná stádia – gravitační smršťování
Později termonukleární reakce

8 p-p cyklus dominuje při nižších teplotách

9 CNO cyklus Při vyšších teplotách Teplotně citlivý Probíhá jen v centru

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

11 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

12 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

13 Hertzsprungův - Russelův diagram

14 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

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

16 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

17 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

18

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

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

21 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

22 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

23

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

25 Vývoj hvězdy na hlavní posloupnosti

26 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

27 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

28 M1 pozorována 1054 v Číně

29 Vícenásobné systémy Supernova typu I, Novy, Rekurentní novy

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