- ZŠ - základní škola(vhodné pro žáky základních škol)
- SŠ - střední škola(vhodné pro studenty středních škol)
- VŠ - vysoká škola(rozšířené informace pro studenty vysokých škol)
- bez omezení
Tato funkce je na stránkách Astronomia nová a texty zatím nejsou označené obtížností...
- z celého projektu (Hvězdy)
Bude zobrazeno max. 10 otázek se čtyřmi odpověďmi, z nichž je právě jedna správná.
Tato funkce je na stránkách Astronomia nová, testové otázky jsou přidávány postupně...
Vývoj těsných dvojhvězd středních hmotností
V následující kapitole je popsán vývoj typické soustavy dvou hvězd středních hmotností (obě složky do 10 hmotností Slunce).
Levá hvězda má vyšší hmotnost než pravá. Její zářivý výkon bude větší a i její vývoj bude rychlejší.
 |
| JPG Vysoké rozlišení |
| AVI Animace soustavy (0,7MB) |
Když hmotnější hvězda spálí veškerý svůj vodík, začne zvětšovat svůj poloměr a dostane se do stádia rudého obra. Hmota a tvar hvězdy se bude řídit ekvipotenciálními plochami gravitačního pole a bude vyplňovat svůj Rocheův lalok. Hmota bude z hvězdy unikat v podobě hvězdného větru, ale po vyplnění Rocheova laloku začne hmota z rudého obra hvězdy přecházet na méně hmotnou hvězdu. Hmota unikající (přetékající) přes Rocheův lalok začne kolem méně hmotné hvězdy vytvářet akreční disk, po spirále se bude přibližovat k jejímu povrchu a dopadat do jejích rovníkových oblastí. V akrečním disku hmota ztrácí energii turbulencí, třením a vyzařováním.
 |
| JPG Vysoké rozlišení |
| AVI Animace soustavy (0,8MB) |
Hmota dopadající na méně hmotnou hvězdu začne zvětšovat její hmotnost a také poloměr jejího Rocheova laloku, takže na ni přetéká další hmota z rudého obra. Kromě toho může rudý obr dále zvětšovat svůj poloměr tím, jak se v jeho nitru zapalují stále nové a nové reakce těžších prvků.
 |
| JPG Vysoké rozlišení |
| AVI Animace soustavy (0,9MB) |
Nízká počáteční hmotnost rudého obra nakonec způsobí, že se jeho jádro nezhroutí do neutronové hvězdy, ale po ustání všech jaderných reakcí odvrhne vnější vrstvy a v jeho centru zbyde bílý trpaslík. Část jeho hmoty unikne do okolního prostoru ve formě planetární mlhoviny a zbytek přejde na druhou složku s menší počáteční hmotností. Důvodem je rychlost odhození obálky, kdy gravitace méně hmotné hvězdy nestačí na její zachycení.
 |
| JPG Vysoké rozlišení |
| AVI Animace soustavy (0,7MB) |
Nyní se situace obrátila a zatímco po původně hmotnější hvězdě zbyl jen bílý trpaslík s maximální hmotností 1,44 hmotnosti Slunce, původně méně hmotná hvězda stačila ze svého většího průvodce odčerpat dostatek hmoty na to, aby její hmotnost byla srovnatelná s počáteční hmotností první hvězdy. Vývoj hmotnější hvězdy je podobný jako u jejího souputníka. Hvězda přejde do stádia rudého obra, a při každém dalším zvětšení poloměru bude hmota přetékat zpět na levou složku, nyní ve stádiu bílého trpaslíka.
 |
| JPG Vysoké rozlišení |
| AVI Animace soustavy (0,8MB) |
V tuto chvíli mohou nastat dvě možnosti.
Hmota z rudého obra se bude usazovat na povrchu bílého trpaslíka. Pokud bude jeho počáteční hmotnost blízká Chandrasekharově mezi (1,44 hmotnosti Slunce), může dojít k jejímu překročení a bílý trpaslík se gravitačně zhroutí do neutronové hvězdy.
 |
| JPG Vysoké rozlišení |
| AVI Animace soustavy (1,2MB) |
Nebo pokud bude hmotnost bílého trpaslíka menší, hmota se na jeho povrchu bude usazovat a po překročení kritické hmotnosti dojde ve vrstvě usazené hmoty k zapálení termojaderné reakce a bílý trpaslík vybuchne jako nova. Jelikož výbuch novy trpaslíka nezničí, může po usazení nové vrstvy trpaslík vybuchnout znovu. Více informací o novách najdete v sekci Proměnné hvězdy.
 |
| JPG Vysoké rozlišení |
| AVI Animace soustavy (1,2MB) |
Všechny animace jsou komprimovány pomocí DivX kodeku, který si můžete zdarma stáhnout na divx.com.
