Oko do vesmíru

Vesmír je nekonečný a je v něm nekonečně mnoho zajímavých věcí...

Charakteristika

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.

Vnější

Vnitřní

Hvězdná velikost

Centrální teplota

Vzdálenost

Centrální tlak

Spektrální třída

 

Efektivní teplota

 

Magnituda

 

Rozměr

 

Hmotnost

 

Chemické složení

 

Vlastní pohyb

 

pozorovaná hvězdná velikost mv
fotometrická veličina, která udává jasnost objektu (světelného zdroje) na obloze. Její hodnota představuje pozorovaná, tedy subjektivně vnímanou nebo přístrojem detekovanou, jasnost hvězdy. Hodnota hvězdné velikosti nemá nic společného se skutečnými rozměry hvězdy či jiného nebeského objektu.
Hvězdná velikost světelného zdroje je logaritmická veličina, odvozená z jasnosti (jasností, vizuální jasností, j světelného zdroje rozumíme hustotu světelného toku způsobeného daným zdrojem v místě pozorování za podmínky, že mezi zdrojem a místem pozorování není zemská atmosféra):
  Vzorec (1)

Vztah (1) se nazývá Pogsonova rovnice, přičemž j0 je referenční jasnost, kterou má zdroj m = 0 mag,
tj. j0 = 2,54 .10-6 lm.m-2.
Jedná se o bezrozměrnou veličinu a hlavní jednotka jasnosti je 1 magnituda = 1 mag. Hvězdná velikost se zmenší o 5 mag, vzroste-li jasnost stokrát.

absolutní hvězdná velikost Mv
hvězdná velikost, kterou by hvězda měla podle předchozí definice ve vzdálenosti 10 parseků čili 32,6 světelných roků. Závisí jen na skutečné svítivosti hvězdy. Vztah mezi absolutní hvězdnou velikostí M a pozorovanou hvězdnou velikostí m je dán rovnicí

  Vzorec (2)
kde r je vzdálenost hvězdy v parsecích od pozorovatele.

Při stanovení hvězdné velikost na základě vizuálního pozorování nazýváme tuto veličinu vizuální hvězdnou velikostí a značíme ji mv; je-li změřena ze snímku pořízeného fotografickou cestou, nazýváme ji fotografickou hvězdnou velikostí a značíme mph, resp. mpv při použití fotografického materiálu s obdobnou citlivostí, jakou má lidské oko (z angl. photovisual).

 (Omlouvám se za nečitelnost použitých rovnic, ale jsou to obrázky, takže kdo si je chce v klidu přečíst, doporučuji uložit obrázek a pak by mělo jít všechno číst v klidu...)

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 = 149,6×106 km.

světelný rok, značka ly
Vzdálenost, kterou světlo ulétne za jeden rok. 1 l.y. = 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 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.

Spektrum

Spektrum je záření rozložené na jednotlivé barvy podle vlnových délek. Nejjednodušší je sluneční spektrum, říkáme mu spojité pozadí nebo také kontinuum. To odpovídá zhruba křivkám podle Planckova vyzařovacího zákona. Spojité spektrum vzniká ve hvězdách ve stlačených plynech (plazmatu) a je přerušeno tmavými čarami. Jsou to tzv. Fraunhoferovy absorpční čáry. Ty vznikají při průchodu světla chladnějším a méně stlačeným plynem v atmosféře hvězdy. Atomy chladnějšího plynu pohlcují záření (jsou ionizovány) přicházející ze spodních teplejších vrstev. Děje se tak pouze na některých vlnových délkách podle toho z jakého plynu je atmosféra tvořena. Protože atomů je mnoho, projeví se to na spojitém pozadí tmavou čarou. Ta signalizuje přítomnost toho kterého prvku v atmosféře hvězdy.
Jestliže dochází k rekombinaci atomů (návrat do základního stavu), dochází také k  vyzáření fotonu určité vlnové délky, což se projeví jasnou emisní čárou. Emisní čáry se vyskytují na stejných místech spektra jako čáry absorpční.

Spektrální třídy

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

80 000 K

O

60 000 K

B

39 000 K

A

15 400 K

F

9 000 K

G

6 700 K

K

5 400 K

M

3 800 K

L

2 200 K

T

1 499 K

  • W:  Wolfovy-Rayetovy hvězdy jevící široké emisní čáry vodíku a helia.
  • O: Silné spojité spektrum, absorpční čáry ionizovaného helia. typický představitel: Hatysa, Meka, Menkib
  • B: Absorpční čáry neutrálního helia, Balmerovy série vodíku a ionizovaného kyslíku. typický představitel: Rigel, Spika
  • A: Silné čáry Balmerovy série vodíku. Objevují se čáry ionizovaného vápníku a čáry kovů. typický představitel: Sírius, Vega
  • F: Čáry Balmerovy série slábnou, zesilují se čáry ionizovaného vápníku a kovů. typický představitel: Procyon, Canopus
  • G: Velmi silné čáry ionizovaného vápníku, slabé čáry Balmerovy série, početné čáry kovů, zejména železa. typický představitel: Slunce, Capella
  • K: Silné čáry kovů, slabé absorpční pásy molekul. Hvězdy mají oranžovou barvu. typický představitel: Arktur, Aldebaran
  • M: Silné pásy molekul, zejména oxidu titanatého. Hvězdy mají červenou barvu. typický představitel: Antares, Betelgeuze
  • 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.

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".

 

Typ spektra

Za označení třídy se přidává typ spektra:

  • f – široké emisní čáry vodíku v horkých hvězdách
    p – zvláštní, neobyčejné spektrum
    e – spektrum s emisními čarami
    n – rozmazané čáry ve spektru (mlhoviny, rotace)
    s – ostré čáry
    k – čáry mezihvězdného plynu
    m – čáry kovů
    v – proměnné spektrum
    pec – zvláštní, nepravidelné

 

Třída svítivosti

Před označení hvězdy se ještě přidává zkratka pro třídu svítivosti, která se používá k odlišení typu hvězd se stejnou povrchovou teplotou:

  • sd – podtrpaslík
    d – trpaslík
    wd – bílý trpaslík
    sg – podobr
    g – obr
    c – veleobr

 

Yerkesská klasifikace

Yerkesská klasifikace z roku 1943 udává také upravené třídy svítivosti:

Ia – nejjasnější nadobři (také veleobři)
Ib – méně jasní nadobři
II – jasní obři
III – normální obři
IV – podobři
V – hvězdy hlavní posloupnosti
VI – podtrpasličí hvězdy


Třídy I až V se dělí ještě na podtřídy:

a – jasná,
ab – normální,
b – slabá
Efektivní teplota je teplota takového černého tělesa, které vyzařuje na 1 m2 stejné množství energie jako hvězda. Pomocí sluneční konstanty (množství sluneční energie dopadající za 1 s na plochu 1 m2 kolmou k paprskům ve vzdálenosti 1 AU – 1 367 W.m-2) lze vypočítat, kolik vyzařuje 1 m2 povrchu Slunce, a tak určit jeho hodnotu efektivní povrchové teploty (Tef = 5 780 K). Vyzařování hvězd a absolutně černých těles se liší.
Efektivní teplotu lze také definovat jako teplotu černého tělesa, které má stejný povrch 4πR2 a stejný zářivý výkon L jako hvězda. Podle Stefanova zákona pro zářivý výkon černého tělesa ve tvaru koule o teplotě T a poloměru R platí L = 4πR2σT4. Pro hvězdu stejné velikosti a o stejné teplotě platí L = 4πR2σTef4, kde Tef je efektivní teplota a σ je Stefanova – Boltzmannova konstanta, σ = 5,67051.10-8 Wm-2K-4.

(Na obrázku je vidět, že hvězdy mají různou barvu, která vypovídá o jejich efektivní teplotě; modré=teplejší, červené=chladnější)

Magnituda (logaritmická míra jasnosti objektu)

relativní magnituda m: m = - 2,5 log I. 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.

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.

Slunce

-26,6

Měsíc v úplňku

-12,6

Venuše

-4

Sírius

-1,6

Arcturus

0

Lidské oko

5-6

Velké dalekohledy

30

Nejjasnější hvězdy

Hvězda

Vzdálenost v LY

Magnituda

Srius

8,8

-1,6

Canopus

98

-0,7

Alfa Centauri

4,4

-0,3

Arcturus

36

0,0

Vega

26

0,0

Capella

46

0,1

Rigel

815

0,1

Prokyon

11,4

0,4

Betelgeuse

489

0,5

Acharnar

65

0,5

Hadar

525

0,6

Altair

16,6

0,8

K měření průměru hvězd a k rozlišení jemných detailů v jejich spektrech slouží různé typy optických interferometrů. Interferometrie je obor, který se věnuje studiu nebeských těles na základě analýzy interferenčních obrazců. Jestliže dopadající elektromagnetické záření rozdělíme na dva svazky (z nichž jeden fázově posuneme), které potom znovu svedeme dohromady, dojde k interferenci. Výsledný interferenční obrazec v podobě soustavy kroužků umožňuje získat podrobnější informaci o zdroji než rozbor původního paprsku.

První interferometr zkonstruoval Albert Michelson ve dvacátých letech minulého století. Před objektiv dalekohledu umístil ocelový nosník, na jehož obou koncích se nacházela zrcadla. Tím vzniklo zařízení, které umožnilo měření průměru několika velkých a blízkých hvězd na základě měření interferenčního obrazce, pozorovaného v okuláru. V současné době se používá stejná metoda, ale využívají se dva dalekohledy, spojené elektronicky nebo prostřednictvím laserových paprsků a lidské oko nahradily fotometry.

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").

(Na obrázku vidíte: První přímý snímek hvězdy jiné než naše Slunce, který pořídil Hubblův kosmický dalekohled. Jedná se o hvězdu alfa v souhvězdí Oriona, která má jméno Betelgeuse. Je to červený veleobr v zimním souhvězdí Orionu.)

Sluneční poloměr RS je vzdálenost od středu Slunce k povrchu sluneční fotosféry. Je to jedna ze slunečních jednotek, jejíž pomocí se vyjadřuje velikost hvězd. RS = 695 997 km.

Typ hvězdy

Rozměr

veleobři 

až 500 RSlunce

obři

až 80 RSlunce

hlavní posloupnost

0,5 až 20 RSlunce

bílí trpaslíci 

1000 až 10 000 km 

neutronové hvězdy   

10 až 100 km

Základní charakteristikou hvězdy je její hmotnost, tj. množství látky (plazmatu, degenerované látky, neutronového plynu), z níž je hvězda gravitací vybudována. Jde o plazmatická kosmická tělesa, složená z 1056 – 1058 částic, především elektronů, protonů a jader hélia.

Příkladně počet částic v nitru Slunce je zachycen v tabulce:
  elektronů 1,0.1057 částic
  protonů 8,2.1056 částic
  jader hélia 8,7.1055 částic
  ostatních jader 1,4.1055 částic
  fotonů 1,1.1054 částic
  celkem 1,9.1057 částic

Hmotnost lze určit z jejího gravitačního působení (3. Keplerův zákon) buď na jinou hvězdu (ve dvojhvězdách), nebo na fotony (gravitační posuv).

Jednotkou hmotnosti je kilogram. Astronomickou jednotkou hmotnosti je sluneční hmotnost MS (přibližně 2.1030 kg). Hmotnost hvězd je někdy udávána počtem baryonů, z nichž je složena.

Hmotnosti hvězd jsou v rozmezí 0,08 až 100 slunečních hmotností. Avšak velká většina hvězd má hmotnost v úzkém rozmezí 0,3 až 5 MS. Spodní mez je dána tím, že prahvězda o hmotnosti menší než 0,08 hmotnosti Slunce nemá dostatek gravitační síly, aby se smrštěním v nitru zahřála na teplotu minimálně 7 mil. K, která je potřebná k hoření vodíku. Taková prahvězda nedosáhne hlavní posloupnosti a stane se hnědým trpaslíkem. Horní mez je dána tím, že při vyšší hmotnosti než 100 Sluncí je teplota v nitru příliš vysoká a tlak záření, který roste (podle Stefanova zákona) se čtvrtou mocninou teploty, převládne nad gravitací. Prahvězda je rozhozena tlakem záření ještě před tím, než dosáhne hlavní posloupnosti.
Jedná se o průměrné složení látky ve hvězdě. Vyjadřuje se relativním zastoupením jednotlivých prvků. Nejhojnějším prvkem je vodík (téměř 80 % všech atomů), následuje helium (téměř 20 %). Všechny ostatní prvky dohromady představují jen asi 2 % všech atomů ve vesmíru.

Chemické složení není konstantní, ale s časem se mění. Nejlépe je prostudováno u Slunce, protože s ním máme přímý kontakt díky slunečního větru, což je expandující svrchní části sluneční atmosféry. Nicméně jeho chemické složení se neurčuje ze slunečního větru, ten vzniká až v koróně. Spíše se používá spektroskopická metoda se započtením vývojových efektů pomocí modelů. Poměrné zastoupení určitých chemických prvků v kosmických objektech, nazývané též abundance, se v astrofyzice nejčastěji vyjadřuje v logaritmech počtu atomů vztažených vůči takovému množství látky, v němž je obsaženo právě 1012 atomů vodíku (zastoupení počtu), případně 1012 kg vodíku (hmotnostní zastoupení).

V následující tabulce je uvedeno standardní chemické složení povrchových vrstev Slunce, které můžeme ze Země bezprostředně analyzovat. Z údajů vyplývá, že na 1 000 atomů vodíku v povrchových vrstvách Slunce připadá 85 atomů helia a 1,2 atomu lehčích prvků, tj. kyslíku, uhlíku, dusíku nebo neonu, a 0,14 atomu těžších prvků. 1 000 kg sluneční látky je tvořeno 733 kg vodíku, 249 kg helia a 17 kg jiných prvků: 8 kg kyslíku, 3 kg uhlíku, 1,6 kg železa, 1,2 kg neonu, 0,9 kg dusíku, 0,7 kg křemíku, 0,5 kg síry a dalšími prvky. Střední atomová hmotnost sluneční směsi je 1,36 u, střední atomová hmotnost zcela ionizovaného materiálu je 0,60 u.

Prvek atomy hmotnosti Prvek atomy hmotnosti
H 12,00 12,00 Ar 6,80 8,40
He 10,93 11,53 Ni 6,30 8,07
O 8,82 10,02 Ca 6,30 7,90
C 8,52 9,60 Al 6,39 7,78
Fe 7,60 9,35 Na 6,25 7,61
Ne 7,92 9,22 Cr 5,85 7,57
N 7,96 9,11 Cl 5,60 7,20
Si 7,52 8,97 Mn 5,40 7,14
Mg 7,42 8,81 P 5,52 7,01
S 7,20 8,71 Co 5,10 6,90


Vnitřní chemické složení slunečního materiálu se od složení materiálu na povrchu poněkud liší. Směrem do centra (jak to dokládají i helioseismometrická měření) roste abundance helia. To je zcela ve shodě s naší představou, že právě v centrálních částech naší hvězdy se vodík postupně termonukleárně spaluje na helium.

Hustota (10-7 až 1015 ρSlunce). V hustotách se hvězdy liší nejvíce.

veleobr

Slunce

bílý trpaslík

neutronová hvězda

10−6 g/cm3

1,4 g/cm3

106 g/m3

 1014 g/cm3

1  
2  
 
Těším se na další návštěvu... ;-)