Miridy: Porovnání verzí

← Přejít na předchozí porovnání Přejít na další porovnání →

Smazaný obsah Přidaný obsah

V textu

Verze z 31. 7. 2015, 06:08

Miridy jsou proměnné hvězdy s velmi dlouhou periodou pulzací. Periody pulzací se pohybují rozmezí mezi 80 dny a více než 1 000 dnů a jsou téměř pravidelné, ale ne tak pravidelné jak je tomu u hvězd typu delta Cephei nebo RR Lyrae. Amplitudy světelných křivek mirid jsou zpravidla větší než 2,5^m a mohou dosáhnout i více než 6^m. Jsou to staří obři spektrálních tříd K a M a mají protáhlý tvar podobný vejci. Vzhledem k nízkým teplotám na jejich povrchu jsou zdroji infračerveného záření.

Pulzace mají svou příčinu ve slupce okolo vyhaslého jádra hvězdy, ve které se Salpeterovou reakcí slučuje helium na kyslík a uhlík. Protože rychlost této reakce závisí na 4. mocnině teploty, jedná se spíše o periodické výbuchy, mezi kterými reakce pohasíná. Jakmile rázová vlna výbuchu dorazí k povrchu hvězdy, zahřeje ho o několik set K. To při jinak nízké povrchové teplotě hvězdy (asi 3 000 K) způsobí [[disociacedisociaci molekul těžších prvků (například titanu nebo vanadu), takže ze spektra zmizí jejich absorpční pásy a hvězda se díky tomu zjasní. Po ochlazení dojde k rekombinaci, a jasnost hvězdy tak podstatně poklesne.^[1]

Pomocí mirid lze měřit vzdálenosti, neboť je známá jejich křivka světelných změn i jejich absolutní hvězdná velikost.

První hvězdou, u které byly výše zmíněné vlastnosti pozorovány byla Mira (ο Cet), dvojhvězda v Souhvězdí Velryby.

Externí odkazy

Martinek František: Hvězda s obrovským chvostem galex.caltech, převzato: Hvězdárna Valašské Meziříčí, astro.cz , 17.08.2007

Reference

↑ PEJCHA, Ondřej. Pulzující proměnné [online]. Česká astronomická společnost [cit. 2009-07-02]. Dostupné online.

V tomto článku byl použit překlad textu z článku Mira variable na anglické Wikipedii.

Pahýl

Tento článek je příliš stručný nebo postrádá důležité informace.
Pomozte Wikipedii tím, že jej vhodně rozšíříte. Nevkládejte však bez oprávnění cizí texty.

[1] PEJCHA, Ondřej. Pulzující proměnné [online]. Česká astronomická společnost [cit. 2009-07-02]. Dostupné online.

[1]

@@ Řádek 1: / Řádek 1: @@
 [[Soubor:Mira_1997.jpg|thumb|right|[[Mira Ceti]] v roce [[1997]] ([[barevné spektrum]])]]
 [[Soubor:Mira_1997_UV.jpg|thumb|right|Mira Ceti v roce 1997 ([[ultrafialové záření]])]]
-'''Miridy''' jsou [[proměnná hvězda|proměnné hvězdy]] s velmi dlouhou [[perioda|periodou]] [[pulzace|pulzací]]. Periody pulzací se pohybují rozmezí mezi 80 dny a více než 1000 dnů a jsou téměř pravidelné, ale ne tak pravidelné jak je tomu u hvězd typu [[delta Cephei]], nebo [[RR Lyrae]]. Amplitudy světelných křivek mirid jsou zpravidla větší než 2,5<sup>m</sup> a mohou dosáhnout i více než 6<sup>m</sup>.
+'''Miridy''' jsou [[proměnná hvězda|proměnné hvězdy]] s&nbsp;velmi dlouhou [[perioda|periodou]] [[kmitání|pulzací]]. Periody pulzací se pohybují rozmezí mezi 80&nbsp;dny a více než 1&nbsp;000&nbsp;dnů a jsou téměř pravidelné, ale ne tak pravidelné jak je tomu u [[cefeida|hvězd typu delta Cephei]] nebo [[hvězdy typu RR Lyrae|RR Lyrae]]. Amplitudy světelných křivek mirid jsou zpravidla větší než 2,5<sup>m</sup> a mohou dosáhnout i více než 6<sup>m</sup>.
-Jsou to staří [[červený obr|červení obři]] spektrálních tříd K, M a mají protáhlý tvar podobný vejci. Vzhledem k nízkým teplotám na jejich povrchu jsou zdroji [[infračervené záření|infračerveného záření]].
+Jsou to staří [[obr (hvězda)|obři]] [[spektrální klasifikace|spektrálních tříd]] [[Spektrální klasifikace#Třída K|K]] a [[Spektrální klasifikace#Třída M|M]] a mají protáhlý tvar podobný vejci. Vzhledem k nízkým teplotám na jejich povrchu jsou zdroji [[infračervené záření|infračerveného záření]].
-[[Pulzace]] mají svou příčinu ve slupce okolo vyhaslého jádra hvězdy, ve které se [[Salpeterova reakce|Salpeterovou reakcí]] slučuje [[helium]] na [[kyslík]] a [[uhlík]]. Protože rychlost této reakce závisí na 40. [[mocnina|mocnině]] teploty, jedná se spíše o periodické [[výbuch]]y, mezi kterými reakce pohasíná. Jakmile rázová vlna výbuchu dorazí k povrchu hvězdy, zahřeje ho o několik set K. To při jinak nízké povrchové teplotě hvězdy (asi 3000 K) způsobí disociaci molekul těžších prvků (například [[titan (prvek)|titanu]] nebo [[vanad]]u), takže ze [[spektrum|spektra]] zmizí jejich [[absorpční pás]]y a hvězda se díky tomu zjasní. Po ochlazení dojde k rekombinaci, a jasnost hvězdy tak podstatně poklesne.<ref>{{Citace elektronické monografie
+Pulzace mají svou příčinu ve slupce okolo vyhaslého jádra hvězdy, ve které se [[3-alfa reakce|Salpeterovou reakcí]] slučuje [[helium]] na [[kyslík]] a [[uhlík]]. Protože rychlost této reakce závisí na 4.&nbsp;[[umocňování|mocnině]] teploty, jedná se spíše o periodické [[výbuch]]y, mezi kterými reakce pohasíná. Jakmile rázová vlna výbuchu dorazí k povrchu hvězdy, zahřeje ho o několik set&nbsp;[[Kelvin|K]]. To při jinak nízké povrchové teplotě hvězdy (asi 3&nbsp;000&nbsp;K) způsobí [[disociacedisociaci molekul těžších prvků (například [[titan (prvek)|titanu]] nebo [[vanad]]u), takže ze [[spektrum|spektra]] zmizí jejich [[absorpční pás]]y a hvězda se díky tomu zjasní. Po ochlazení dojde k rekombinaci, a jasnost hvězdy tak podstatně poklesne.<ref>{{Citace elektronické monografie
  | příjmení = Pejcha
  | jméno = Ondřej
@@ Řádek 18: / Řádek 18: @@
 }}</ref>
-Pomocí Mirid lze měřit vzdálenosti, neboť je známá jejich [[křivka]] světelných změn i jejich [[absolutní hvězdná velikost]].
+Pomocí mirid lze měřit vzdálenosti, neboť je známá jejich [[světelná křivka|křivka světelných změn]] i jejich [[absolutní hvězdná velikost]].
-První hvězdou, u které byly výše zmíněné vlastnosti pozorovány byla [[Mira]] (ο Cet), [[dvojhvězda]] v [[Souhvězdí Velryby]].
+První hvězdou, u které byly výše zmíněné vlastnosti pozorovány byla [[Mira]] (ο&nbsp;Cet), [[dvojhvězda]] v&nbsp;[[Souhvězdí Velryby]].
 == Externí odkazy ==
@@ Řádek 35: / Řádek 35: @@
 {{Pahýl}}
+{{Portály|Astronomie}}
 [[Kategorie:Proměnné hvězdy| Typy hvězd]]