Červený veleobr: Porovnání verzí

← Přejít na předchozí porovnání Přejít na další porovnání →

Smazaný obsah Přidaný obsah

V textu

Verze z 8. 7. 2008, 13:53

Betelgeuze

Červený veleobr je obrovská hvězda spektrálního typu M, je jedním ze závěrečných stádií vývoje velmi hmotných hvězd. Jejich počáteční hmotnost je větší než 10 M_S.

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.

Mezi veleobry patří například Betelgeuze, Antares, V354 Cephei a VV Cephei.

Červený veleobr Antares, oranžový obr Arcturus a Slunce

Šablona:Pahýl - astronomie

@@ Řádek 1: / Řádek 1: @@
 [[Soubor:Betelgeuse star (Hubble).jpg|thumb|Betelgeuze]]
-'''Červený veleobr''' je obrovská [[hvězda]] [[spektrální typ|spektrálního typu]] M, Je jedním ze závěrečných stádií vývoje velmi hmotných hvězd.
+'''Červený veleobr''' je obrovská [[hvězda]] [[spektrální typ|spektrálního typu]] M, je jedním ze závěrečných stádií vývoje velmi hmotných hvězd. Jejich počáteční hmotnost je větší než 10 [[Sluneční hmotnost|M<sub>S</sub>]].
-Červení velebři vznikají z hmotných hvězd [[hlavní posloupnost|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 [[červený obr|červeného obra]] a potom do stádia veleobra. Veleobr má průměr několiksetkrát větší než [[Slunce]], ale jeho vnější vrstvy jsou extrémě řídké. Kvůli nízké povrchové teplotě, která se pohybuje kolem 3000°C, svítí červeným světlem. V jádře veleobra může probíhat spalování těžkých prvků až po železo. Veleobři nakonec zanikají jako [[supernova|supernovy]].
+Červení veleobři vznikají z hmotných hvězd [[hlavní posloupnost|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 [[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&nbsp;[[Kelvin|K]], svítí červeným světlem. V jádře veleobra může probíhat spalování těžkých prvků až po železo. Veleobři nakonec zanikají jako [[supernova|supernovy]].
 Mezi veleobry patří například [[Betelgeuze]], [[Antares]], [[V354 Cephei]] a [[VV Cephei]].
 [[Soubor:Redgiants.svg|thumb|left|Červený veleobr Antares,  oranžový obr Arcturus a Slunce]]
+{{Pahýl - astronomie}}
 [[Kategorie:Červení veleobři]]