ASTRONOMIE. Slunce. atmosféra Slunce. Stavba Slunce. Sluneční vítr. Sluneční skvrny

Transkript

1 ASTRONOMIE Slunce Hvězda, jejímž nitu pobíhají temonukleání eakce (jáda vodíku se spojují v jáda helia). Uvolněná enegie postupuje k slunečnímu povchu a je vyzařována do okolí. Teplota v nitu je 5 mil K, na povchu 5000 K. Při takových teplotách většina e odtžena od atomů = plazma (ionizovaný plyn). Ve Slunci je soustředěno 99,866 % hmotnosti celé sluneční soustavy. Slunce vzniklo asi před 4,7 miliadami oků z obovského oblaku plynu (hlavně vodík, méně helia a jen asi % jiných pvků a molekul) Při náhodném vzniku místa s větší hustotou začne toto místo gavitací přitahovat další látku. Ta dopadá velkou ychlostí zahřívá se začínají pobíhat temonukleání eakce oste tlak zastaví se pád další látky Stavba Slunce RS = m do 4 RS jadené eakce do 54 RS enegie z nita se šíří zářením (atom vyzáří foton a jiný atom ho pohltí) poslední do 5 RS šíření enegie KONVEKCÍ (hoká plazma stoupá a chladnější klesá) poudění plazmy + v důsledku otace Slunce i otuje (jako v cívce) vznik magn. Pole atmosféa Slunce Fotosféa jen 300 km; chladná 4000 K Chomosféa km Koóna velmi řídký plyn snadno se zahřeje (miliony K); tloušťka několik RS; pozoovatelná při úplném zatmění Slunce Sluneční vít Poudčástic (p +, e, α) unikající z koóny v důsledku vysoké teploty. V jeho důsledku ohony komet míří od Slunce Sluneční skvny Tmavší místa na povchu, místa se silným magn. polem to bání konvekci plazmy na povch se nedostane hoká plazma místa s nižší teplotou Tvá jen několik dní. Vždy po letech maximální sluneční aktivita (max. skvn).

2 Eupce Náhlé zjasnění tvající desítky minut, uychlí se nabité částice, kteé za 4-5 dní doazí k Zemi ovlivní magn. pole Země = geomagnetická bouře částice v atmosféře vyvolají polání záři (předají svou kinet. Enegii atomům a ty ji vyzáří) Potubeance Výtysky plazmatu udžované magn. polem nad slunečním povchem (tvá dny i týdny) Země RZ = 6378 km, MZ = kg V jádu teplota 5000 K, je tvořeno hlavně Fe. Zdojem enegie v jádře jsou adioaktivní ozpady Atmosféa 78 % N, % O, CO + další plyny, cca do výšky 35 km (99 %) Měsíc MM : MZ = : 8 velký v poovnání se Zemí Vidíme stále stejnou stanu (tzv. vázaná otace) doba otace kolem osy stejná jako doba oběhu kolem Země Teplota na povchu +00 C ve dne, -90 C v noci; nemá atmosféu. Slapové jevy Příliv a odliv = způsobeny gavitačním přitahováním Měsícem gavitační síla se s ostoucí vzdáleností zmenšujeoceán, kteý je blíže Měsíci je přitahován více než na odvácené staně. Při novu a úplňku jsou Z, S a M v jedné přímce přidává se i přitahování Slunce příliv a odliv nejvýaznější SLUNEČNÍ SOUSTAVA = Slunce a všechna tělesa, kteá se pohybují v jeho gavitačním poli. - Planety (Meku, Venuše.) - Měsíce planet nejvíce jich má Jupite - Planetky největší má půmě 000 km, je jich známo přes 000, obíhají mezi např. v pásu mezi Masem a Jupiteem, jejich celková hmotnost 000 MZ - Komety obíhají kolem Slunce po velmi potáhlých eliptických tajektoiích. Mohou se přiblížit ke Slunci blíž než Venuše a vzdálit se dál než Pluto. Pozoovatelné jsou jen v blízkosti Slunce kometa se zahřívá z jejího jáda se uvolní plyny chvost komety. Dle. Kepleova zákona se ve velké vzdálenosti pohybují velmi pomalu jsou tam většinu oběžné doby tzn. Miliony oků, Někteé komety vlivem gavitace planet (hlavně Jupitea) obíhají po bližší dáze pozoujeme je po několika desítkách let např. Halleyova kometa peioda 76 let. Po opakovaném přiblížení ke Slunci se ozpadají na maléčástice meteooidy (obíhají okolo Slunce) v zemské atmosféře se zbzdí a ozžhaví meteo (pokud velká jasnost tzv. bolit )zbytky velkých dopadnou na Zem = meteoit.

3 - Meteooidy mohou mít i jiný původ než z komet mohou pocházet z povchu planetek nebo nebyly nikdy součástí větších těles (vznikly jako planetky při vzniku slun. soustavy) - Meziplanetání látka koncentována v ovině, na kteé obíhá Země a přibližně i ostatní planety (tzv. ovina ekliptiky); tvořena dobnýmičásticemi pachu a plynu (hlavně vodík) Vzdálenosti hvězd Astonomická jednotka = střední vzdálenost Země a Slunce; AU = km (užití hlavně po vzdálenosti ve sluneční soustavě) Světelný ok = vzdálenost, kteou uazí světlo za ok; ly (light yea) = 9, m Pasek (pc) Učuje vzdálenost hvězd = 3, m Roční paalaxa π = úhel, pod kteým bychom z hvězdy viděli velkou poloosu tajektoie Země. (paalaxy všech hvězd menší než nejbližší hvězda Poxima Centaui π = 0,763 ) pc = vzdálenost, ze kteé bychom viděli velkou poloosu tajektoie Země pod úhlem. { } =, kde vzdálenost v pasecích, π - paalaxa v úhl. vteřinách { π} π AU S AU (π malýπ =ɺ tg π = ) převodní vztah: pc = 3, m; ly = 9, m; pc = 3,6 ly = 3, km takto lze učovat vzdálenost do cca 50 pc (potom už π velmi malé složitější metody např. na základě jasnosti hvězdy) Denní (ovníková) paalaxa = úhel, pod kteým vidíme polomě Země. HMOTNOSTI HVĚZD Hmotnost hvězdy lze učit na základě pohybu planet (nebo jiných těles) v jejím gav. Poli Příklad: Uči hmotnost Slunce (vzdálenost Země-Slunce AU = 50 mil km, oběžná doba 365,5 dne) a g = K M = κ S π ; ad = ω = T 3

4 a = a M S κ = T g d Z M S = κ T 3 = 9 3 (50.0 ) 6,67.0 (365, ) 30 M S =.0 kg U vzdálených hvězd planety nelze pozoovat Učení hmotnosti dvojhvězd ( hvězdy, kteé obíhají kolem společného hmotného středu, jsou ve vzdálenosti a obíhají s oběžnou dobou T) M κ + M =. T 3 Zatím známe hmotnosti jen u velmi mála hvězd! ZÁŘIVÉ VÝKONY HVĚZD L = celkový výkon záření vysílaný celým povchem hvězdy do postou a) z dřívějška (fotometie) již známe zářivý tok e - enegie dopadající kolmo na plochu S za s e L = J tzv. jas S L = S e, kde vzdálenost od hvězdy Pozn.: JAS hvězdy výkon dopadající z hvězdy na m zemského povchu Zářivý tok dopadající ze Slunce na Zemi e S =, W/m = jas hvězdy Uči LS (Slunce) LS = ( ), = 3, W b) jiný způsob učení zářivého výkonu: předpokládáme, že hvězda září jako čené těleso Stefanův-Boltzmannův zákon: M σ =, kde M je intenzita vyzařování (výkon vyzářený z m ); σ St.- 4 T ef Boltz. konstanta (σ =5, Wm - K -4 ) L = L S povch zdoje 4. M = R σtef =, kde R polomě hvězdy; Tef povchová teplota 4 R σtef Pokud zjistíme L pomocí způsobu a), lze ze způsobu b) učit povchovou teplotu hvězdy. 4

5 HVĚZDNÉ MAGNITUDY Histoicky ozděleny hvězdy podle jasnosti do šesti magnitud. magnituda nejjasnější hvězdy; 6. magnituda nejslabší okem viditelné Později přesnější klasifikace: ma zdánlivá hvězdná magnituda m A m B = kde - zářivé toky dopadající z těchto hvězd na Zem A,5log () Zářivý tok dopadající z hvězdy na Zem závisí nejen na zářivém výkonu hvězd, ale i na její vzdálenosti. absolutní hvězdné magnitudy M = magnituda přepočítaná na vzdálenost 0 pc. B 0 = 0 L (plyne z: = S = konst. ) () kde - zářivý tok hvězdy ve vzdálenosti ; 0 zář. tok téže hvězdy ve vzdálenosti 0 = 0 pc Dosazením () do () označme: ma = M a mb = m M m =,5log 0 =,5log = +,5 0 log = 5 (log log) = 5 ( log) 0 = 0 0 ( log ) = M = m + 5 5log, kde dosazujeme v pasecích Pozn.: Fyzikální ozmě magnitud je budeme psát jednotku mag nebo honím indexem m (staší značení) např. m = 6 mag = 6 m Příklad: Uči absolutní magnitudu: a) Slunce (m = -6,8 m, = AU) 50.0 AU = m = (pc) = pc MS = -6, log(5.0-6 ) = 4,7 mag b) Siius (m = -,43 mag; π = 0,376 ) = = π 0,376 pc MSi = -, log( 0, 376 ) =,44 mag 5

6 ZDROJE ENERGIE VE HVĚZDÁCH. hypotéza, kteá se ukázala jako nemožná: Hvězdy se vlivem vlastní gavitace smšťují potenciální gavitační enegie se mění na enegii, kteá se vyzařuje.!!! Slunce by zářilo jen několik desítek miliónů let tento zdoj se uplatnil při vzniku hvězd Zdojem enegie jsou temonukleání eakce v nitu hvězd (vysoká teplota, hustota a tlak). Poton-potonový řetězec: Např. ve Slunci p + p D + + e 3 D + p He + γ +ν He + He He + p + p vstupuje 6 potonů a vystupuje uvolní E = 6, MeV neutino nese E = 0,6 MeVuniká z hvězdy e + a γjsou pohlceny hvězdou a zvyšují její teplotu CNO řetězec V hmotnějších hvězdách Vstupují 4 potony a 4 He a potony, poziton, neutino a foton při tom se 6 C (C se postupně mění na N a O odtud název CNO) 4 Vystupují He a 6 C (ten může vstoupit do další eakce) E = 6, MeV Ve hvězdách, kde už byl téměř všechen H přeměněn na He dochází k syntéze He za vzniku uhlíku nebo i těžších pvků. SPEKTRA HVĚZD Hvězda září jakočené těleso spojité spektum lze učit povchovou teplotu hvězdy (s ostoucí teplotou se maximum intenzity přesouvá ke katším vlnovým délkám tzn. Odčevené přes žlutou k modé) λ MAX = b T, kde b =,9.0-3 K.m zjistíme teplotu v nízkých vstvách hvězdné atmosféy načevenalá bava 4000 K; žlutá bava 6000 K; bílá bava K při půchodu vyzářeného světla atmosféou hvězdy vznikají ve spektu absopční a emisníčáy 6

7 absopčníčáu atomy v atmosféře pohltí foton učité fekvence emisníčáy vznikají, je-li plyn atmosféy teplejší než jeho pozadí (méněčasté) z posunutí spektálních ča k čevenému nebo fialovému okaji spekta lze podle Doppleova jevu učit, jakou ychlostí se hvězda vzdaluje nebo přibližuje za spekta lze dále učit chemické složení atmosféy, její teplotu i hustotu, magn. pole hvězdy a její otaci spektum závisí hlavně na povchové teplotě Spektální třídy Hvězdy se dělí do spektálních tříd O, B, A, F, G, K, M třída O povchová teplota K třída M povchová teplota 000 K Slunce spekt. třída G Pozn.: Tef efektivní teplota hvězdy = teplota, jakou by mělo stejně veliké čené těleso, kteé by mělo stejný zářivý výkon. STAVBA HVĚZD Teplota hvězdy je přibližně přímo úměná hmotnosti hvězdy a nepřímo úměná poloměu. Směem k povchu teplota klesá enegie nita se přenáší pouděním a zářením jednotlivé vstvy pohlcují veškeé záření a zase ho vyzařují spekta jednotlivých vstev odpovídají jejich teplotám. Hustota je největší v nitu a směem k povchu se zmenšuje do jedné třetiny poloměu soustředěno 90 % hmotnosti hvězdy. STAVOVÝ DIAGRAM HVĚZD = celkový pohled na populaci hvězd každá hvězda znázoněna bodem (v závislosti na stupni vývoje hvězda putuje v diagamu) 7

8 klesající úsečky znázoňují hvězdy o stejném poloměu pozo na oientaci stupnice na vodoovné ose Zde zobazený diagam je znomován na paamety Slunce Občas se diagam objevuje s absolutní hvězdnou velikostí na svislé ose a spektální třídou na vodoovné ose. VZNIK HVĚZD smšťování obovského oblaku H, He a malého množství jiných pvků vlivem vlastní gavitace na úko gavitační enegie se zahřívá při dostatečné teplotě se zapálí temojadená eakce vodíku při smšťování hvězda silně září a je nad hlavní posloupností při zapálení temojade. eakce se nachází na hlavní posloupnosti zde zůstává po celou dobu hoření vodíku dlouho (doba závisí na její hmotnosti) v hmotnější hvězdě větší tlak vyhoří ychleji (Slunci vydží vodík na 0 mld. let; vzniklo před 4,7 mld. lety má cca 5 mld. před sebou) VÝVOJ HVĚZD Tlak v nitu hvězdy je udžován vysokou teplotou. Když skončí jade. eakce sníží se teplota i tlak hvězda se začne smšťovat tvá tak dlouho až se teplota zvýší tak, aby znovu začaly jadené eakce Hnědí tpaslíci m < 0, MS Při smšťování nedosáhne teploty potřebné po syntézu vodíku. Jsou jako velké hoké planety. Září v infačevené oblasti špatně pozoovatelnépo vychladnutí z nichčený tpaslík. Hvězdy hlavní posloupnosti m > 0, MS hlavní a nejdelší období života hvězdy = pohyb na hlavní posloupnosti = hoření vodíku 90 % hvězd je na hl. posloupnosti 8

9 Čevení obři Po vyhoření většiny vodíku výkon slábne pokles teploty hmota začne padat do středu opět vzoste teplota začne slučování He na uhlík hvězda značně zvětší polomě povchová teplota nízká. Za 5 mld. let točeká Slunce polomě se zvětší 000xbude sahat k dáze Venuše Bílí tpaslíci m <,4 MS Po vyhoření He se hvězda opět smšťuje. Přestane se smšťovat po vytvoření tzv. degeneovaného plynu atomy tak blízko u sebe, že jejich obaly splývají velká hustota (hmotnost jako Slunce, velikost Země) Nemají zdoj enegie chladnou po dlouhé době se změní načené tpaslíky Supenovy,4 MS < m < 5 MS Degeneovaný plyn smšťování nezastaví smšťování pokačuje oste T další syntézy, při kteých vznikají těžší jáda až jáda s A = 56 (Fe) nemohou syntézou uvolňovat enegii. Gavitační enegie se náhle uvolní výbuch supenovy při něm vznikají i jáda těžší než Fe. Výbuch odmští vnější vstvy hvězdy v nitu se spojují p + a e vznikají neutony látka tvořená z nich má obovskou hustotu = neutonová hvězda. (m > MS; půmě několik km) vysílají kátké pulzy zářeníříká se jim pulzay. Čené díy Má-li hvězda po vyhoření veškeého paliva m > MS její gavitační kolaps nic nezastaví veškeá látka padá do středu gav. pole tak silné, že neunikne ani světlo nelze ji přímo pozoovat (jen díky gav. pojevům) GALAXIE Naše galaxie Galaxie, galaxie Mléčné dáhy Galaxie = oblak hvězd, okolo kteé je velký posto bez hvězd hvězdy obíhají okolo společného těžiště (jinak by se zhoutily vlastní přitažlivostí) Galaxie má tva plochého disku půměu 30 kpc. Slunce ve vnějšíčásti cca 8,5 kpc od středu Galaxie obíhá po kužnici v = 0 km/s. Galaxie se skládá z několika spiálních amen, kteá mají větší hustotu hmoty (stále tam vznikají hvězdy) než posto mezi nimi. Mezi hvězdami je mezihvězdná látka velmi malá hustota ( atom na cm 3 ) ale její mnoho tvoří polovinu hmotnosti všech hvězd. V učitých oblastech mezihvězdného postou látka zhuštěná mezihvězdná oblaka mohou se v nich odit nové hvězdy. 9

10 Pokud jsou mezi hvězdná oblaka osvětlené (světlem blízkých hvězd), pozoujeme mlhoviny. Pokud nejsou osvětlené zastiňují světlo ze vzdálených hvězd pozoujeme tmavá místa bez hvězd. Na Zem dopadají hlavně nabitéčástice (p +, jáda He), kteá přicházejí z mezihvězdného postou kosmické záření (není dosud vysvětleno, kde tytočástice beou svou obovskou enegii) Galaktické jádo - okolí středu galaxie velká hustota hvězd i mezihvězdné látky. Galaktické halo koule, ve kteé je celý galaktický disk a všechny hvězdokupu (půmě cca 50 kpc) Kulové hvězdokupy Patří ke Galaxii, ale neleží v galaktickém disku. Seskupení až miliónů hvězd, kteé se přitahují. V Galaxii je jich známo asi 00. Všechny vznikly z jednoho oblaku stejné složení a stáří Podle výpočtů z oběhu vzdálených hvězd je hmotnost galaxie mnohem větší než hmotnost veškeé látky, kteou pozoujeme existence tzv. skyté hmoty, kteou nevidíme (např. vyhaslé hvězdy, tělesa velikosti Jupitea,čené díy, neznámé element.částice) Jiné galaxie Na obloze viditelné jako malé obláčky mlhovinysloženy z biliónů hvězd. Spiální, eliptické, nepavidelné Vzdálenosti galaxií pomocí cefeidů = peiodicky se zjasňují a pohasínají z délky pulzu lze učit vzdálenost. Nejbližší Velké a Malé mačno Magallanovo Galaxie se seskupují ve skupiny, kupy galaxií a nadmuly galaxií Skupina desítkyčlenů galaxie náleží skupině 30-ti galaxií Kupy tisícečlenů Nadkupy statisícečlenů Podle ychlosti, kteou galaxie v kupách obíhají lze učit gavitační sílu a hmotnost kupy ta je mnohem větší než součet hmotností hvězd ve vesmíu skytá hmota Zkoumáme-li vesmí v malé oblasti, je nehomogenní (oblasti s množstvím hvězd a velká pázdná místa). V oblastech o ozměech 00 Mpc vesmí je již homogenní = kosmologický pincip ROZPÍNÁNÍ VESMÍRU Všechny galaxie se od nás vzdalují, čím jsou dále, tím větší ychlostí (to bychom pozoovali ze všech galaxií) (MODEL nafukujeme míčod každého bodu se všechny vzdalují) Čím je galaxie dál, tím je větší udý posuv v jejím spektu (udý posuv posun vlnových délek směem k delším díky Doppleovu efektu) 0

11 Hubbleův vztah v = H., kde v ychlost vzdalování objektu, ve vzdálenosti a H Hubbleova [hablova] konstanta: H = (75 ± 5) km.s -.Mpc - Kvazay malá namodalá hvězdička; ve spektu mimořádně velký čevený posuv vzdalují se obovskou ychlostí nejvzdálenější hvězdy mají obovský zářivý výkon; někteé lze pozoovat zdvojené tzv. gavitačníčočkou Země Pincip gavitačníčočky galaxie (hmotný objekt zakřivuje světlo) Q Q Q VÝVOJ VESMÍRU Velký třesk = vznik vesmíu (dle Hubbleovy konstanty a ozpínání vesmíu před 0 až 0 miliadami let) Na Zemi i těžké pvky před 5 mld. lety vznikla z meziplanetání hmoty, kteá zbyla po výbuchu supenovy (tak vznikly pvky těžší než Fe) stáří vesmíu až 7 mld. let Chvíle Velkého třesku Obovská teplotap + se volně mění na n 0 a naopak sekunda po VT Teplota klesla na 0 0 K již dochází jen k přeměně n 0 p + a při sážkách vznikají jáda těžkého vodíku (p + + n 0 ) a helia (p + + n 0 )vznik těchto jade tval asi 4 minuty 0,5 mil. let po VT Teplota již klesla tak, že ionty se spojují s e a vznikají atomy. Začínají vznikat galaxie a pvní hvězdy (ty z H a He) BUDOUCNOST VESMÍRU Bude se vesmí ozpínat stále nebo se jeho ozpínání zastaví??? Je-li půměná hustota hmoty ve vesmíu menší než kitická hustota ρ kit gavitační působení nezastaví nikdy ozpínání. Po ρ > ρkitozpínání přejde ve smšťování a vše skončí obovským kolapsem. Zatím to vypadá, že ρ je 0x menší než ρkit, ale ve vesmíu je i tzv. skytá hmota, takže Bůh ví, jak to vše dopadne!

12 Příklady ze sbíky: 30/ e = 400 W, = AU, = 0,5 AU, S = m a) L e e = = e = e S S e = 400 ( 0,5) = e = 5600W b) poloviční 700 W 30/3 A, p, ep, ea =? SA = Sp = m p π A A = 4 p p ea = ep A L = 4 π 30/6 = 47 ly = 45 pc (pc = 3,6 ly) { } = π = = 45 = 0,00" { dosadit pc π} dosadit úhl. " 3/ 3,47 ea =,4.0 (,5) = 30 W RA = 64 RS, Tef = 3300 K (LS = 3, W; RS = 6, m) L = S. M = R σt 4 = (64RS) σ =,7.0 9 W 3/6 L = 3, W E = m c L t E = L t m = m = 3, kg c den