Miridy: Porovnání verzí
odkazy |
m typo |
||
| Řádek 4: | Řádek 4: | ||
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]]. |
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 [[3-alfa reakce|Salpeterovou reakcí]] slučuje [[helium]] na [[kyslík]] a [[uhlík]]. Protože rychlost této reakce závisí na 4. [[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 [[Kelvin|K]]. To při jinak nízké povrchové teplotě hvězdy (asi 3 000 K) způsobí [[ |
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. [[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 [[Kelvin|K]]. To při jinak nízké povrchové teplotě hvězdy (asi 3 000 K) způsobí [[disociace|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 |
||
| příjmení = Pejcha |
| příjmení = Pejcha |
||
| jméno = Ondřej |
| jméno = Ondřej |
||
Verze z 5. 9. 2015, 16:57
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 2,5m a mohou dosáhnout i více než 6m. 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 disociaci 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.
