Jak se vyvíjejí hvězdy?



Podobné dokumenty
Hvězdy se rodí z mezihvězdné látky gravitačním smrštěním. Vlastní gravitací je mezihvězdný oblak stažen do poměrně malého a hustého objektu

B. Hvězdy s větší hmotností spalují termojaderné palivo pomaleji,

Vývoj Slunce v minulosti a budoucnosti

Identifikace vzdělávacího materiálu VY_52_INOVACE_F.9.A.34 EU OP VK

Vývoj hvězd na hlavní posloupnosti


České vysoké učení technické v Praze. Ústav technické a experimentální fyziky. Život hvězd. Karel Smolek

VY_32_INOVACE_06_III./19._HVĚZDY

ABSOLVENTSKÁ PRÁCE ZÁKLADNÍ ŠKOLA, ŠKOLNÍ 24, BYSTRÉ ROČNÍK. Astronomie - hvězdy. Michal Doležal

O původu prvků ve vesmíru

Chemické složení vesmíru

Složení hvězdy. Hvězda - gravitačně vázaný objekt, složený z vysokoteplotního plazmatu; hmotnost 0,08 M ʘ cca 150 M ʘ, ale R136a1 (LMC) má 265 M ʘ

Proč studovat hvězdy? 9. 1 Úvod Energetické úvahy Zjednodušení použitá při konstrukci sférických modelů Model našeho Slunce 15

Fyzické proměnné hvězdy (intrinsic variable star)

Život hvězd. Karel Smolek. Ústav technické a experimentální fyziky, ČVUT

4.4.6 Jádro atomu. Předpoklady: Pomůcky:

VESMÍR. za počátek vesmíru považujeme velký třesk před 13,7 miliardami let. dochází k obrovskému uvolnění energie, která se rozpíná

Gravitační síla v blízkosti hmotných objektů. závěrečná stádia hvězd

vysokoteplotního plazmatu na tokamaku GOLEM

Astronomie Sluneční soustavy I. PřF UP, Olomouc,

1/38 Bouřlivý život hvězdných vysloužilců

Mgr. Jan Ptáčník. Astronomie. Fyzika - kvarta Gymnázium J. V. Jirsíka

Petr Kurfürst Ústav teoretické fyziky a astrofyziky - Masarykova univerzita Brno, 13. ledna 2016

2. Atomové jádro a jeho stabilita

=======================================================================

VESMÍR Hvězdy. Životní cyklus hvězdy

Atomové jádro Elektronový obal elektron (e) záporně proton (p) kladně neutron (n) elektroneutrální

Životní cyklus hvězd

Geochemie endogenních procesů 2. část

Hvězdný vítr. Ústav teoretické fyziky a astrofyziky Masarykova univerzita, Brno

Astrofyzika. 1. Sluneční soustava. Slunce. Sluneční atmosféra. Slunce Slunce planety planetky komety, meteoroidy prach, plyny

Astronomie. Astronomie má nejužší vztah s fyzikou.

Seriál: Hvězdný zvěřinec

Vznik vesmíru (SINGULARITA) CZ.1.07/1.1.00/ Zpracovala: RNDr. Libuše Bartková

Nitro a vývoj hvězd Miroslav Brož, Hvězdárna a planetáriu m Hradec Králové, AÚ MFF UK,

Stavba atomu. Created with novapdf Printer ( Please register to remove this message.

DUM č. 20 v sadě. 12. Fy-3 Průvodce učitele fyziky pro 4. ročník

KATAKLYZMICKÉ UDÁLOSTI. 10. lekce Bára Gregorová a Vašek Glos

Gymnázium Dr. J. Pekaře Mladá Boleslav

6.3.5 Radioaktivita. Předpoklady: Graf závislosti vazebné energie na počtu částic v jádře pro částice z minulé hodiny

Hvězdy a černé díry. Zdeněk Kadeřábek

Vesmír laboratoř extrémních teplot(?)

Přirovnání. Elektrony = obyvatelé panelového domu Kde bydlí paní Kostková? Musíme udat patro a číslo bytu.

Příklady Kosmické záření

Elektronový obal atomu

ATOM. Autor: Mgr. Stanislava Bubíková. Datum (období) tvorby: Ročník: osmý

Jádro se skládá z kladně nabitých protonů a neutrálních neutronů -> nukleony

VZNIK FYZIKY, CHEMIE A BIOLOGIE, ANEB VELKÝ TŘESK ZA VŠECHNO MŮŽE

Železné lijáky, ohnivé smrště. Zdeněk Mikulášek

SBÍRKA ŘEŠENÝCH FYZIKÁLNÍCH ÚLOH

Pulzující proměnné hvězdy. Marek Skarka

Struktura elektronového obalu

Číslo projektu: CZ.1.07/1.4.00/ Název DUM: Model atomu Číslo DUM: III/2/FY/2/2/2 Vzdělávací předmět: Fyzika Tematická oblast: Elektrické a

Protonové číslo Z - udává počet protonů v jádře atomu, píše se jako index vlevo dole ke značce prvku

ATOMOVÁ FYZIKA JADERNÁ FYZIKA

Za hranice současné fyziky

Chemie. Mgr. Petra Drápelová Mgr. Jaroslava Vrbková. Gymnázium, SOŠ a VOŠ Ledeč nad Sázavou

VY_32_INOVACE_08.Fy.9. Slunce

Gymnázium a Střední odborná škola, Rokycany, Mládežníků 1115

Složení látek a chemická vazba Číslo variace: 1

Všechny galaxie vysílají určité množství elektromagnetického záření. Některé vyzařují velké množství záření a nazývají se aktivní.

VESMÍR. Mléční dráha. Sluneční soustava a její objekty. Planeta Země jedinečnost života. Životní prostředí na Zemi

Kam kráčí současná fyzika

Temná nebo světlá budoucnost Slunce? Zdeněk Mikulášek

Typy galaxií. spirály a obláčky

Úvod do moderní fyziky. lekce 3 stavba a struktura atomu

Přírodopis 9. Naše Země ve vesmíru. Mgr. Jan Souček. 2. hodina

8.1 Elektronový obal atomu

Přednášky z lékařské biofyziky Biofyzikální ústav Lékařské fakulty Masarykovy univerzity, Brno

POKUSY VEDOUCÍ KE KVANTOVÉ MECHANICE III

ATOM VÝVOJ PŘEDSTAV O SLOŽENÍ A STRUKTUŘE ATOMU

Fotoelektrický jev je uvolňování elektronů z látky vlivem dopadu světelného záření.

Einsteinových. podle množství. dá snadno určit osud vesmíru tři možné varianty

NAŠE ZEMĚ VE VESMÍRU Zamysli se nad těmito otázkami

Hvězdný diagram. statistika nuda je, má však cenné údaje. náhodný vzorek skupina osob. obdobně i ve světě hvězd!

Hvězdný diagram. statistika nuda je, má však cenné údaje. obdobně i ve světě hvězd! náhodný vzorek skupina osob. sportovci na ZOH 2018

Atomové jádro, elektronový obal

dvojí povaha světla Střední škola informatiky, elektrotechniky a řemesel Rožnov pod Radhoštěm Název školy Předmět/modul (ŠVP) Vytvořeno listopad 2012

Fyzikální vzdělávání. 1. ročník. Učební obor: Kuchař číšník Kadeřník. Implementace ICT do výuky č. CZ.1.07/1.1.02/ GG OP VK

2. ATOM. Dualismus částic: - elektron se chová jako hmotná částice, ale také jako vlnění

Vlastnosti atomových jader Radioaktivita. Jaderné reakce. Jaderná energetika

ZÁŘENÍ V ASTROFYZICE

Batse rozložení gama záblesků gama záblesků detekovaných družicí BATSE v letech Rozložení je isotropní.

Miroslav Veverka: Evoluce svým vlastním tvůrcem

VY_32_INOVACE_FY.20 VESMÍR II.

Co je vesmír? SVĚTELNÉ ROKY

postaven náš svět CERN

Látkové množství. 6, atomů C. Přípravný kurz Chemie 07. n = N. Doporučená literatura. Látkové množství n. Avogadrova konstanta N A

Mezihvězdná hmota I. Mezihvězdný prostor není prázdný a je vyplněn mezihvězdnou látkou v různých podobách

eh_ Pane Wágner ( )

8.STAVBA ATOMU ELEKTRONOVÝ OBAL

ATOMOVÉ JÁDRO. Nucleus Složení: Proton. Neutron 1 0 n částice bez náboje Proton + neutron = NUKLEON PROTONOVÉ číslo: celkový počet nukleonů v jádře

FYZIKA ATOMOVÉHO JÁDRA

Moravské gymnázium Brno s.r.o. RNDr. Miroslav Štefan

Hvězdný diagram. statistika nuda je, má však cenné údaje. náhodný vzorek skupina osob. obdobně i ve světě hvězd!

KINETICKÁ TEORIE STAVBY LÁTEK

Sluneční soustava je součástí galaxie známé také pod názvem Mléčná dráha. Planety ve sluneční soustavě obíhají po eliptických drahách kolem Slunce.

Úvod do moderní fyziky. lekce 7 vznik a vývoj vesmíru

Transkript:

Jak se vyvíjejí hvězdy? tlak a teplota normální plyny degenerované plyny osud Slunce fáze červeného obra oblast horizontálního ramena oblast asymptotického ramena obrů planetární mlhovina bílý trpaslík

Normální plyn tlak je silou, kterou uplatňují atomy plynu teplota říká, jak rychle se atomy v plynu pohybují teplejší atomy rychlejší vyšší tlak chladnější atomy pomalejší nižší tlak vyrovnání tlaku a gravitace brání hvězdám se dále smršťovat

Degenerovaný plyn obrovská hustota pohyb atomů nezpůsoben kinetickou energií, jde o kvantově-mechanický pohyb tlak nezávisí na teplotě bývá nalézán v jádrech hvězd

Fermiho vylučovací princip žádné dva elektrony nemůžou pobývat ve stejném kvantovém stavu kvantový stav = energetická hladina + spin spin elektronu = nebo

Elektronové hladiny A/ možné vzdálenosti elektronů v atomu vodíku B/ energetické hladiny v atomu vodíku jen dva elektrony můžou být na stejné energetické hladině

Energie elektronů jen dva elektrony obsazují stejnou energetickou hladinu v degenerovaném plynu jsou všechny nízké energetické hladiny obsazeny elektrony mají energii, a proto se pohybují a vyvolávají tlak, i když je nulová teplota

Která možnost popisuje klíčový rozdíl mezi tlakem normálního a degenerovaného plynu? 1. Degenerovaný tlak existuje nezávisle na hmotě. 2. Tlak degenerovaného plynu se velmi mění v čase. 3. V degenerovaném plynu nezávisí tlak na teplotě. 4. V degenerovaném plynu nezávisí tlak na hustotě.

Osud Slunce Jak se bude Slunce vyvíjet v čase? Jaký bude jeho případný osud?

Struktura Slunce jádro zde probíhá jaderné slučování obálka díky své gravitaci udržuje jádro horké a husté

Vývoj na hlavní posloupnosti jádro začíná se stejným množstvím vodíku jako zbytek hvězdy fúze mění H He jádro se smršťuje a Slunce se ohřívá a více září

Postupné změny na Slunci Now 40% brighter, 6% larger, 5% hotter

Vývoj na hlavní posloupnosti fúze mění H He jádro vyčerpává H nakonec není dostatek H k udržení pro tvorbu energie v jádře jádro se začíná hroutit

Fáze červeného obra He jádro bez jaderných reakcí gravitační smršťování vytváří energii H vrstva jaderné slučování obálka expanduje v důsledku vzrůstu produkce energie chladne kvůli zvětšujícímu se povrchu

Fáze červeného obra na Slunci Země Nyní: horké jádro + teplý povrch; malá velikost Země Budoucnost: velmi horké jádro + chladný povrch. Velká velikost, ale méně hmoty, velmi jasné.

HR diagram teplota (K) obři hlavní posloupnost bílí trpaslíci spektrální třída fáze červeného obra začíná, když jádro má jen hélium jasnost abs. hvězdná velikost nadobři

Hvězdy přejde do fáze obra, když: 1. sní tři magické fazole, 2. jádro se stane héliovým a zastaví se jaderná fúze, 3. začne v jádře fúze, 4. jádro se stane héliovým a všechny fúze v celé hvězdě se zastaví.

Rozbitý termostat smršťováním jádra začne fáze přeměny H na He v obálce okolo jádra jasnost vzroste v důsledku rozbitého termostatu jádra nárůst fúze vrstvy obalující jádro ho nezastaví před smršťováním

Fúze hélia energie fúze hélia nezačne ihned, potřebuje vyšší teplotu než fúze vodíku fúze dvou jader hélia nepracuje, pokračuje se tedy skládáním tří He jader na uhlík

Héliový záblesk He jádro nakonec je jádro tak horké, že začne fúze He na C teplota totiž vzroste na 300 milliónů K a v této fázi dojde k záblesku, kdy se velká část hélia zapálí záblesk není vidět, je uvnitř Slunce H vrstva obálka

Movement on HR diagram

Pohyb v HR diagramu planetární mlhovina jasnost asymptotické rameno obrů bílý trpaslík horizontální rameno hlavní posloupnost teplota (K) červený obr před-hlavní posloupnost

Héliový záblesk He jádro nakonec jádro spaluje He na C hélium v jádře má velkou hustotu stane se degenerovaným plynem H vrstva obálka

Červený obr po zazěhnutí hélia He spalující jádro fúze tvoří C, O na He bohaté jádro bez fúze H spalující vrstva fúze H na He obálka expanduje kvůli vzrůstu energetické produkce

Slunce přejde na horinzální rameno Slunce spaluje He na C a O Slunce je teplejší a menší A co se stane dále?

Co se stane poté, kdy jádro hvězdy přestane mít hélium? hvězda exploduje začne fúze uhlíku jádro se začne ochlazovat hélium fúzuje ve vrstvě kolem jádra

Zastavení spalování hélia v jádře H stále fúzuje He spalování v termálních pulzech jádro degenerováno

Slunce přechází na asymptotické rameno obrů (AGB)

Slunce ztrácí hmotu větry tvoří se planetární mlhovina vrstvy za jádrem (C, O) jsou obklopeny vrstvou vodíku vodík stále fúzuje

Planetary nebula

Planetary nebula

Planetary nebula

Když je na horizontálním rameni, hvězda podobná Slunci 1. 2. 3. 4. spaluje H v jádře, spaluje He v jádře, spaluje C a O v jádře, spaluje He v okolí jádra.

Bílý trpaslík hvězda spálí zbytek vodíku zbývá degenerované jádro O a C bílý trpaslík chladne, ale kvůli degenerovanému jádru se nesmršťuje bez energie z fúze, bez energie z gravitačního smršťování bílý trpaslík jen pomalu přestává svítit

planetární mlhovina jasnost asymptotické rameno obrů bílý trpaslík horizontální rameno hlavní posloupnost teplota (K) červený obr před-hlavní posloupnost

Time line for Sun s evolution

V jakém pořadí bude hvězda podobná Slunci postupovat jednotlivými fázemi vývoje? 1. planetární mlhovina, hvězda hlavní posloupnosti, bílý trpaslík, černá díra 2. protohvězda, hvězda hlavní posloupnosti, planetární mlhovina, bílý trpaslík 3. protohvězda, červený obr, supernova, planetární mlhovina 4. protohvězda, červený obr, supernova, černá díra

Smrt hvězd Konečný vývoj Slunce Určování stáří hvězdokup Vývoj hmotnějších hvězd Odkud jsou prvky vašeho těla?

Hmotnější protohvězdy se smršťují rychleji Hotter

Hmotnější hvězdy jsou kratší dobu na hlavní posloupnosti

Určování stáří hvězdokupy představme si hvězdokupu hvězdy jsou tak vytvořeny ve stejný čas, ale každá má jinou hmotnost díky znalostem z evoluce hvězd lze určit stáří takového útvaru...

Bod obratu určuje stáří hvězdokupy

HR diagram hvězdokupy obsahuje hvězdy typů A až K na hlavní posloupnosti a hvězdy typů O až B na rameni obrů. Jaké je přibližné stáří hvězdokupy? 1. 2. 3. 4. 1 Myr 10 Myr 100 Myr 1 Gyr

Hvězdy těžší než Slunce nemají héliový záblesk

Procesy v jádře jdou i za hélium 1. spalování H: 10 Myr 2. spalování He: 1 Myr 3. spalování C: 1000 yrs 4. spalování Ne: ~10 yrs 5. spalování O: ~1 yr 6. spalování Si: ~1 d nakonec vznikne inertní železné jádro

Víceobálkové spalování

Proč končí fúze u železa?

tvorba dalších prvků jako jsou Si, S, Ca, Fe

Výbuch supernovy úbytek tlaku v jádře je způsoben kominací elektronů a protonů za vzniku neutronů a neutrin neutrony kolidují do středu, tvoří se neutronová hvězda

Kolaps jádra jádro železa je degenerováno jádro narůstá, až neudrží svou hmotu jádro kolabuje, vzrůstá hustota, normální jádra železa jsou přeměněna na neutrony za současné emise neutrin kolaps jádra se zastaví, neutronová hvězda je zformována zbytek hvězdy se hroutí k jádru, ale odmrští se od vytvořené neutronové hvězdy (a je odhozeno neutriny)

Výbuch supernovy

Crab nebula

Cas A

V roce 1987 jsme měli šanci vidět blízkou smrt masivní hvězdy

Neutrina z SN1987A

Odkud pocházejí prvky vašeho těla? Hvězdy velkosti Slunce produkují prvky až do uhlíku a kyslíku tyto jsou součástí planetární mlhoviny a jsou recyklovány v nové hvězdy a planety Supernova produkuje všechny těžší prvky prvky až do železa fúzí těžší prvky se tvoří interakcemi neutronů a neutrin s jádry při výbuchu supernovy

energie a neutrony vzniklé při výbuchu supernovy vytvářejí vyšší prvky, včetně Au a U

Opakování Jaké fáze obsahuje život hvězdy podobné Slunci? Jak se liší vývoj hmotnější hvězdy než hvězdy hmotnosti Slunce? Jak se dá určit stáří hvězdokupy? Proč fúze končí u železa? Jak se vytvářejí prvky těžší než železo?

http://astro.physics.uiowa.edu/~kaaret/genastro07s