Hvězda

Tento článek pojednává o astronomii. Další významy jsou uvedeny v článku hvězda (rozcestník). Průřez hvězdou typu rudého obra Hvězda je kosmický objekt takové hmotnosti, že v něm vzplanula termonukleární reakce. Hvězdy mají téměř kulovitý tvar (musíme dbát i na ...

Charakteristické veličiny

Většina fyzikálních veličin se u hvězd vyjadřuje v jednotkách vztažených ke Slunci. Takové jednotky se označují astronomickým symbolem Slunce, např. (hmotnost) nebo velkým S na místě dolního indexu. Nejdůležitějším parametrem je hmotnost (značka M, rozměr kg). Hmotnostní rozmezí ...

Vznik hvězdy

Hlavní článek: Mlhovinová hypotéza Hvězdy vznikají z oblaků mezihvězdné hmoty. Na počátku je nehomogenita (zhuštění), která se začne vlivem gravitace smršťovat. Pro vznik hvězd jsou důležité procesy, které mohou způsobit náhlé zhuštění látky, například blízký výbuch ...

Zánik hvězdy

Po spotřebování značné části vodíku v jádře se rovnováha poruší a hvězda se začne opět smršťovat a teplota a tlak dále rostou. Další osud hvězdy závisí na její hmotnosti. U málo hmotných hvězd jako červení trpaslíci k zahájení další reakce nedojde a hvězda po stovky ...

Červení obři a bílí trpaslíci

Dokud hvězda mění ve svém jádře vodík na helium, nemění se její vnější vzhled. Když však spalování končí, její vzhled se mění dramaticky, a to tak, že se její vnější vrstvy vzdouvají a expandují. Jádro se smršťuje a zahřívá, až započne spalování helia. Protože ...

Rudého obra

Červený obr Betelgeuse (Hubbleovým dalekohledem). Červený obr (též rudý obr) je dosti zářivá hvězda, která se nachází v pozdní fázi svého hvězdného vývoje - ve svém jádru již přeměnila většinu vodíku na helium. Následkem dalších pochodů uvnitř hvězdy dochází k rozepnutí ...

Slunci

Slunce je hvězda hlavní posloupnosti, spektrální třídy G2V. patřící do třídy svítivosti V. Obíhá okolo středu Mléčné dráhy ve vzdálenosti od 25 000 do 28 000 světelných let. Oběh trvá přibližně 226 milionů let. Tvoří centrum sluneční soustavy, od Země je vzdálená ...

Hmotnost

Hmotnost je vlastnost hmoty, která vyjadřuje míru setrvačných účinků či míru gravitačních účinků hmoty. Tato ekvivalence setrvačných a gravitačních sil je postulována obecnou teorií relativity a je s velkou přesností experimentálně ověřena). Hmotnost je obdobná charakteristika ...

MS

Sluneční hmotnost () je v astronomii základní jednotkou pro vyjádření hmotností hvězd a jejich systémů (galaxií, hvězdokup, planetárních mlhovin, apod.). Je to hmotnost látky, z níž se skládá Slunce: Hmotnost Slunce je přibližně 333 000 hmotností Země. Hmotnost ...

Mlhovinová hypotéza

Oblast tvorby nových hvězd, označovaná jako N11B, na snímku z Hubblova vesmírného dalekohledu Mlhovinová hypotéza (též nebulární hypotéza) je v současné době nejrozšířenější hypotézou vysvětlující vznik hvězd a kolem nich obíhajících planetárních soustav. ...

Supernovy

Zbytky Keplerovy supernovy, SN 1604. Další významy jsou uvedeny v článku Supernova (rozcestník). Termín supernova se vztahuje k několika typům hvězdných explozí, kterými vznikají extrémně jasné objekty složené z plazmatu, jejichž jasnost posléze v průběhu týdnů či měsíců ...

Termonukleární reakce

Schematické znázornění fúze jádra tritia a deuteria Termonukleární reakce či termojaderná fúze je proces, při kterém dochází ke sloučení atomových jader (jaderné fúzi) za pomoci vysoké teploty či tlaku. Během termojaderné reakce se uvolňuje velké množství energie, která ...

červení trpaslíci

Další významy jsou uvedeny v článku Červený trpaslík (rozcestník). Červený trpaslík je malá a relativně chladná hvězda, na Hertzsprungově-Russellově diagramu se nachází na hlavní posloupnosti pozdního spektrálního typu K případně M. Tato definice pokrývá obrovské množství ...

Uhlík

Uhlík Značka a latinský název C, Carboneum Stabilní izotopy 12, 13 Relativní atomová hmotnost 12, 01115(4) amu Elektronová konfigurace 1s 2s 2p Skupenství Pevné Teplota tání 3527 °C (3800 K) Teplota varu 4027 °C (4300 K) Elektronegativita (Pauling) 2, 58 Hustota 2, ...

Rudý obr

Červený obr Betelgeuse (Hubbleovým dalekohledem). Červený obr (též rudý obr) je dosti zářivá hvězda, která se nachází v pozdní fázi svého hvězdného vývoje - ve svém jádru již přeměnila většinu vodíku na helium. Následkem dalších pochodů uvnitř hvězdy dochází k rozepnutí ...

Termonukleární syntéza

Schematické znázornění fúze jádra tritia a deuteria Termonukleární reakce či termojaderná fúze je proces, při kterém dochází ke sloučení atomových jader (jaderné fúzi) za pomoci vysoké teploty či tlaku. Během termojaderné reakce se uvolňuje velké množství energie, která ...

Vodíku

Vodík → Helium H Li • 1s 1 H 1 • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • ...

Hélium

Helium → Lithium H Li • 1s 4 He 2 • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • ...

Spektrální třídy

Spektrální klasifikace je klasifikace hvězd založená na teplotě fotosféry a jí příslušících spektrálních charakteristikách. Teplota hvězd může být klasifikována na základě Wienova posunovacího zákona, což je však nepřesné u vzdálených hvězd. Hvězdná spektroskopie umožňuje ...

Slunce

Slunce je hvězda hlavní posloupnosti, spektrální třídy G2V. patřící do třídy svítivosti V. Obíhá okolo středu Mléčné dráhy ve vzdálenosti od 25 000 do 28 000 světelných let. Oběh trvá přibližně 226 milionů let. Tvoří centrum sluneční soustavy, od Země je vzdálená ...

Zpravodajství
díky, wikipedie! podporujeme stroke.cz podporujeme google.cz