Fizyka gwiazd Fizyka gwiazd Analiza widmowa w astronomii to badanie widm spektroskopowych gwiazd, które pozwala na uzyskanie informacji o budowie chemicznej i warunkach fizycznych panujących w atmosferze gwiazdy. ...Wikipedia "Analiza widmowa"
Biały karzeł jest to obiekt astronomiczny powstały po "śmierci" mało lub średnio masywnej gwiazdy (poniżej 1,4 masy Słońca), której jądro nie osiągnęło temperatury wystarczającej do zapłonu węgla w reakcjach syntezy termojądrowej. ...Wikipedia "Biały karzeł"
(Brązowy karzeł) Brązowe karły są to obiekty gwiazdopodobne o masie zbyt małej (poniżej 8% masy Słońca - 80 mas Jowisza), by mogły zachodzić w nich reakcje przemiany wodoru w hel, które są głównym źródłem energii gwiazd ciągu głównego. Od gazowych planet odróżnia je to, że często występują same w przestrzeni. Pierwszego brązowego karła zaobserwowano w 1995 roku. Określa się je czasem mianem niewypałów, nieudanych gwiazd bądź superplanet. ...Wikipedia "Brązowy karzeł"
Newtonowski model gwiazdy ...Wikipedia "Budowa gwiazdy"
Błękitny olbrzym (lub niebieski olbrzym) to gwiazda o typie widmowym O lub B należąca do III klasy jasności. ...Wikipedia "Błękitny olbrzym"
Ciag główny na diagramie Hertzsprunga-Russella przedstawia krzywą wokół której zgrupowana jest większość gwiazd. Gwiazdy na niej zgrupowane nazywa się gwiazdami ciągu głównego lub karłami. Najzimniejsze karły to czerwone karły. ...Wikipedia "Ciąg główny"
Cykl protonowy lub protonowo-protonowy (pp) - cykl przemian jąder atomowych, których efektem jest m.in. powstawanie dużych ilości energii. Jest źródłem energii Słońca i innych niezbyt masywnych gwiazd. Zachodzi w jądrach gwiazd o temperaturze od kilku do kilkunastu milionów kelwinów. Odkryty przez Hansa Bethe i Charlesa Critchfielda. ...Wikipedia "Cykl protonowy"
Just shortopedia way
Cykl węglowo-azotowo-tlenowy (CNO) - cykl przemian jąder atomowych, których efektem jest m.in. powstawanie dużych ilości energii. Jest źródłem energii dla masywnych gwiazd, ponieważ może zachodzić tylko w bardzo dużych temperaturach (rzędu 20 milionów kelwinów). ...Wikipedia "Cykl węglowo-azotowo-tlenowy"
Czarny karzeł - końcowy etap życia gwiazd typu naszego słońca. Według obecnie akceptowanych teorii, gwiazda z czerwonego olbrzyma zmienia się w białego karła. Ten z kolei traci w ciągu miliardów lat energię przez emisję światła. Tym samym obniża swoją temperaturę i blask, gdyż nie wytwarza już nowej energii przez reakcje jądrowe. W końcu biały karzeł staje się tak zimny, że przestaje świecić, stając się ten sposób czarnym karłem. ...Wikipedia "Czarny karzeł"
Czerwony karzeł to mała i stosunkowo chłodna gwiazda ciągu głównego późnego typu widmowego K lub M. Ich masa i średnica nie przekracza 1/3 wartości tych wielkości w przypadku Słońca. Temperatura powierzchni wynosi najwyżej 3 500 K. Gwiazdy te emitują niewielkie ilości światła, czasem nawet tylko 1/10 000 ilości światła słonecznego. Z powodu wolnego tempa spalania wodoru, ich szacunkowy czas życia jest bardzo długi i wynosi od dziesiątek miliardów do bilionów lat. W czasie życia czerwonych karłów w ich wnętrzu nigdy nie dochodzi do zapoczątkowania reakcji spalania helu i nie mogąc stać się czerwonymi olbrzymami, gwiazdy te powoli zmniejszają swoją średnicę wypalając cały posiadany zapas wodoru. Niezwykle powolna ewolucja jest przyczyną tego, że jeszcze żaden czerwony karzeł od czasu Wielkiego Wybuchu nie zdążył opuścić ciągu głównego na wykresie Hertzsprunga-Russella. ...Wikipedia "Czerwony karzeł"
Czerwony nadolbrzym jeden z etapów rozwoju gwiazdy, charakteryzujący się dużymi rozmiarami, małą gęstością i niską temperaturą powierzchni. Następuje w chwili wyczerpania się w nich zapasów wodoru. ...Wikipedia "Czerwony nadolbrzym"
Terminem czerwony olbrzym określa się gwiazdy będące na schyłkowym etapie ewolucji. Nazwa pochodzi od ich obserwowanej barwy i dużych rozmiarów. Gwiazda po 'spaleniu' wodoru z jądra zaczyna 'przepalać' wodór położony bliżej jej powierzchni, co powoduje znaczne zwiększenie rozmiarów gwiazdy. Efekt ten ma szereg następstw: zmniejszenie gęstości, temperatury i zmianę barwy w kierunku czerwieni. ...Wikipedia "Czerwony olbrzym"
Diagram Hertzsprunga-Russella (H-R) - wykres klasyfikujący gwiazdy. Został on podany w 1911 r. przez E. Hertzsprunga, a w 1913 r. udoskonalony przez H.N. Russella. ...Wikipedia "Diagram Hertzsprunga-Russella"
Artykuł opisuje ewolucję gwiazd, czyli proces tworzenia, życia i umierania gwiazd. ...Wikipedia "Ewolucja gwiazd"
Fotosfera - widzialna, powierzchniowa warstwa gwiazdy (np. Słońca), emitująca fale elektromagnetyczne w postaci światła widzialnego. Od fotosfery zależy typ widmowy gwiazdy. ...Wikipedia "Fotosfera"
Granica Chandrasekhara (od nazwiska indyjskiego astrofizyka Subramanyana Chandrasekhara) - maksymalna masa białego karła równa około 3 × 1030 kg, czyli 1,44 masy Słońca. ...Wikipedia "Granica Chandrasekhara"
Gwiazda dziwna lub gwiazda kwarkowa jest to hipotetyczny typ gwiazdy zbudowanej z materii dziwnej. Istnienie takiej ultra-gęstej materii jest spekulowane wewnątrz bardzo masywnych gwiazd neutronowych. Modele teoretyczne sugerują, że gdy materia jądrowa w gwieździe (neutrinium - materia jądrowa w równowadze ze względu na słaby rozpad β) znajduje się pod wpływem dostatecznie dużego ciśnienia pochodzącego od grawitacji gwiazdy, zachodzi w niej proces dezintegracji nukleonów do materii kwarkowej. Gwiazda kwarkowa jest grawitacyjnie związanym układem zawierającym plazmę kwarkową w równowadze ze względu na rozpad β (podobnie jak rozpad neutronów w gwieździe neutronowej), w skład której wchodzą kwarki (u,d,s) i gluony. Obecność gluonów opisuje stała B (nazywana stałą worka) oraz zmiana masy kwarków ( masa efektywna). W chromodynamice (QCD) kwarki zyskują w plazmie gluonowo-kwarkowej znaczne masy (mu*=md* ~ 330 M eV/c2, ms* ~ 450 M eV/c2 (masy konstytuentne)). Swobodne kwarki gdy są ekstremalnie blisko siebie ( swoboda asymptotyczna) posiadają niewielkie masy ((mu*=md* ~ 7 M eV/c2, ms* ~ 150 M eV/c2 (masy bieżące)). ...Wikipedia "Gwiazda dziwna"
Gwiazda neutronowa - jest jednym z końcowych etapów ewolucji gwiazdy. Jest to obiekt astronomiczny o niewielkiej średnicy ale o bardzo dużej gęstości. Przy rozmiarach rzędu 10 – 15 km ma masę do 1,4 – 2,5 mas Słońca. Gęstość gwiazdy odpowiada układowi blisko siebie leżących neutronów, może być więc traktowana jako ogromne jądro atomowe ( barionów) utrzymywane w równowadze przez siły grawitacyjne. Gwiazdy neutronowe powstają w wyniku ewolucji gwiazd o dużych masach (~ 8 – 10 mas Słońca). Ich istnienie zostało przewidziane teoretycznie, niezależnie od siebie, w 1938 roku przez Lwa Landau, oraz w 1939 roku przez Walter Baade i Fritz Zwicky (ten ostatni jako pierwszy wysunął takie przypuszczenie już w 1934 roku), wkrótce po eksperymentalnym stwierdzeniu istnienia neutronów. Odkrycie pulsara przez Anthony Hewish i Jocelyn Bell z Uniwersytetu Cambridge w Anglii w 1967 roku potwierdziło istnienie gwiazd neutronowych. ...Wikipedia "Gwiazda neutronowa"
Gwiazdą podwójną nazywamy układ dwóch gwiazd leżących (optycznie lub fizycznie) blisko siebie. ...Wikipedia "Gwiazda podwójna"
Gwiazda typu widmowego B - olbrzymia, jasna, niebiesko-biała, o temperaturze 10 000 - 30 000 K. ...Wikipedia "Gwiazda typu B"
Gwiazdy Wolfa-Rayeta odkryli w 1876 roku francuscy astronomowie Charles Joseph Étienne Wolf i Georges Rayet. Gwiazdy te charakteryzuje występowanie szerokich linii w widmach emisyjnych. Jest ono tłumaczone w ten sposób, że gwiazdy te mają bardzo rozległą i rozrzedzoną powłokę gazową, rozszerzającą się z dużą prędkością (przekraczającą 1000 km/s i dochodzącą nawet do 3000 km/s). Hipoteza ta została sformułowana przez kanadyjskiego astronoma C.S. Bealsa oraz niezależnie od niego amerykańskiego astronoma Menzela. ...Wikipedia "Gwiazda Wolfa-Rayeta"
Gwiazda zmienna zaćmieniowa - gwiazda, która obserwowana na ziemskim niebie wykazuje zmiany w swojej jasności. Zmienność gwiazd tego typu wynika z faktu, iż są one układami najczęściej podwójnymi, w których składniki systemu obiegając się, w regularnych odstępach czasu wzajemnie się zasłaniają. To wzajemnie zakrywanie się składników jest powodem zmiany jasności widomej. ...Wikipedia "Gwiazda zmienna zaćmieniowa"
Hipernowa (kolapsar) - jest to hipotetyczny rodzaj supernowej powstający, gdy wyjątkowo masywna gwiazda zapada się na skutek ustania w niej reakcji termojądrowych. Podczas wybuchu hipernowej, jądro gwiazdy zapada się bezpośrednio do stadium czarnej dziury, wyrzucając z biegunów dwa wysokoenergetyczne strumienie plazmy poruszające się z prędkością bliską światła. Strumienie te emitują intensywne promieniowanie gamma i są jednym z możliwych źródeł potężnych błysków gamma. ...Wikipedia "Hipernowa"
(Karzeł (astronomia)) W astronomii karłami określa się kilka rodzajów gwiazd: ...Wikipedia "Karzeł (astronomia)"
Klasa jasności gwiazd, zwana także klasyfikacją widmową Yerkes została stworzona w 1943 roku przez Williama W. Morgana, Phillipa C. Keenana oraz Edith Kellman z obserwatorium Yerkes (stąd również skrót MKK od inicjałów autorów). ...Wikipedia "Klasa jasności gwiazdy" Please visit again shortopedia
This article is licensed under the GNU Free Documentation License.
It uses material from the Wikipedia . Direct links to the original articles are in the text.
If you use exact copy or modified of this article you should preserve above paragraph and put also : It uses material from
the Shortopedia article about "Fizyka gwiazd".
| MAIN PAGE | MAIN INDEX | CONTACT US |