Červený veleobr: Porovnání verzí
m Robot: přidáno {{Autoritní data}}; kosmetické úpravy |
m upřesnění/deabsolutizace |
||
| Řádek 5: | Řádek 5: | ||
Červení veleobři vznikají z hmotných hvězd [[hlavní posloupnost]]i po spálení vodíkových zásob v jádře hvězdy. Po spálení vodíku se povrchové vrstvy těchto hvězd začnou rozepínat, přičemž hvězda přejde nejprve do stádia [[červený obr|červeného obra]] a potom do stádia veleobra. Veleobr má průměr několiksetkrát větší než [[Slunce]], ale jeho vnější vrstvy jsou extrémně řídké. Kvůli nízké povrchové teplotě, která se pohybuje kolem 3000 [[Kelvin|K]], svítí červeným světlem. V jádře veleobra může probíhat spalování těžkých prvků až po železo. Veleobři nakonec zanikají jako [[supernova|supernovy]] nebo [[hypernova|hypernovy]]. |
Červení veleobři vznikají z hmotných hvězd [[hlavní posloupnost]]i po spálení vodíkových zásob v jádře hvězdy. Po spálení vodíku se povrchové vrstvy těchto hvězd začnou rozepínat, přičemž hvězda přejde nejprve do stádia [[červený obr|červeného obra]] a potom do stádia veleobra. Veleobr má průměr několiksetkrát větší než [[Slunce]], ale jeho vnější vrstvy jsou extrémně řídké. Kvůli nízké povrchové teplotě, která se pohybuje kolem 3000 [[Kelvin|K]], svítí červeným světlem. V jádře veleobra může probíhat spalování těžkých prvků až po železo. Veleobři nakonec zanikají jako [[supernova|supernovy]] nebo [[hypernova|hypernovy]]. |
||
Mezi veleobry patří například [[VY Canis Majoris]] (největší), [[Betelgeuze]], [[Antares]], [[V354 Cephei]] a [[VV Cephei]]. |
Mezi veleobry patří například [[VY Canis Majoris]] (největší známý), [[Betelgeuze]], [[Antares]], [[V354 Cephei]] a [[VV Cephei]]. |
||
[[Soubor:Redgiants.svg|náhled|vlevo|Červený veleobr Antares, oranžový obr Arcturus a Slunce]] |
[[Soubor:Redgiants.svg|náhled|vlevo|Červený veleobr Antares, oranžový obr Arcturus a Slunce]] |
||
Verze z 29. 12. 2017, 20:13
Červený veleobr je obrovská hvězda spektrálního typu M, je jedním ze závěrečných stádií vývoje velmi hmotných hvězd. Jejich počáteční hmotnost je větší než 10 MS.
Červení veleobři vznikají z hmotných hvězd hlavní posloupnosti po spálení vodíkových zásob v jádře hvězdy. Po spálení vodíku se povrchové vrstvy těchto hvězd začnou rozepínat, přičemž hvězda přejde nejprve do stádia červeného obra a potom do stádia veleobra. Veleobr má průměr několiksetkrát větší než Slunce, ale jeho vnější vrstvy jsou extrémně řídké. Kvůli nízké povrchové teplotě, která se pohybuje kolem 3000 K, svítí červeným světlem. V jádře veleobra může probíhat spalování těžkých prvků až po železo. Veleobři nakonec zanikají jako supernovy nebo hypernovy.
Mezi veleobry patří například VY Canis Majoris (největší známý), Betelgeuze, Antares, V354 Cephei a VV Cephei.
