1 / 33

Hvězdy

Hvězdy. Základní charakteristiky. Pro vývoj hvězdy má rozhodující význam její hmotnost. Dále pak její složení, tj. příslušenství k populaci I nebo II. Teplota: 2500 - 100 000 K Barva Hmotnost: 0,01 ~ 100 M S Poloměr: 10 km - tisíce R S Spektrum

cato
Download Presentation

Hvězdy

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Hvězdy

  2. Základní charakteristiky Pro vývoj hvězdy má rozhodující význam její hmotnost. Dále pak její složení, tj. příslušenství k populaci I nebo II • Teplota: 2500 - 100 000 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 Betelgeuse

  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. 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.

  8. Stabilní hvězda – hydrostatická rovnováha Gravitační síla X Gradient tlaku záření

  9. 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.

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

  11. CNO cyklus • Při vyšších teplotách • Teplotně citlivý • Probíhá jen v centru • Koloběh dopovaný H • Katalyzátory

  12. 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

  13. 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

  14. 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

  15. Hertzsprungův - Russelův diagram

  16. 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

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

  18. Závislost délky života na velikosti

  19. 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 Hvězdapřed hp: po dosažení hydrostat. rovnováhy ale před zapálením tj reakcí

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

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

  22. 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

  23. 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

  24. 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

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

  26. Vývoj hvězdy na hlavní posloupnosti

  27. 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

  28. 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

  29. M1 pozorována 1054v Číně

  30. Vícenásobné systémy • Supernova typu I, Novy, Rekurentní novy

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

More Related