ZÁKLADNÍ VLASTNOSTI HVĚZD
Charakteristiky hvězd
-
Vzdálenost
(měříme v l.y., AU, pc).
-
AU: Astronomical Unit, astronomická jednotka.
Průměrná vzdálenost Země od Slunce. 1 AU = 150×106
km.
-
l.y.: Světelný rok. Vzdálenost, kterou světlo
ulétne za jeden rok. 1 l.y. = 9,46×1012
km.
-
pc: Parsec, paralaktická
sekunda. Vzdálenost, ze které by poloměr oběžné dráhy Země byl kolmo k zornému paprsku vidět pod
úhlem 1". 1 pc = 30,9×1012
km = 3,27 l.y.
Nejbližší hvězdy
Hvězda
|
Vzdálenost
|
Slunce |
8 minut |
Proxima Centauri
|
4,27 l.y.
|
Alfa Cent A
|
4,31 l.y.
|
Alfa Cent B
|
4,31 l.y.
|
Barnardova šipka
|
6,0 l.y.
|
Wolf 359
|
8,1 l.y.
|
Lalande 21185
|
8,2 l.y.
|
Sírius
|
8,6 l.y.
|
Luyten 726-8
|
8,6 l.y.
|
Ross 154
|
9,6 l.y.
|
Ross 248
|
10,3 l.y.
|
eps Eridani
|
10,7 l.y.
|
Ross 128
|
10,8 l.y.
|
Luyten 789-6
|
11,1 l.y.
|
Groomgridge 34
|
11,3 l.y.
|
eps Indi
|
11,3 l.y.
|
-
Magnituda (logaritmická
míra jasnosti objektu)
-
relativní magnituda m: m
= –2,5 log J. Tato definiční rovnice se nazývá Pogsonova
rovnice. 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 –0.04,
nejjasnější hvězda celé noční oblohy – Sirius má magnitudu –1,6.
Relativní magnituda vypovídá o skutečné jasnosti hvězdy na obloze, která
kromě svítivosti závisí i na vzdálenosti hvězdy.
Slunce |
Měsíc v úplňku |
Venuše |
Sírius |
Arcturus |
Lidské oko |
Velké dalekohledy |
−26,6 |
−12,6 |
−4 |
−1,6 |
0 |
5÷6 |
30 |
-
absolutní magnituda M: Magnituda, kterou
by hvězda měla podle předchozí definice ve vzdálenosti 10 pc. Závisí jen na skutečné
svítivosti hvězdy. Každou hvězdu si představíme „přestěhovanou“ do vzdálenosti
10 pc. Zadáváme-li vzdálenost hvězdy v parsecích, platí mezi
absolutní a relativní magnitudou jednoduchý vztah: M = m
+ 5 – 5 log r. Pro určování vzdáleností se někdy využívají proměnné
cefeidy, jejichž absolutní magnituda má souvislost s periodou proměnnosti P
vyjádřenou ve dnech podle vztahu M = –2,81 log P – 1,43.
Ze známé periody a relativní magnitudy určíme z posledních dvou
vztahů snadno vzdálenost hvězdy.
-
Spektrální třída (teplota
3000 K až 100 000 K). Rozdělení na spektrální
třídy bylo navrženo na Harvardově universitě (Harvardská spektrální
klasifikace) před více jak sto lety. Původně byly hvězdy rozděleny
do osmi skupin podle typu spektra (O, B, ... M). Ve skutečnosti typ spektra
závisí na povrchové teplotě hvězdy a tak spektrální třída vypovídá spíše
o teplotě hvězdy než o jejím složení.
W
|
O |
B
|
A
|
F
|
G
|
K
|
M
|
L |
T |
80 000 K
|
60 000 K |
38 000 K
|
15 400 K
|
9 000 K
|
6 700 K
|
5 400 K
|
3 800 K
|
2 200 K |
1 499 K |
-
W: Wolfovy-Rayetovy hvězdy jevící široké emisní čáry vodíku
a helia.
-
O: Silné spojité spektrum, absorpční čáry ionizovaného helia.
-
B: Absorpční čáry neutrálního helia, Balmerovy série vodíku a ionizovaného
kyslíku.
-
A: Silné čáry Balmerovy série vodíku. Objevují se čáry ionizovaného
vápníku a čáry kovů.
-
F: Čáry Balmerovy série slábnou, zesilují se čáry ionizovaného vápníku
a kovů.
-
G: Velmi silné čáry ionizovaného vápníku, slabé čáry Balmerovy série,
početné čáry kovů, zejména železa.
-
K: Silné čáry kovů, slabé absorpční pásy molekul. Hvězdy mají oranžovou
barvu.
-
M: Silné pásy molekul, zejména oxidu titanatého. Hvězdy mají červenou
barvu.
-
L: Chladní trpaslíci balancující na hranici udržení TN syntézy,
maximum záření v IR, pásy molekul FeH, CrH, H2O, CO2.
-
T: Při teplotě pod 1499 K
vzniká metan a ve spektru se objevují typické IR čáry metanu.
-
Spektrální třída L je po více jak sto letech novou navrhovanou spektrální
třídou (1998). Způsobil to objev značného množství chladných podhvězd zářících
v IR oboru (1300 K ÷ 2000 K). Většinou jde o hnědé trpaslíky s hmotností 30 - 80 hmotností
Jupitera, kteří jsou sotva schopni udržet TJ syntézu v jádře. Posloupnost
spektrálních tříd si můžete zapamatovat za pomoci anglické mnemotechnické
pomůcky: "Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss My Lips" nebo českého ekvivalentu
"Olda bude asi fňukat, Gustave, kup mu lízátko".
-
Hmotnost (0,1
až 80 MS). V hmotnostech se hvězdy liší
při vzniku až v poměru 1:1000. Málo hmotné hvězdy vůbec nevzniknou - gravitační přitahování
není dostatečně silné, aby tlak a teplota v centru umožnily zapálení termonukleární
syntézy. Hmotné hvězdy se již při vzniku rozpadají na menší. Hmotné hvězdy
se vyvíjejí podstatně rychleji než méně hmotné, takže i jejich „životní
kariéra“ je podstatně kratší.
-
Rozměr (10
km až 1000 RS). Povrch hvězdy byl poprvé
vyfotografován v roce 1995 (Betelgeuse, HST). Interferometricky byl úhlový
rozměr hvězd poprvé naměřen v roce 2001 na interferometru tvořeném čtyřmi
dalekohledy VLT se základnou 200 m. Šlo o hvězdu
γ Cru (0.025") a
α Hyd (0.009").
Typ hvězdy
|
Rozměr
|
veleobři |
až 500 RS |
obři
|
až 80 RS
|
hlavní posloupnost
|
0,5 až 20 RS
|
bílí trpaslíci
|
1000 až 10 000 km
|
neutronové hvězdy
|
10 až 100 km
|
-
Hustota (10–7
až 1015 ρS). V hustotách
se hvězdy liší nejvíce.
veleobr |
Slunce |
bílý trpaslík |
neutronová hvězda |
10−6 g/cm3 |
1,4 g/cm3 |
106 g/cm3 |
1014 g/cm3 |
-
Vlastní pohyb
(tangenciální, radiální rychlost). Tangenciální pohyb způsobuje změnu tvaru
souhvězdí v průběhu tisíciletí. Radiální pohyby způsobují změny frekvence
a jsou měřitelné pomocí Dopplerova jevu (změny polohy spektrálních
čar způsobené přibližováním či vzdalováním objektu). Největší vlastní pohyb
byl naměřen u hvězdy Barnardova šipka (vrad = –110 km/s).
Obrázky
(použity jsou materiály NASA a materiály z CD "J. Grygar, Z. Pokorný:
Astro 2001").
Hvězdná obloha (vlevo). Prostým okem vidíme asi 3000 hvězd. Nejbližší
hvězdy (uprostřed). Poloha nejbližších hvězd vzhledem ke Slunci. Proxima
Centauri (vpravo). Pozice druhé nejbližší hvězdy Proximy Centauri.
Slunce (vlevo). Nejbližší hvězdou je naše Slunce s typickými
slunečními skvrnami. Sluneční skvrny. Detail Slunečních skvrn (vpravo).
Slunce. Erupce ve vnějších a povrchových vrstvách Slunce (vlevo).
Protuberance na Slunci ovládané magnetickými poli (uprostřed). Vnější "atmosféra"
Slunce - koróna. Je pozorovatelná jen při zatmění Slunce (vpravo).
|