Jdi na obsah Jdi na menu
 


Vznik hvězd

Vznik hvězd je proces, který pokračuje až do současnosti. Důkazem pro toto tvrzení jsou nejmladší hvězdy, typu O, B a T Tauri, v otevřených hvězdokupách nebo hvězdných asociacích, pozorovaných v 60. letech 20. století V. A. Ambarcumjanem.
V současnosti máme teorii pro vznik hvězd o průměrných hmotnostech, jako je například naše Slunce, vznik velmi hmotných hvězd je zatím oblastí výzkumu.

Historie

Prvními pozorovanými proměnnými hvězdami byly novy a supernovy. Jsou dochovány záznamy o supernovách z dob několik století p. k. z různých konců světa o jasném úkazu na obloze, který zářil po několik týdnů až měsíců.

 

Omicron Ceti

Kromě nov, byly všechny hvězdy považovány za stabilní až do 17. stol., kdy byly pozorovány první neeruptivní proměnné hvězdy. Nejvíce popsanou byl pulsující rudý obr o [:omikron:] Ceti(Krásná Mira) s jeho ~330 dne velkou periodou proměn. Objevení a zmizení Miry bylo zaznamenáno D. Fabriciusem r. 1596 ( Fabricius, David (1564-1617) ), ale celý úkaz byl považován za novu.

Delta Cephei

Až systematické záznamy v 18. stol. Vedly k pozdějším objevům. Θ Serpentis byla přsvědčivě označena za proměnnou E. Pigottem (Pigott, Edward (1753?-1825) ) díky dokumentovaným podežřením G Montanariem o století dříve. J Goodricke objevil periodickou proměnné hvězdu δ Cephei, prototyp cefeid proměnných hvězd a zákrytovou dvojhvězdu β Lyrae. Zpřesnění pozorovacích údajů vedlo ke správnému popisu mechanismů hvězdných proměn. Spekulace 18. století vysvětlující proměny hvězd se většinou pohybovaly okolo pohybů dočasných skvrn na rotující zdeformované hvězdě apod. Nakonec se však většina teorií ukázala jako nesprávná a až mnohem později byla objevena pulsace hvězd.

 

Základní charakteristiky hvězd

Základní charakteristiky hvězd lze rozdělit do dvou základních skupin – na vnitřní a vnější parametry. Vnější charakteristiky dělíme na relativní (vzdálenost a hvězdná velikost), protože závisí na poloze pozorovatele, a absolutní.
Vnitřní charakteristiky jsou pouze dvě, a to centrální teplota a tlak.
Vnějších charakteristik je mnohem více a zde si je uvedeme v historickém pořadí, podle toho, jak docházelo k jejich využití.
Začneme tedy hvězdnou velikostí a přes modul vzdálenosti (rozdíl pozorované a absolutní hvězdné velikosti m – M, ze které lze zjistit skutečnou vzdálenost objektu pomocí Pogsonovy rovnice) se podíváme na vzdálenost. S efektivní teplotou jsou spojené spektra hvězd a spektrální třídy, které nejsou podle abecedy, protože byly seřazeny podle efektivní teploty hvězd. Ze zářivého výkonu a efektivní teploty lze odvodit poloměr hvězdy. Zcela na závěr se dostaneme ke hmotnosti, nejdůležitější charakteristice hvězdy, neboť předurčuje stavbu a vývoj hvězd. Zjišťujeme ji na základě gravitačních účinků na druhé hvězdy (3. Keplerův zákon), příp. na fotony.

Vnější
 
   Hvězdná velikost m
 
 
   Vzdálenost r
 
 
    Spektrální třída
 
 
    Efektivní teplota T
 
 
    Zářivý výkon L
 
 
    Poloměr R
 
 
    Hmotnost M
 
 
    Chemické složení
Vnitřní
 
   Centrální teplota Tc
 
 
   Centrální tlak pc

Rozpětí základních charakteristik

Rozpětí hmotností:od 0,075 MS (červení trpaslíci – Gliese 623 B) do 60 MS (hmotní „modří“ veleobři –Plaskettova hvězda)
Rozpětí poloměrů:od 12 km = 1,7.10–5 RS (neutronové hvězdy) až po 2 000 RS (červení veleobři – VV Cephei, µ Cephei)
Rozpětí zářivých výkonů:od 1,5.10–5 LS (červení trpaslíci – Gliese 623 B) až 107 LS (velmi hmotné nestacionární hvězdy typu Pistole, η Carinae)
Rozpětí efektivních teplot:od 2 500 K u červených trpaslíků a obrů až po stovky tisíc kelvinů v případě jader planetárních mlhovin.
Chemické složení:pozorování jsou bezprostředně přístupny jen svrchní vrstvy hvězd, jejichž složení zpravidla odpovídá složení zárodečné mlhoviny, z níž hvězdy vznikly. Vodík a helium zde mají zhruba stejné relativní zastoupení jako na Slunci, markantní rozdíly jsou v obsahu těžších prvků: od téměř 0 % u nejstarších hvězd v kulových hvězdokupách až po 5 % u příslušníků tzv. extrémní ploché složky Galaxie. Připomeňme, že Slunce obsahuje zhruba 2 % těžších prvků.

Vzdálenost

Délka je jedna ze základních fyzikálních veličin. Udává vzdálenosti mezi dvěma body v prostoru.
Základní jednotkou je metr, zkratka m.
V astronomii se používají jednotky vedlejší nebo speciální – astronomická jednotka (AU), světelný rok (ly) a parsek (pc).

  • astronomická jednotka, značka AU
    průměrná vzdálenost Země od Slunce,
    1 AU = 149 597 870 691 ± 30 m.

  • světelný rok, značka ly
    označuje vzdálenost, kterou urazí elektromagnetické vlnění ve vakuu za jeden juliánský rok,
    1 ly = 9 460 730 472 580 800 m ≈ 9,46. 1012 km.

  • parsek (paralaktická sekunda), značka pc
    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 ly



Pro měření vzdálenosti hvězd můžeme použít několik metod:

  • úhloměrná
    měření paralaxy (denní, roční) – Java applet
     (1)
    Trigonometrická metoda pro určování vzdálenosti hvězd
    Zdroj: astrokurz.wz.cz

  • fotometrická
    přes modul vzdálenosti – rozdíl relativní a absolutní hvězdné velikosti m-M
     (2)


  • spektroskopická
    na rozdíl od předchozích metod se nepoužívá pro měření vzdáleností jednotlivých hvězd, ale pro určování vzdáleností galaxií
     (3)



Seznam nejbližších hvězd

Hvězdaπ ["]r [pc]
α Centauri C (Proxima)0,77231,295
β Centauri0,74211,348
α Centauri0,74211,348
Barnardova hvězda0,54901,821
HIP 540350,39242,548
Sírius0,37922,637
HIP 924030,33652,972
ε Eridani0,31083,218
HIP 1140460,30393,291
HIP 575480,29963,338
61 Cygni A0,28713,483
Procyon0,28593,498

 

Komentáře

Přidat komentář

Přehled komentářů

Zatím nebyl vložen žádný komentář