Hviezdy

5. června 2006 v 19:57 | -michal-
Hviezdy
  • Malé hviezdy
Hviezdy sú telesá, ktoré sa rodia v hmlovinách. Veľkosť, hmotnosť a teplota hviezd je veľmi rozdielna. Ich priemer môže byť 450-krát menší a viac ako 1 000-krát väčší ako priemer Slnka a hmotnosť sa pohybuje približne od jednej dvadsatiny až po viac ako 50-násobok hmotnosti Slnka. Povrchová teplota určuje farbu hviezdy a pohybuje sa v rozpätí 3000°C až do viac ako 50000°C. Najhorúcejšie hviezdy sú modré a najchladnejšie sú červené. Slnko s povrchovou teplotou 5500°C sa nachádza medzi týmito extrémami a je žlté. Energia emitovaná žiariacou žiariacou hviezdou vzniká pri jadrovej syntéze v strede hviezdy. Jasnosť hviezdy meriame vo hviezdnych veľkostiach, tzv. magnitúdach - čím je hviezda jasnejšia, tým má nižšiu magnitúdu. Rozoznávame dva typy magnitúd: zdanlivú hviezdnu magnitúdu, ktorá predstavuje jesnosť, ako ju vidíme zo Zeme, a absolútnu magnitúdu, čo je jasnosť, akú by sme videli zo štandardnej vzdialenosti 10 parsekov. Svetlo vyžarované z hviezdy sa môže rozkladať a vytvárať spektrum, ktoré obsahuje sériu tmavých čiar (absorpčné čiary). Poloha čiar v spektre poukazuje na prítomnosť určitých chemických prvkov, čo umožňuje astronómom určiť zloženie atmosféry hviezdy. Magnitúda a spektrálny typ (farba) hviezdy sa znázorňuje na grafe, ktorý sa nazýva Hertzsprungov-Russelov diagram. Diagram ukazuje, že hviezdy sa dajú zatriediť do niekoľkých dobre definovateľných skupín. Základnými skupinami sú hviezdy hlavnej postupnosti, obri, nadobri a bieli trpaslíci.
Malé hviezdy
Hviezdokopa M44 'Jasličky' Malé hviezdy majú hmotnosť do jeden a pol násobku hmotnosti Slnka. Vznikajú vtedy, keď v hmlovine začne kondenzovať oblasť s vyššou hustotou do obrovskej globule plynu a prachu, tá sa v dôsledku vlastnej gravitácie začne zmršťovať. Zhluky s kondenzovanou hmotou sa vo vnútri zohrievajú, začínajú žiariť a vznikajú protohviezdy. Ak je protohviezda dostatočne hmotná, teplota v strede dosahuje približne 15 miliónov°C, Pri tejto teplote začínajú nukleárne reakcie, pri ktorých sa vodík mení na hélium. Pri jadrovej reakcii sa uvoľňuje energia, ktorá bráni hviezde v ďalšej kontrakcii a spôsobuje, že hviezda začne svietiť.Stala sa z nej hviezda hlavnej postupnosti. Hviezda s hmotnosťou asi ako hmotnosť Slnka zostáva hviezdou hlavnej postupnosti približne 10 miliárd rokov, kým sa všetok vodík v jadre hviezdy bepremení na hélium. Héliové jadro sa potom opäť scvrkne a nukleárne reakcie pokračujú vo vrstve okolo jadra. Jadro sa stane dostatočne horúce na to, aby sa hélum reakciami menilo na uhlík. Vonkajšie vrstvy hviezdy sa pritom rozpínajú, chladnú a ich svietivosť klesá. Rpzpínajúcu sa hviezdu nazývame červený obor. Keď sa hélium v jadre spotrebuje, vonkajšie vrstvy hviezdy môžu uniknúť vo forme rozpínajúcej sa plynnej obálky nazývanej planetárna hmlovina. Zvyšok jadra (asi 80% pôvodnej hviezdy) sa teraz dostáva do posledných štádií vývoja. Mení sa na bieleho trpaslíka, ktorý postupne chladne a tmavne. Keď prestane svietiť, z mŕtvej hviezdy sa stáva čierny trpaslík.
 

Buď první, kdo ohodnotí tento článek.

Komentáře

1 doma doma | E-mail | 6. června 2006 v 18:49 | Reagovat

zasa daco o prirodovede :(

2 lucia l lucia l | E-mail | Web | 19. června 2006 v 19:10 | Reagovat

Ano

3 adrika adrika | 23. dubna 2009 v 18:58 | Reagovat

venujes sa vesmiru?

Nový komentář

Přihlásit se
  Ještě nemáte vlastní web? Můžete si jej zdarma založit na Blog.cz.
 

Aktuální články

Reklama