OBSAH Hvězdy Hvězdy Vznik a vývoj hvězd

ZÁKLADNÍ VLASTNOSTI HVĚZD

Na této stránce naleznete kapitoly:
  Vzdálenost
Magnituda
Spektrální třída
Hmotnost
Rozměry
Hustota
Vlastní pohyb
Obrázky
 
 

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 K100 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).

 

 
 
OBSAH Hvězdy Hvězdy Vznik a vývoj hvězd