Obsah Obsah

Úvod  Vznik a vývoj hvězd

Hvězdy a mlhoviny | Základní charakteristiky hvězd

Vzdálenost

Hvězdy se mohou nacházet v nejrůznějších vzdálenostech, jsou rozesety po celém vesmíru. Nejbližší je naše SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium., z něhož k nám světlo letí osm minut, druhou hvězdou v pořadí je Proxima Centauri, od které k nám světlo letí přes čtyři troky. Naopak nejvzdálenější jsou první hvězdy, které vznikaly v období 550 milionů roků stáří vesmíru. Tyto první hvězdy byly velmi hmotné a můžeme je spatřit Hubblovým dalekohledemHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009., když máme štěstí a jeho schopnosti jsou ještě zesíleny efektem gravitační čočkyGravitační čočka – efekt gravitační čočky předpověděl v roce 1924 ruský fyzik Orest Chvolson a v roce 1936 Albert Einstein. Hmotný objekt (zpravidla velká galaxie) ležící mezi zdrojem záření a pozorovatelem zakřivuje světelné paprsky podobně jako skleněná čočka v laboratoři. Jsou-li objekty dokonale na přímce, vznikne jako obraz vzdálené galaxie tzv. Einsteinův prstenec. Jsou-li objekty mimo osu, vznikne buď oblouk, několikanásobný obraz nebo zdeformovaný obraz vzdálené galaxie či kvazaru. První gravitační čočka byla objevena v roce 1979., za kterou poslouží nějaká mezilehlá kupa galaxií, například Abell 370. Veškerý signál vidíme se zpožděním, takže tyto první hvězdy, přestože je vidíme, už dávno neexistují. Hvězdy existují ale i v mnohem větších vzdálenostech, jen je nejsme schopni vidět, protože světlo z nich by k nám letělo déle, než existuje vesmír. Každé místo ve vesmíru má svůj horizont, za který nelze dohlédnout. Tímto horizontem je pro nás oblast, kde dnes vidíme konec Velkého třesku. V současnosti už tam ale žádný Velký třesk není, jsou tam hvězdy jako u nás a možná i pozorovatelé, kteří naopak vidí v tuto chvíli Velký třesk v našich končinách.

Měření vzdáleností hvězd je velmi obtížné, u nejbližších hvězd lze vzdálenost vypočítat z jejich paralaxyParalaxa – úhlový rozměr velké poloosy elipsy, kterou hvězda zdánlivě opisuje na obloze vzhledem ke vzdálenějším objektům. Tento zdánlivý pohyb blízkých hvězd je způsoben pohybem Země kolem Slunce (na hvězdu se díváme odjinud v létě a odjinud v zimě). Čím je hvězda blíže, tím je její paralaxa větší. Největší je u Proximy Centaury, kde činí 0,76″., u vzdálenějších lze využít nějakou cefeiduCefeidy – proměnné hvězdy se známou závislostí perioda/svítivost, využívají se při odhadech vzdáleností. Pojmenovány jsou podle hvězdy δ Cephei, jejíž proměnnost objevil John Goodricke (1764–1786). K určování vzdáleností využila tento typ proměnných hvězd poprvé Henrietta Swan Leavittová (1868–1921) v roce 1912.  v sousedství. Pro cefeidy je totiž známa závislost mezi periodou jejich světelné křivky a svítivostí, ze které je možné dopočítat vzdálenost. U ještě vzdálenějších hvězd může posloužit červený kosmologický posuvKosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ0)/λ0, kde λ0 je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit. mateřské galaxie. K jeho interpretaci musíme ale znát nějaké referenční objekty, například supernovy typu IaSupernova typu Ia – závěrečné vývojové stádium těsné dvojhvězdy. Tvoří-li dvojhvězdu bílý trpaslík a obr (veleobr) nebo hvězda hlavní posloupnosti, může docházet k přenosu látky na bílého trpaslíka, který tak zvětšuje svoji hmotnost. Po překročení Chandrasekharovy meze (1,4 MS) se bílý trpaslík zhroutí do neutronové hvězdy, dojde k explozivnímu termonukleárnímu hoření C a O na 56Ni v celém objemu trpaslíka a uvolněná potenciální energie se projeví jako supernova typu Ia. Množství energie je vždy zhruba stejné, takže z relativní pozorované jasnosti lze vypočítat vzdálenost příslušné supernovy. Přesnější hodnoty se pak určí z tvaru světelné křivky (z průběhu nárůstu a poklesu jasnosti). Supernovu typu Ia lze identifikovat podle tvaru jejího spektra, ve kterém chybí čáry vodíku a jsou přítomné čáry křemíku.. Vzdálenost většinou určujeme ve světelných rocíchSvětelný rok – ly (light year), vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, ly = 9,46×1012 km. Menšími jednotkami jsou: světelný den, světelná hodina, světelná minuta a světelná sekunda. Větší jednotkou je 1000 ly, což označujeme zkratkou kly. Tyto jednotky se velmi často používají v populárních textech. V odborných textech se spíše využívají parseky. nebo v parsecíchParsek – jednotka vzdálenosti, tzv. paralaktická sekunda. Jde o vzdálenost, ze které by velká poloosa dráhy Země kolem Slunce byla vidět pod úhlem jedné obloukové vteřiny. Číselně je 1 pc = 30×1012 km, což je zhruba 3,26 světelného roku. Často používanými násobky jsou kiloparsek (kpc) a megaparsek (Mpc).. V rámci Sluneční soustavy se používají astronomické jednotkyAstronomická jednotka – au (astronomical unit), původně střední vzdálenost Země od Slunce, v roce 2012 ji IAU definovala jako 149 597 870 700 m přesně a změnila zkratku z AU na au. Astronomická jednotka se používá především pro určování vzdáleností ve sluneční soustavě, pro přibližné odhady postačí hodnota 150 milionů kilometrů. – Slunce je vzdáleno právě jednu astronomickou jednotku.

Galaxie GN-z11

GN-z11 – jedna z nejvzdálenějších galaxií s prvními hvězdami byla nalezena Hubblovým dalekohledem v souhvězdí Velké medvědice v roce 2016. Červený kosmologický posuvKosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ0)/λ0, kde λ0 je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit. je 11,1, což odpovídá období pouhých 400 milionů roků po vzniku vesmíru. Vzdálenost (včetně expanze) se odhaduje na 32 miliard světelných roků. Světlo z této galaxie k nám putovalo 13,4 miliardy roků. V této nově vzniklé galaxii prudce roste počet hvězd, jejich tvorba je dvacetkrát intenzivnější než v současných galaxiích. Zdroj: NASA/ESA.

Astronomická jednotka – au (astronomical unit), původně střední vzdálenost Země od Slunce, v roce 2012 ji IAU definovala jako 149 597 870 700 m přesně a změnila zkratku z AU na au. Astronomická jednotka se používá především pro určování vzdáleností ve sluneční soustavě, pro přibližné odhady postačí hodnota 150 milionů kilometrů.

Světelný rok – ly (light year), vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, ly = 9,46×1012 km. Menšími jednotkami jsou: světelný den, světelná hodina, světelná minuta a světelná sekunda. Větší jednotkou je 1000 ly, což označujeme zkratkou kly. Tyto jednotky se velmi často používají v populárních textech. V odborných textech se spíše využívají parseky.

Parsek – jednotka vzdálenosti, tzv. paralaktická sekunda. Jde o vzdálenost, ze které by velká poloosa dráhy Země kolem Slunce byla vidět pod úhlem jedné obloukové vteřiny. Číselně je 1 pc = 30×1012 km, což je zhruba 3,26 světelného roku. Často používanými násobky jsou kiloparsek (kpc) a megaparsek (Mpc).

hvězda vzdálenost souhvězdí
Slunce 8 minut
Proxima Centauri 4.27 ly Kentaur
Alfa Cent A 4.31 ly Kentaur
Alfa Cent B 4.31 ly Kentaur
Barnardova šipka 6.0 ly Hadonoš
WISE 1049−5319 6.6 ly Plachty
WISE 0855−0714 7.7 ly Hydra
Wolf 359 7.9 ly Lev
Lalande 21185 8.3 ly Velká medvědice
Sírius A, B 8,6 ly Malý pes
Luyten 726-8 8.7 ly Velryba
Ross 154 9.6 ly Střelec
Ross 248 10.3 ly Andromeda
eps Eridani 10.5 ly Eridanus

Tabulka nejbližších hvězd v našem okolí. Objekty WISE byly objeveny
infračerveným dalekohledem WISE v letech 2013 a 2014.

WISE 1049−5319, třetí nejbližší hvězdný systém

WISE 1049−5319. Infračervený dalekohled WISE objevil v roce 2013 další objekt v první desítce blízkých hvězd. Podrobnější průzkum (viz výřez) dalekohledem Gemini South v Chille ukázal, že jde o dvojici hnědých trpaslíků balancujících na pokraji zažehnutí termojaderné syntézy.

Svítivost a jasnost

Při pohledu na oblohu vidíme, že hvězdy jsou různě jasné. Tento vjem závisí na schopnostech lidského oka, skutečném zářivém výkonu hvězdy (její svítivosti), vzdálenosti hvězdy a na pohlcování světla v prostředí mezi hvězdou a námi. Jasnosti hvězd se liší o mnoho řádů, proto se většinou používá logaritmická míra jasnosti hvězdy, tzv. magnituda, kterou zavedl anglický astronom Norman Robert Pogson v roce 1856. Stupnice je volena tak, aby odrážela staré řecké dělení hvězd do šesti skupin – v první byly nejjasnější hvězdy a v šesté hvězdy na hranici viditelnosti lidským okem. Pokud chceme zjistit informace o skutečné produkci energie samotnou hvězdou, musíme buď použít zářivý výkon hvězdy (tzv. svítivost) nebo absolutní magnitudu, která je přepočtena na normovanou vzdálenost deseti parseků.

Norman Robert Pogson (1829–1891)

Norman Robert Pogson (1829–1891)

Svítivost hvězdy – skutečná produkce energie hvězdy zářením za jednotku času neboli zářivý výkon hvězdy. Udává se ve wattech a  závisí na efektivní povrchové teplotě hvězdy. Svítivost lze spočítat ze Stefanova-Boltzmannova zákona dle vztahu: L = 4πR2σT4. Někdy hovoříme o bolometrické svítivosti (svítivosti počítané přes celé elektromagnetické spektrum).

Jasnost hvězdy – osvětlení vyvolané hvězdou na rovině proložené pozorovacím místem a kolmé k dopadajícím paprskům. Jasnosti hvězd na obloze se liší o mnoho řádů, proto se využívá logaritmická míra této veličiny – hvězdná velikost neboli magnituda. Jasnost klesá se vzdáleností objektu a závisí na pohlcování světla v mezihvězdném prostoru – tzv. extinkci. Vztah mezi jasností a hvězdnou velikostí vyjadřuje Pogsonova rovnice:
m2m1 = 2,5 log J1 / J2.

Magnituda – někdy též zdánlivá magnituda, logaritmická míra jasnosti objektu, m = −2,5 log J. Tato definiční rovnice se nazývá Pogsonova rovnice (zavedl ji anglický astronom Norman Pogson v roce 1856). Koeficient je volen tak, aby hvězdy s rozdílem pěti magnitud měly podíl vzájemných jasností 1:100. Znaménko minus v definici je z historických důvodů. Magnitudy takto vypočtené odpovídají historickému dělení hvězd do šesti skupin (nula nejjasnější, 5 nejméně jasné pozorovatelné okem). Nejjasnější hvězda na severní polokouli Arcturus má magnitudu −0.05, nejjasnější hvězda celé noční oblohy, Sírius, má magnitudu –1.6. Relativní magnituda vypovídá o skutečné jasnosti hvězdy na obloze, která kromě svítivosti závisí také na vzdálenosti hvězdy. Rozlišujeme bolometrickou magnitudu (v celém spektru) a vizuální magnitudu (pouze ve viditelném spektru).

Magnituda absolutní – absolutní hvězdná velikost je magnituda objektu, kterou by měl ve vzdálenosti 10 pc od nás. Závisí jen na skutečné svítivosti objektu. Zadáváme-li vzdálenost objektu v parsecích, platí mezi absolutní (M) a relativní magnitudou (m) jednoduchý vztah: M = m + 5 – 5 log r. Rozlišujeme bolometrickou absolutní magnitudu (v celém spektru) a vizuální absolutní magnitudu (pouze v rámci viditelného spektra). Pro určování vzdáleností se někdy využívají proměnné cefeidy, jejichž absolutní magnituda (svítivost) souvisí s periodou světelné křivky P vyjádřenou ve dnech podle přibližného vztahu M = –2.4 log P – 1.5. Ze známé periody a relativní magnitudy určíme z posledních dvou vztahů snadno vzdálenost cefeidy.

objekt  zdánlivá magnituda souhvězdí 
Slunce  −26.6  – 
Měsíc v úplňku  −12.6  – 
Venuše v největším lesku −4  – 
Sírius  −1.6  Malý pes 
Arcturus −0.05  Pastýř 
Vega +0.04  Lyra 
Polárka  +1.98  Malý medvěd
Velká galaxie v Andromedě +4.36  Andromeda
kulová hvězdokupa M13 +5.78  Herkules 

Spektrální třída a teplota

Rozdělení hvězd na spektrální třídy bylo navrženo na Harvardově univerzitě (harvardská spektrální klasifikace) na samém konci 19. století, tedy před více než sto lety. Původně byly hvězdy rozděleny do sedmi skupin podle typu spektra (O, B, A, F, G, K, M). Ve skutečnosti typ spektra závisí na povrchové teplotě hvězdy, a tak spektrální třída vypovídá spíše o teplotě hvězdy než o jejím složení. Každá spektrální třída je dále rozdělena podle svítivostiSvítivost hvězdy – skutečná produkce energie hvězdy zářením za jednotku času neboli zářivý výkon hvězdy. Udává se ve wattech a  závisí na efektivní povrchové teplotě hvězdy. Svítivost lze spočítat ze Stefanova-Boltzmannova zákona dle vztahu: L = 4πR2σT4. Někdy hovoříme o bolometrické svítivosti (svítivosti počítané přes celé elektromagnetické spektrum). na 10 podskupin (od nuly do devíti), tj. například G2 je spektrální třída našeho Slunce, F0 je čistá třída F, A9 je třída blízká třídě F atd. Mnemotechnickou pomůckou pro zapamatování si pořadí spektrálních tříd základní harvardské klasifikace je anglická genderově vyvážená průpovídka „Oh, Be A Fine Guy/Girl, Kiss Me“. V době vzniku klasifikace se používalo i jiné třídění, ale harvardská klasifikace zvítězila.

Rozsah spektrálních tříd nicméně nestačil, pro extrémně horké Wolfovy-Rayetovy hvězdy (až 200 000 K, maximum záření v ultrafialové oblasti) byla před třídu O přidána spektrální třída W. S rozvojem pozorovací techniky ve 20. století bylo stále jasnější, že existují i mimořádně chladné hvězdy a že bude třeba harvardskou klasifikaci rozšířit i za spektrální třídou K. K tomu došlo po zhruba sto letech, v roce 1998, kdy byla přidána spektrální třída L. Způsobil to objev značného množství chladných podhvězd zářících v infračerveném oboru (1 300 až 2 400 K). Většinou jde o hnědé trpaslíky s hmotností 30 až 80 hmotností Jupiteru, kteří jsou sotva schopni udržet termojadernou syntézu v jádře. Pro metanové trpaslíky s povrchovou teplotou 550 až 1 300 K byla nakonec přidána ještě spektrální třída T. Česká mnemotechnická pomůcka pro zapamatování si pořadí spektrálních tříd je „Whisky Od Babičky Anastázie – Fantasticky Geniální Koupě – Moderní Léčivo Traumat“. V roce 2013 byla přidána ještě spektrální třída Y pro skupinu sedmnácti hnědých trpaslíků se spektrem výrazně odlišným od třídy T. Většina z nich byla objevena infračerveným dalekohledem WISE. Hmotnost trpaslíků třídy Y se odhaduje na 9 až 25 Jupiterů.

třída  teplota (K) barva spektrum 
> 60 000  UV  WR hvězdy, široké emisní čáry H, He 
30 000÷60 000  modrá  silné kontinuum, abs. čáry He+ 
10 000÷30 000 modrobílá  absorpční čáry He, H, O+ 
7 500÷10 000 bílá  absorpční čáry H, Ca+, Mg+, Fe+
F 6 000÷7 500  žlutobílá  čáry H slábnou, Ca+, ionizované kovy
G 5 200÷6 000  žlutá  Ca+, ionizované a neutrální kovy
K 3 700÷5 200  oranžová  Ca+ nejsilnější, neutrální kovy
2 400÷3 700  červená  silné pásy molekul, zejména TiO
1 300÷2 400  IR  pásy molekul FeH, CrH, H2O, CO2
550÷1 300  IR  IR čáry metanu (vzniká pod 1500 K) 
< 550  IR  čáry metanu, čpavku, vody 
Spektra a spektrální třídy

Spektra a spektrální třídy

Hmotnost, velikost , hustota, magnetické pole, vlastní pohyb

Hmotnost

V hmotnostech se hvězdy liší při vzniku maximálně v poměru 1:10 000. Nejméně hmotné hvězdy mají hmotnost 0.01 Sluncí (13 Jupiterů) a nejhmotnější hvězdy řádově sto Sluncí. U méně hmotných hvězd nedojde k zažehnutí termojaderné syntézy a hmotnější hvězdy jsou nestabilní, takže interval možných hmotností je relativně úzký. Hvězdy s vyšší hmotností mají v nitru vyšší tlak a teplotu, proto probíhá termojaderná syntéza rychleji a takové hvězdy žijí velmi krátce. První generace hvězd měla hmotnosti stovek Sluncí a jejich životní osudy byly dlouhé pouze od desítek po stovky milionů roků. V našem okolí je zatím nejhmotnější nalezenou hvězdou objekt R136a1 nacházející se v mlhovině Tarantule ve Velkém Magellanově mračnuLMC – Large Magellanic Cloud, Velké Magellanovo mračno. Trpasličí souputník naší Galaxie ve vzdálenosti 180 000 l.y. Jde o nádherný objekt viditelný spolu s Malým Magellanovým mračnem na jižní obloze.. Hmotnost se odhaduje na 265 Sluncí a svítivostSvítivost hvězdy – skutečná produkce energie hvězdy zářením za jednotku času neboli zářivý výkon hvězdy. Udává se ve wattech a  závisí na efektivní povrchové teplotě hvězdy. Svítivost lze spočítat ze Stefanova-Boltzmannova zákona dle vztahu: L = 4πR2σT4. Někdy hovoříme o bolometrické svítivosti (svítivosti počítané přes celé elektromagnetické spektrum). na devět milionů Sluncí.

Velikost

Velikost hvězd (ve smyslu průměru) může být od desítek kilometrů u neutronových hvězdNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století. až po rozměr dráhy Uranu u obrů. Rozměry se tedy mohou lišit o sto milionů řádů. Vzhledem k velké vzdálenosti byly hvězdy dlouho vnímány jako bodové objekty. Povrch hvězdy byl poprvé vyfotografován v roce 1995 u hvězdy Betelgeuse ze souhvězdí Orionu (HSTHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009.). Interferometricky byl úhlový rozměr hvězd poprvé naměřen v roce 2001 na interferometru tvořeném čtyřmi dalekohledy VLTVLT – Very Large Telescope, čtveřice dalekohledů ESO postavená v Chile na Cerro Paranal (2635 m). Dalekohledy mají celistvá zrcadla o průměru 8,2 metru (Antú – 1998; Kueyen – 1999; Melipal – 2000; Yepun – 2001). Názvy zrcadel znamenají v Mapušštině Slunce, Měsíc, Jižní Kříž a Venuši. Sběrná plocha každého z velkých přístrojů je 53 metrů čtverečních. Dalekohledy jsou vybaveny systémem adaptivní  aktivní optiky. Další menší pomocné dalekohledy tvoří s hlavní čtveřicí výkonný interferometr o základně 200 m, jehož srdcem je od roku 2015 přístroj Gravity – interferometr druhé generace. se základnou 200 m. Šlo o hvězdy γ Cru (0.025") a α Hyd (0.009").

Porovnání velikosti planet a hvězd

Hustota a magnetické pole

V hustotách se hvězdy liší nejvíce, mohou být od 10–7 hustoty Slunce až po 1015 hustoty Slunce – oba extrémy se liší o 22 řádů. K nejřidším hvězdám patří veleobři a k nejhustším neutronové hvězdy. V následující tabulce je porovnání hustot, rozměrů a magnetického pole některých typických hvězd. Magnetické pole je vmrznuté do hvězdného plazmatu a pokud se hvězda zvětšuje, magnetické pole slábne, a naopak. V některých případech může ale dojít k nastartování tekutinového dynama, které magnetické pole zmnohonásobí. Příkladem může být neutronová hvězda s typickým polem 109 T, které se tekutinovým dynamem může zvýšit až tisícinásobně. Takovou neutronovou hvězdu nazýváme magnetarMagnetar – neutronová hvězda s mimořádně silným magnetickým polem až 1012 T. Kůra je již nestabilní, praská, dochází k pravidelným magnetotřesením doprovázeným přepojením magnetických silokřivek a záblesky v měkkém gama oboru. První projevy magnetaru byly detekovány v roce 1979 (opakované záblesky gama neboli SGR). První magnetar detekovala v roce 1998 Chryssa Kouveliotou z Marshallova kosmického letového centra v NASA. Výjimečně mohou opakující se záblesky přejít v jeden mohutný, neopakovatelný záblesk.. Stejně tak u obrů nemusí být magnetické pole pasivně vláčeno z minulosti, ale může být generováno tekutinovým dynamem.

hvězda rozměr hustota magnetické pole
neutronová hvězda 30 km 1014 g/cm3 až 1012 T
bílý trpalsík 104 km 106 g/cm3 103 T
Slunce 106 km 1,4 g/cm3 10−4 T
obr 108 km 10−3 g/cm3 10−3 T
veleobr 109 km 10−6 g/cm3 0.1 T

Vlastní pohyb

Vlastní pohyb hvězd dělíme na tangenciální (ve směru kolmém na zorný paprsek) a radiální (k nám, nebo od nás). Tangenciální pohyb způsobuje změnu tvaru souhvězdí v průběhu tisíciletí. Radiální pohyby způsobují změny frekvence elektromagnetického signálu a jsou měřitelné pomocí Dopplerova jevuDopplerův jev – změna frekvence vlnění při vzájemném pohybu zdroje a pozorovatele. Přibližuje-li se pozorovatel ke zdroji, naměří vyšší frekvenci, než když se vzdaluje. Může jít o zvukové, elektromagnetické i jakékoli jiné vlnění. Jev poprvé popsal rakouský matematik a fyzik Christiaan Doppler (1803–1853), který část svého krátkého života strávil jako profesor pražské Polytechniky, předchůdkyni dnešního ČVUT v Praze. (změny polohy spektrálních čar vůči kontinuu způsobené přibližováním či vzdalováním objektu). Největší vlastní pohyb byl naměřen u Barnardovy šipky (vrad = −110 km/s).

Povrch hvězdy Betelgeuse

Obraz povrchu hvězdy Betelgeuse získaný infračerveným interferometrem IOTA, který skládá signál ze tří dalekohledů. Dobře patrné struktury ve fotosféře mohou být obřími konvektivními buňkami. Betelgeuse má průměr jako dráha Jupiteru kolem Slunce a je vzdálená 600 světelných roků. Z našeho pohledu jde o levé rameno Orionu. Zdroj: Xavier Haubois/Observatoire de Paris, 2009.

Úvod  Vznik a vývoj hvězd

Aldebaran Homepage