Wolf-Rayetova hvězda - Historie editací

Sysop: + FLICKR

2023-12-27T12:09:36Z

+ FLICKR

← Starší verze		Verze z 27. 12. 2023, 12:09
Řádka 1:		Řádka 1:
-	[[Soubor:Wolf-~~rayet~~.~~jpg~~\|thumb\|250px\|~~Umělcova představa~~ Wolf-~~Rayetovy~~ hvězdy]]	+	[[Soubor:Wolf-Rayet 124 (NIRCam and MIRI composite image) (weic2307a).jpeg\|thumb\|250px\|Svítivá horká hvězda Wolf-Rayet 124 v centru kompozitního snímku NASA/ESA/CSA [[Vesmírný dalekohled Jamese Webba\|JWST]] (2023)]]
-	'''Wolf-Rayetova hvězda''' je velmi hmotná hvězda [[hlavní posloupnost]]i s velmi vysokou svítivostí a velmi krátkou dobou života (méně než milion let). Její hmotnost se pohybuje v rozsahu 25–60 hmotností Slunce. Její povrchová teplota se pohybuje mezi 25 000 [[kelvin\|K]] a 100 000 K, přičemž maximum vyzařování se děje v [[ultrafialové záření\|ultrafialové oblasti]]. Spektrální třída Wolf-Rayetových hvězd má samostatné označení '''[[spektrální třída W\|W]]''' (označení vychází z toho, že vlivem vysoké teploty jsou spektrální čáry jednotlivých prvků široké – anglicky Wide).	+	[[Soubor:WR 31a.jpg\|thumb\|250px\|Wolfova–Rayetova hvězda [[WR 31a]] uprostřed je obklopena modrou bublinovitou [[Wolfova–Rayetova mlhovina\|mlhovinou]] zářící v důsledku střetu intenzivního [[Hvězdný vítr\|hvězdného větru]] s materiálem vyvrženým v dřívějších stádiích života této hvězdy (2016).]]
		+	'''Wolf-Rayetova hvězda''' je velmi hmotná hvězda [[hlavní posloupnost]]i s velmi vysokou svítivostí a velmi krátkou dobou života (méně než milion let). Její hmotnost se pohybuje v rozsahu 25–60 hmotností Slunce. Její povrchová teplota se pohybuje mezi 25 000 [[kelvin\|K]] a 100 000 K, přičemž maximum vyzařování se děje v [[ultrafialové záření\|ultrafialové oblasti]]. Spektrální třída Wolf-Rayetových hvězd má samostatné označení '''[[spektrální třída W\|W]]''' (označení vychází z toho, že vlivem vysoké teploty jsou spektrální čáry jednotlivých prvků široké – anglicky Wide).
	== Typy Wolf-Rayetových hvězd ==		== Typy Wolf-Rayetových hvězd ==
	Wolf-Rayetovy hvězdy jsou dvojího typu podle zastoupení nejvýznamnějšího prvku ve spektru		Wolf-Rayetovy hvězdy jsou dvojího typu podle zastoupení nejvýznamnějšího prvku ve spektru
Řádka 10:		Řádka 11:
	Po vyhoření hělia začne hvězda spalovat uhlík na neon a postupně dále až k železu. Při tom trvá jenom stovky let, než je uhlík přeměněn až v železo.		Po vyhoření hělia začne hvězda spalovat uhlík na neon a postupně dále až k železu. Při tom trvá jenom stovky let, než je uhlík přeměněn až v železo.
	Wolfovy-Rayetovy hvězdy velmi intenzivně odvrhují hmotu do okolního vesmíru (řádově <big>$10^{-5}$</big> hmotnosti Slunce za [[rok]]), vlivem čehož vznikají v jejich okolí [[emisní mlhovina\|emisní mlhoviny]].		Wolfovy-Rayetovy hvězdy velmi intenzivně odvrhují hmotu do okolního vesmíru (řádově <big>$10^{-5}$</big> hmotnosti Slunce za [[rok]]), vlivem čehož vznikají v jejich okolí [[emisní mlhovina\|emisní mlhoviny]].
-	Wolf-Rayetovy hvězdy po ukončení spalování hmoty vybuchují jako [[supernova\|supernovy]] nebo (jak se teoreticky předpokládá) také jako [[hypernova\|hypernovy]]. Oba způsoby zániku hvězdy výrazně přispívají k obohacení vesmíru o [[těžké prvky]].

		+	Wolf-Rayetovy hvězdy po ukončení spalování hmoty vybuchují jako [[supernova\|supernovy]] nebo (jak se teoreticky předpokládá) také jako [[hypernova\|hypernovy]]. Oba způsoby zániku hvězdy výrazně přispívají k obohacení vesmíru o [[těžké prvky]].
		+	== Externí odkazy ==

-	{{Článek z Wikipedie}}	+	{{Flickr\|Wolf-Rayet}}{{Commonscat\|Wolf-Rayet stars}}{{Článek z Wikipedie}}
	[[Kategorie:Wolf-Rayetovy hvězdy]]		[[Kategorie:Wolf-Rayetovy hvězdy]]

Sysop: Nahrazení textu „“ textem „\)“

2022-08-14T14:54:10Z

Nahrazení textu „</math>“ textem „\)</big>“

← Starší verze		Verze z 14. 8. 2022, 14:54
Řádka 9:		Řádka 9:
	Obecně platí, že pokud u velmi horkých hvězd vyhoří v jádru hvězdy [[vodík]], začne hvězda spalovat [[helium]] na [[uhlík]]. [[Konvektivní zóna]] zasahuje do blízkosti jádra a dochází tak k proměšování hmoty v jádře a na povrchu. Proto je uhlík intenzivně vynášen do atmosféry hvězdy a lze jej pozorovat ve spektru.		Obecně platí, že pokud u velmi horkých hvězd vyhoří v jádru hvězdy [[vodík]], začne hvězda spalovat [[helium]] na [[uhlík]]. [[Konvektivní zóna]] zasahuje do blízkosti jádra a dochází tak k proměšování hmoty v jádře a na povrchu. Proto je uhlík intenzivně vynášen do atmosféry hvězdy a lze jej pozorovat ve spektru.
	Po vyhoření hělia začne hvězda spalovat uhlík na neon a postupně dále až k železu. Při tom trvá jenom stovky let, než je uhlík přeměněn až v železo.		Po vyhoření hělia začne hvězda spalovat uhlík na neon a postupně dále až k železu. Při tom trvá jenom stovky let, než je uhlík přeměněn až v železo.
-	Wolfovy-Rayetovy hvězdy velmi intenzivně odvrhují hmotu do okolního vesmíru (řádově <big>\(10^{-5}</~~math~~> hmotnosti Slunce za [[rok]]), vlivem čehož vznikají v jejich okolí [[emisní mlhovina\|emisní mlhoviny]].	+	Wolfovy-Rayetovy hvězdy velmi intenzivně odvrhují hmotu do okolního vesmíru (řádově <big>$10^{-5}$</big> hmotnosti Slunce za [[rok]]), vlivem čehož vznikají v jejich okolí [[emisní mlhovina\|emisní mlhoviny]].
	Wolf-Rayetovy hvězdy po ukončení spalování hmoty vybuchují jako [[supernova\|supernovy]] nebo (jak se teoreticky předpokládá) také jako [[hypernova\|hypernovy]]. Oba způsoby zániku hvězdy výrazně přispívají k obohacení vesmíru o [[těžké prvky]].		Wolf-Rayetovy hvězdy po ukončení spalování hmoty vybuchují jako [[supernova\|supernovy]] nebo (jak se teoreticky předpokládá) také jako [[hypernova\|hypernovy]]. Oba způsoby zániku hvězdy výrazně přispívají k obohacení vesmíru o [[těžké prvky]].

Sysop: Nahrazení textu „ $“ textem „$ \(“

2022-08-14T14:50:40Z

Nahrazení textu „<math>“ textem „<big>\(“

← Starší verze		Verze z 14. 8. 2022, 14:50
Řádka 9:		Řádka 9:
	Obecně platí, že pokud u velmi horkých hvězd vyhoří v jádru hvězdy [[vodík]], začne hvězda spalovat [[helium]] na [[uhlík]]. [[Konvektivní zóna]] zasahuje do blízkosti jádra a dochází tak k proměšování hmoty v jádře a na povrchu. Proto je uhlík intenzivně vynášen do atmosféry hvězdy a lze jej pozorovat ve spektru.		Obecně platí, že pokud u velmi horkých hvězd vyhoří v jádru hvězdy [[vodík]], začne hvězda spalovat [[helium]] na [[uhlík]]. [[Konvektivní zóna]] zasahuje do blízkosti jádra a dochází tak k proměšování hmoty v jádře a na povrchu. Proto je uhlík intenzivně vynášen do atmosféry hvězdy a lze jej pozorovat ve spektru.
	Po vyhoření hělia začne hvězda spalovat uhlík na neon a postupně dále až k železu. Při tom trvá jenom stovky let, než je uhlík přeměněn až v železo.		Po vyhoření hělia začne hvězda spalovat uhlík na neon a postupně dále až k železu. Při tom trvá jenom stovky let, než je uhlík přeměněn až v železo.
-	Wolfovy-Rayetovy hvězdy velmi intenzivně odvrhují hmotu do okolního vesmíru (řádově <~~math~~>10^{-5}</math> hmotnosti Slunce za [[rok]]), vlivem čehož vznikají v jejich okolí [[emisní mlhovina\|emisní mlhoviny]].	+	Wolfovy-Rayetovy hvězdy velmi intenzivně odvrhují hmotu do okolního vesmíru (řádově <big>\(10^{-5}</math> hmotnosti Slunce za [[rok]]), vlivem čehož vznikají v jejich okolí [[emisní mlhovina\|emisní mlhoviny]].
	Wolf-Rayetovy hvězdy po ukončení spalování hmoty vybuchují jako [[supernova\|supernovy]] nebo (jak se teoreticky předpokládá) také jako [[hypernova\|hypernovy]]. Oba způsoby zániku hvězdy výrazně přispívají k obohacení vesmíru o [[těžké prvky]].		Wolf-Rayetovy hvězdy po ukončení spalování hmoty vybuchují jako [[supernova\|supernovy]] nebo (jak se teoreticky předpokládá) také jako [[hypernova\|hypernovy]]. Oba způsoby zániku hvězdy výrazně přispívají k obohacení vesmíru o [[těžké prvky]].

Sysop: 1 revizi

2013-06-21T13:56:26Z

1 revizi

← Starší verze

Verze z 21. 6. 2013, 13:56

Sysop: + Změna kategorie

2011-07-29T20:27:37Z

+ Změna kategorie

Nová stránka

[[Soubor:Wolf-rayet.jpg|thumb|250px|Umělcova představa Wolf-Rayetovy hvězdy]]
'''Wolf-Rayetova hvězda''' je velmi hmotná hvězda [[hlavní posloupnost]]i s velmi vysokou svítivostí a velmi krátkou dobou života (méně než milion let). Její hmotnost se pohybuje v rozsahu 25–60 hmotností Slunce. Její povrchová teplota se pohybuje mezi 25 000 [[kelvin|K]] a 100 000 K, přičemž maximum vyzařování se děje v [[ultrafialové záření|ultrafialové oblasti]]. Spektrální třída Wolf-Rayetových hvězd má samostatné označení '''[[spektrální třída W|W]]''' (označení vychází z toho, že vlivem vysoké teploty jsou spektrální čáry jednotlivých prvků široké – anglicky Wide).
== Typy Wolf-Rayetových hvězd ==
Wolf-Rayetovy hvězdy jsou dvojího typu podle zastoupení nejvýznamnějšího prvku ve spektru
* typ '''N''', v jehož spektru převažuje [[dusík]]
* typ '''C''', v jehož spektru převažuje [[uhlík]]
Tyto třídy odpovídají postupnému vývoji Wolf-Rayetovy hvězdy: hvězdy typu N jsou vývojově mladší než hvězdy typu C.
=== Stupně vývoje ===
Obecně platí, že pokud u velmi horkých hvězd vyhoří v jádru hvězdy [[vodík]], začne hvězda spalovat [[helium]] na [[uhlík]]. [[Konvektivní zóna]] zasahuje do blízkosti jádra a dochází tak k proměšování hmoty v jádře a na povrchu. Proto je uhlík intenzivně vynášen do atmosféry hvězdy a lze jej pozorovat ve spektru.
Po vyhoření hělia začne hvězda spalovat uhlík na neon a postupně dále až k železu. Při tom trvá jenom stovky let, než je uhlík přeměněn až v železo.
Wolfovy-Rayetovy hvězdy velmi intenzivně odvrhují hmotu do okolního vesmíru (řádově <math>10^{-5}</math> hmotnosti Slunce za [[rok]]), vlivem čehož vznikají v jejich okolí [[emisní mlhovina|emisní mlhoviny]].
Wolf-Rayetovy hvězdy po ukončení spalování hmoty vybuchují jako [[supernova|supernovy]] nebo (jak se teoreticky předpokládá) také jako [[hypernova|hypernovy]]. Oba způsoby zániku hvězdy výrazně přispívají k obohacení vesmíru o [[těžké prvky]].

{{Článek z Wikipedie}}
[[Kategorie:Wolf-Rayetovy hvězdy]]

Wolf-Rayetova hvězda - Historie editací

Sysop: + FLICKR

Sysop: Nahrazení textu „“ textem „\)“

Sysop: Nahrazení textu „“ textem „\(“

Sysop: 1 revizi

Sysop: + Změna kategorie

Sysop: Nahrazení textu „ $“ textem „$ \(“