- 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 masivních těsných dvojhvězd
Tato kapitola popisuje vývoj dvojhvězdy, jejíž složky mají hmotnosti 20 a 8 hmotností Slunce. Jsou to masivní hvězdy, jejichž doba života se počítá v desítkách milionů let.
 |
| JPG Vysoké rozlišení |
| AVI Animace soustavy (0,7MB) |
Primární hvězda rychleji spaluje své palivo a dříve se dostane do stádia velebobra. Díky většímu poloměru vyplní svůj Rocheův lalok a její hmota přetéká přes librační bod L1 na sekundární složku.
 |
| JPG Vysoké rozlišení |
| AVI Animace soustavy (0,9MB) |
Neustálým přetokem zůstane z hmotnější hvězdy pouze její heliové jádro o hmotnosti přibližně 5 hmotností Slunce. Díky jeho kompaktnosti se ho děje, odehrávající se ve svrchních vrstvách nedotknou a bude se vyvíjet tak, jako by měla stále svoji počáteční hmotnost. V jejím jádru se budou postupně zapalovat další reakce a na konci svého života vybuchne jako supernova I. typu a zůstane po ní zbytek ve formě neutronové hvězdy. Při větší hmotnosti se může zhroutit i do černé díry.
 |
| JPG Vysoké rozlišení |
| AVI Animace soustavy (0,7MB) |
Původně méně hmotná hvězda vyčerpala hmotu z druhé složky, stala se primární složkou a její hmotnost může být dokonce ještě větší, než byla původní hmotnost primární složky. Jak ve svém vývoji pokračuje, zapalují se v jejím jádře další a další reakce a hvězda zvětšuje svůj poloměr. Vyplňuje Rocheův lalok a její hmota přetéká zpět na druhou složku. Hmota přetéká buď přes bod L1, nebo se její část může dostat na neutronovou hvězdu také v podobě silného hvězdného větru, proudu částic, který vyzařuje hmotná hvězda. Hvězdný vítr může být tak silný, že zahalí obě hvězdy do jedné obálky a tento objekt je pak pozorovatelný jako jedna hvězda. Její zvláštností jsou emisní i absorpční čáry v jejím spektru. Hvězdy v tomto stádiu se označují jako Wolfovy–Rayetovy hvězdy.
 |
| JPG Vysoké rozlišení |
| AVI Animace soustavy (0,9MB) |
Látka, která přetéká na druhou složku, nedopadá na povrch neutronové hvězdy přímo, ale vytváří akreční disk. Látka v akrečním disku obíhá okolo neutronové hvězdy a pomalu na ní padá. Akreovaný plyn se zahřívá na teplotu milionů kelvinů a září převážně v rentgenovém oboru spektra. Takovým soustavám se říká rentgenové dvojhvězdy. Rozličné konfigurace zhroucené složky a její průvodkyně v podvojné soustavě dávají bezpočet variant neobvyklých projevů neutronových hvězd v podobě rentgenových pulzarů, zábleskových zdrojů, přechodných rentgenových zdrojů, rentgenových nov, zdrojů záblesků měkkého i tvrdého záření gama.
Podobně se projevují i černé díry nacházející se v interagující dvojhvězdě. Zde přetéká část hmoty normální složky na zhroucený objekt, a to buď prostřednictvím hvězdného větru nebo přímým přetokem v případě, kdy objem vyvíjející se hvězdy vyplní Rocheův lalok. Zvláště v tomto případě nese s sebou přetékající látka značný moment hybnosti. Podle zákona zachování momentu hybnosti nepadá látka přímo na černou díru, ale vytváří kolem ní mohutný plochý rotující disk. Vlivem tření se v akrečním disku přenáší moment hybnosti směrem od hvězdy, což umožňuje vnitřním částicím disku sestupovat stále níže k černé díře, dokud se nedostanou na nestabilní trajektorie, po nichž nezadržitelně padají do jícnu černé díry. Při těchto procesech se uvolňuje obrovské množství energie, která nahřívá vnitřní části akrečního disku na teploty řádově milionů kelvinů. Látka má podobu vysoce ionizovaného plazmatu, kde důležitou roli hraje magnetické pole. Vnitřek akrečního disku září jako rentgenový zdroj.
 |
| JPG Vysoké rozlišení |
| AVI Animace soustavy (1,3MB) |
Po odvrhnutí vodíkové slupky zůstane i z druhé hvězdy jen její heliové jádro. Tato heliová hvězda se také bude vyvíjet normálně a i její život skončí výbuchem supernovy I. typu.
 |
| JPG Vysoké rozlišení |
| AVI Animace soustavy (1,1MB) |
Další vývoj soustavy záleží na momentu hybnosti soustavy. Je-li malý, hvězdy se k sobě začnou přibližovat a nakonec splynou v jednu neutronovou hvězdu nebo černou díru (to závisí na součtu jejich hmotností).
 |
| JPG Vysoké rozlišení |
| AVI Animace soustavy (1,2MB) |
Při velkém momentu hybnosti se objekty začnou naopak vzdalovat a soustava dvojhvězdy tak přestává existovat. Každá složka se bude dále vyvíjet jako osamocená hvězda.
 |
| JPG Vysoké rozlišení |
| AVI Animace soustavy (1,3MB) |
Všechny animace jsou komprimovány pomocí DivX kodeku, který si můžete zdarma stáhnout na divx.com.
