Multimediaexpo.cz je již 18 let na českém internetu !!
Wolf-Rayetova hvězda
Z Multimediaexpo.cz
m (Nahrazení textu „<math>“ textem „<big>\(“) |
m (Nahrazení textu „</math>“ textem „\)</big>“) |
||
| Řádka 9: | Řádka 9: | ||
Obecně platí, že pokud u velmi horkých hvězd vyhoří v jádru hvězdy [[vodík]], začne hvězda spalovat [[helium]] na [[uhlík]]. [[Konvektivní zóna]] zasahuje do blízkosti jádra a dochází tak k proměšování hmoty v jádře a na povrchu. Proto je uhlík intenzivně vynášen do atmosféry hvězdy a lze jej pozorovat ve spektru. | Obecně platí, že pokud u velmi horkých hvězd vyhoří v jádru hvězdy [[vodík]], začne hvězda spalovat [[helium]] na [[uhlík]]. [[Konvektivní zóna]] zasahuje do blízkosti jádra a dochází tak k proměšování hmoty v jádře a na povrchu. Proto je uhlík intenzivně vynášen do atmosféry hvězdy a lze jej pozorovat ve spektru. | ||
Po vyhoření hělia začne hvězda spalovat uhlík na neon a postupně dále až k železu. Při tom trvá jenom stovky let, než je uhlík přeměněn až v železo. | Po vyhoření hělia začne hvězda spalovat uhlík na neon a postupně dále až k železu. Při tom trvá jenom stovky let, než je uhlík přeměněn až v železo. | ||
| - | Wolfovy-Rayetovy hvězdy velmi intenzivně odvrhují hmotu do okolního vesmíru (řádově <big>\(10^{-5}</ | + | Wolfovy-Rayetovy hvězdy velmi intenzivně odvrhují hmotu do okolního vesmíru (řádově <big>\(10^{-5}\)</big> hmotnosti Slunce za [[rok]]), vlivem čehož vznikají v jejich okolí [[emisní mlhovina|emisní mlhoviny]]. |
Wolf-Rayetovy hvězdy po ukončení spalování hmoty vybuchují jako [[supernova|supernovy]] nebo (jak se teoreticky předpokládá) také jako [[hypernova|hypernovy]]. Oba způsoby zániku hvězdy výrazně přispívají k obohacení vesmíru o [[těžké prvky]]. | Wolf-Rayetovy hvězdy po ukončení spalování hmoty vybuchují jako [[supernova|supernovy]] nebo (jak se teoreticky předpokládá) také jako [[hypernova|hypernovy]]. Oba způsoby zániku hvězdy výrazně přispívají k obohacení vesmíru o [[těžké prvky]]. | ||
Verze z 14. 8. 2022, 14:54
Wolf-Rayetova hvězda je velmi hmotná hvězda hlavní posloupnosti s velmi vysokou svítivostí a velmi krátkou dobou života (méně než milion let). Její hmotnost se pohybuje v rozsahu 25–60 hmotností Slunce. Její povrchová teplota se pohybuje mezi 25 000 K a 100 000 K, přičemž maximum vyzařování se děje v ultrafialové oblasti. Spektrální třída Wolf-Rayetových hvězd má samostatné označení W (označení vychází z toho, že vlivem vysoké teploty jsou spektrální čáry jednotlivých prvků široké – anglicky Wide).
Typy Wolf-Rayetových hvězd
Wolf-Rayetovy hvězdy jsou dvojího typu podle zastoupení nejvýznamnějšího prvku ve spektru
Tyto třídy odpovídají postupnému vývoji Wolf-Rayetovy hvězdy: hvězdy typu N jsou vývojově mladší než hvězdy typu C.
Stupně vývoje
Obecně platí, že pokud u velmi horkých hvězd vyhoří v jádru hvězdy vodík, začne hvězda spalovat helium na uhlík. Konvektivní zóna zasahuje do blízkosti jádra a dochází tak k proměšování hmoty v jádře a na povrchu. Proto je uhlík intenzivně vynášen do atmosféry hvězdy a lze jej pozorovat ve spektru. Po vyhoření hělia začne hvězda spalovat uhlík na neon a postupně dále až k železu. Při tom trvá jenom stovky let, než je uhlík přeměněn až v železo. Wolfovy-Rayetovy hvězdy velmi intenzivně odvrhují hmotu do okolního vesmíru (řádově \(10^{-5}\) hmotnosti Slunce za rok), vlivem čehož vznikají v jejich okolí emisní mlhoviny. Wolf-Rayetovy hvězdy po ukončení spalování hmoty vybuchují jako supernovy nebo (jak se teoreticky předpokládá) také jako hypernovy. Oba způsoby zániku hvězdy výrazně přispívají k obohacení vesmíru o těžké prvky.
| Náklady na energie a provoz naší encyklopedie prudce vzrostly. Potřebujeme vaši podporu... Kolik ?? To je na Vás. Náš FIO účet — 2500575897 / 2010 |
|---|
| Informace o článku.
Článek je převzat z Wikipedie, otevřené encyklopedie, do které přispívají dobrovolníci z celého světa. |