Fyzika - fundamentální přírodní věda

| Kategorie: Skripta  | Tento dokument chci!

V této úvodní kapitole se pokusíme nastínit některé metodologické aspekty stavby fyziky a jejího začlenění do kontextu ostatní přírodovědy a vědeckého poznání vůbec. Tyto metodologické poznámky mohou být zajímavé např. pro studenty a zájemce nefyzikálních profesí, kteří si chtějí udělat ucelený obraz o fyzikálních aspektech zkoumání přírody.

Vydal: - Neznámý vydavatel Autor: Vojtěch Ullmann

Strana 379 z 673

Vámi hledaný text obsahuje tato stránku dokumentu který není autorem určen k veřejnému šíření.

Jak získat tento dokument?






Poznámky redaktora
Může dojít opakovanému zahřátí, expanzi opětovnému smrštění okolního plynu velikost teplota povrchu hvězdy mění (částečně pravidelně nepravidelně), což jeví jako proměnná hvězda (typu Tauri).4. Když nitro hvězdy dosáhne teploty nad miliónů °K, nastupuje nejdelší perioda aktivního života hvězdy - "spalování" (jaderná synthéza) vodíku hélium centrální části, přičemž hvězda stavu hydrodynamické tepelné rovnováhy *). Termonukleární reakce nitru hvězd Některá typická stádia hvězdné evoluce jsou patrny obr. Část "odfouknuta" ven hvězdy, část ochlazení dopadá zpět.dílčí reakce: 3He 3He 4He 12,85 MeV) Celková energetická bilance: uvolnění 26,2 MeV 4,2. dosažení teploty nad milion středních oblastech protohvězdy zapalují první termonukleární reakce, při nichž deuterium, litium, berylium a bór mění hélium. plynné obálky kolem hvězdy mohou postupně formovat planety obíhající kolem hvězdy. Teprve odeznění počátečních nestabilit hvězda dlouhou dobu "usazuje" mezi stabilními hvězdami hlavní posloupnosti H-R diagramu.10. Měřítko časové osy silně nelineární, aby bylo možno zachytit jak velmi dlouhé rovnovážné období, tak kratší období protohvězdy velmi krátké finální stádium evoluce (zobrazené "časové lupě"). Základní termonukleární reakcí nitru hvězd přímá proton-protonová reakce (pş1H), která probíhá ve třech etapách: 1. Jak již bylo řečeno výše části "Vznik hvězd", počáteční kolaps zárodečného oblaku, vystřídaný pomalejší kontrakcí, důsledku adiabatického stlačování vede růstu hustoty, tlaku teploty. U hmotných hvězd dalších generací (které již obsahují své výchozí stavební látce těžší prvky jako uhlík, kyslík dusík) při teplotách nad 107°K přistupuje dále reakce zvaná CNO-cyklus, kde účasti uhlíku (jako katalyzátoru) se postupně přeměňují protony pş1H jádro hélia: 1. Uvolněná energie způsobí dočasné zastavení kontrakce protohvězdy.htm (11 16) [15. Pro velmi malé hvězdy hnědé trpaslíky však deuteriová fúze jediným zdrojem energie. Po větším menším počtu takových cyklů nakonec většina plynné obálky protohvězdy "odfouknuta" hvězda "prokoukne" nerušeně září vesmíru.dílčí reakce: 13N 13C 2,22 MeV) 3. Gravitační váha vnějších vrstev vyrovnávána tlakem záření a tlakem tepelného pohybu iontů rozžhaveného plynu nitru hvězdy, zahřívaného uvolňovanou jadernou energií. zapálení termonukleárních reakcí centrální části se důsledku zahřívání tlaku záření okolní plyn prudce rozpíná. *) Stádium deuteriové fúze pro větší hvězdy jen jakousi dočasnou "zastávkou" cestě protohvězdy skutečné hvězdě. Naopak, zrod hvězdy doprovázen výraznými nestabilitami, mladé hvězdy bývají často proměnné.dílčí reakce: 12C 13N 1,95 MeV) 2.: Černé díry základních parametrů hvězdy - průměru, teploty svítivosti během její evoluce.dílčí reakce: 3He 5,49 MeV) 3. Obsah těchto prvků mezihvězdném plynu tím jádře protohvězdy) však malý, takže uvolněno poměrně malé množství energie toto stádium trvá jen velmi krátce *).dílčí reakce: 13C 14N 7,54 MeV) http://astronuklfyzika. rychle rotujících protohvězd lze též pozorovat výtrysky plynu "pólů" úzkých kuželech podél rotační osy.1.10-12 J/jádro He. *) Tato rovnováha však nenastává okamžitě zapálení termonukleárních reakcí.Ullmann V.dílčí reakce: 1,44 MeV) 2.cz/Gravitace4-1.2008 12:14:25] . "Vyhoření" těchto prvků již počátečním stádiu vývoje hvězd vysvětluje relativně malé zastoupení Li, vesmíru