Miridy: Porovnání verzí
Smazaný obsah Přidaný obsah
m →top: napřímení |
m Robot: přidáno {{Autoritní data}}; kosmetické úpravy |
||
Řádek 1:
[[Soubor:Mira_1997.jpg|
[[Soubor:Mira_1997_UV.jpg|
'''Miridy''' jsou [[proměnná hvězda|proměnné hvězdy]] s velmi dlouhou [[perioda (fyzika)|periodou]] [[kmitání|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 [[cefeida|hvězd typu delta Cephei]] nebo [[hvězdy typu RR Lyrae|RR Lyrae]]. Amplitudy světelných křivek mirid jsou zpravidla větší než 2,5<sup>m</sup> a mohou dosáhnout i více než 6<sup>m</sup>.
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 [[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
Řádek 37:
{{Portály|Astronomie}}
{{Autoritní data}}
[[Kategorie:Proměnné hvězdy| Typy hvězd]]
| |||