Vesmír  hvězdy  extrasolární planety  dvojhvězdy a vícenásobné systémy  hvězdokupy (otevřené, kulové)  mezihvězdná látka (mlhoviny)  galaxie  místní skupina galaxií  kupy a nadkupy galaxií

Hvězdy Hvězda je velmi hmotné těleso, které září díky termonukleárním reakcím, které probíhají v jejím jádře – nutný vysoký tlak a teplota látka je ve stavu plazmatickém (téměř zcela ionizována) v důsledku vysokých teplot kulový tvar hvězd je důsledkem vlastní gravitace nejbližší hvězda je naše Slunce

Souhvězdí pomyslné obrazy na obloze, tvořené skupinami jasných hvězd, pospojovaných do různých tvarů zpravidla spojeno s antickými mýty, představují mýtické postavy (Orion, Perseus), zvířata (Býk, Lev) či věci (Váhy, Pohár) dnes je na obloze 88 souhvězdí s přesně vymezenými hranicemi, každé má mezinárodně uznávané latinské jméno a zkratku, např. Býk = Taurus, 2. pád Tauri, zkratka Tau

Značení hvězd jméno: pouze nejjasnější hvězdy, zpravidla babylónský, arabský nebo řecký původ (Sírius, Vega, Deneb, Spica, Regulus, Arcturus, Mizar, Betelgeuze, Aldebaran, Rigel, Procyon, Fomalhaut,...) řecké písmeno plus zkratka souhvězdí, zavedl Johann Bayer (1603), až 24 hvězd v každém souhvězdí podle klesající jasnosti hvězdy: α (nejjasnější), β, γ, δ,..., ω (nejslabší), např. α Lyr, β Leo John Flamsteed: číslování od západu k východu (podle rostoucí rektascenze) v rámci každého jednotlivého souhvězdí plus jméno souhvězdí (latinsky 2. pád), např. 61 Cygni, 51 Pegasi Katalogové číslo: zkratka katalogu a pořadové číslo

Hvězdné katalogy obsahují informace o poloze hvězdy na obloze (rektascenze, deklinace), dále především o její jasnosti, vlastním pohybu, paralaxe (vzdálenosti) a spektrálním typu Hipparchos ( hvězd), přesnost 0,001" Tycho (1 milión hvězd) GSC (20 miliónů hvězd) Guide Star Catalogue USNO-A1, USNO-A2, USNO-B1 (1 miliarda hvězd) U.S. Naval Observatory Starší katalogy: HD (Henry Draper) BD/CD (Bonner Durchmusterung / Cordoba Durchmusterung), SAO (Smithonian Astrophysical Observatory), PPM (Position and proper motions)

Zdánlivá jasnost hvězdy magnituda (hvězdná velikost), zavedl Hipparchos: hvězdy 1. velikosti jsou nejjasnější, 6. velikosti nejslabší ještě viditelné pouhým okem vizuální, fotografická nebo v určité části spektra (např. UBVRI fotometrie) logaritmická škála odvozená od citlivosti oka: rozdíl 5 magnitud odpovídá poměru intenzit 1:100. Hvězda o 1 magnitudu slabší má intenzitu záření 2,512 krát menší (2,512 je pátá odmocnina ze 100) Značíme obvykle písmenkem „m“, např. 4 m Může nabývat libovolné hodnoty např. −1,47 m nebo +21,6 m Hvězdy s jasností větší než 6 m musíme pozorovat dalekohledem Pogsonova rovnice: rozdíl jasností dvou hvězd je dán logaritmem jejich intenzit (znaménko mínus znamená, že slabší hvězda má větší magnitudu)

Paralaxa hvězdy (roční paralaxa)

Paralaxa – měření vzdálenosti pomocí roční paralaxy π můžeme určit vzdálenost hvězd čím je menší paralaxa, tím je objekt vzdálenější 1 parsek (pc) je vzdálenost, pod kterou bychom viděli poloosu zemské dráhy (1 AU) pod úhlem 1" Platí jednoduchý vztah: r = 1 / π, kde r je v parsecích a π v obloukových vteřinách Bessel (1838): paralaxa hvězdy 61 Cygni je 0,299" Všechny hvězdy mají π 1 pc) Proxima Centauri π = 0,763" (r = 1,31 pc) sonda Hipparcos změřila paralaxu asi hvězd s přesností na 0,001"

Absolutní jasnost hvězdy slouží pro porovnání svítivosti hvězd a dalších nebeských těles, které se nachází v různé vzdálenosti r přeneseme objekt jasnosti m do vzdálenosti 10 parseků a změříme jeho jasnost = absolutní magnituda M Slunce: M = 4,8 m Platí vztah: Modul vzdálenosti m−M Vzdálenost r −5 1 pc 0 10 pc 10 1 kpc 20 1 Mpc

Nejbližší hvězdy JménoOznačení Vzdálenost (světelné roky) Zdánlivá Magnituda Absolutní Magnituda Spektrální Typ Slunce G2V Proxima CentauriV645 Cen (var.)15.5M5.5Vc Rigil KentaurusAlpha Cen A G2V Alpha Cen B K1V Barnard's StarBD a M3.8V Wolf 359CN Leo (var.)16.7M5.8Vc Lalande 21185BD M2.1Vc Sirius AAlpha CMa A A1Vm Sirius BAlpha CMa B DA Luyten 726-8AUV Cet (var.)15.5M5.6Vc Luyten 726-8BBL Cet (var.)16.0M5.6Vc Ross 154V1216 Sagittarii M3.6Vc Ross 248HH Andromedae M4.9Vc Epsilon EriBD K2Vc Ross 128FI Vir M4.1V ProcyonProcyon AAlpha CMi ACMi F5IV-V ProcyonProcyon BAlpha CMi BCMi DF 61 Cyg A (V1803 Cyg) (var.)7.6K3.5Vc 61 Cyg B K4.7Vc

Vlastní pohyb hvězd pohyb hvězdy vzhledem ke Sluneční soustavě radiální složka: směrem k nám (záporná) nebo od nás (kladná) – měří se pomocí Dopplerova jevu, jednotkou jsou km/s tangenciální složka: kolmá na zorný paprsek, měří se v úhlové míře (např. úhlové vteřiny za rok), v katalozích se udává zvlášť vlastní pohyb v rektascenzi a v deklinaci Nejrychleji se pohybuje Barnardova hvězda: 10,36" za rok

Spektrum hvězdy spojité spektrum absorbční čáry emisní čáry

Planckův zákon záření čím má těleso vyšší teplotu, tím více září na všech vlnových délkách maximum se přesouvá ke kratším vlnovým délkám

Spektrální klasifikace hvězd Harvardská klasifikace Povrchová teplota hvězdy klesá zleva doprava 99 % hvězd je možné zařadit do tříd O B A F G K M (L T) Zbylé 1 % tvoří zvláštní hvězdy, které dělíme do dalších tříd: W – Wolfovy-Rayetovy hvězdy, Q – novy, R a N – uhlíkové hvězdy, S – zirkonové hvězdy. Základní třídy dále dělíme na deset podskupin označených číslem 0 – 9 za písmenem třídy (např. G2).

Spektrum hvězd O, B, A O – Silné spojité spektrum, absorpční čáry ionizovaného helia. T > K typický představitel: Hatysa, Meka, Menkib B – Absorpční čáry neutrálního helia, Balmerovy série vodíku a ionizovaného kyslíku. T = K – K, typický představitel: Rigel, Spika A – Silné čáry Balmerovy série vodíku. Objevují se čáry ionizovaného vápníku a čáry kovů. T = K – K typický představitel: Sírius, Vega

Spektrum hvězd F, G, K F – Čáry Balmerovy série slábnou, zesilují se čáry ionizovaného vápníku a kovů. T = K – K typický představitel: Procyon, Canopus G – Velmi silné čáry ionizovaného vápníku, slabé čáry Balmerovy série, početné čáry kovů, zejména železa. T = K – K typický představitel: Slunce, Capella K – Silné čáry kovů, slabé absorpční pásy molekul. Hvězdy mají oranžovou barvu. T = K – K typický představitel: Arktur, Aldebaran

Spekrum hvězd

Barevný index rozdílem hvězdných velikostí téže hvězdy určených ve dvou rozdílných barvách Obecně: čím vyšší je teplota hvězdy, tím menší je její barevný index barevný index může teplotu nahradit. barevná teplota – z barevného indexu (B – V). negativní vliv mezihvězdné extinkce, která jej obecně zvyšuje (mezihvězdné zčervenání) a vytváří dojem, že pozorovaná hvězda má nižší teplotu než ve skutečnosti. barevné indexy v dlouhovlnné oblasti spektra, např. (V – R) nebo lépe (R – I), které jsou účinky extinkce zkreslovány jen v malé míře – spolehlivější indikátory efektivní teploty hvězd Barva hvězd závisí na teplotě vnějších vrstev hvězdné atmosféry: B – V = 7200K/T – 0,51

Chemické složení hvězd Převážně vodík (asi 70 %) a hélium (asi 28 %) Zastoupení hélia roste směrem do centtra hvězdy Poměrné zastoupení chemických prvků v kosmických objektech, (abundance) se vyjadřuje zpravidla v logaritmech počtu atomů vztažených vůči takovému množství látky, v němž je obsaženo právě atomů vodíku (zastoupení počtu), případně kg vodíku (hmotnostní zastoupení Slunce (viz tabulka): na atomů vodíku v povrchových vrstvách Slunce připadá 85 atomů helia a 1,2 atomu lehčích prvků PrvekAtomy (log)Hmotnosti (log) H12 He10,9311,53 O8,8210,02 C8,529,6 Fe7,69,35 Ne7,929,22 N7,969,11 Si7,528,97 Mg7,428,81 S7,28,71 Ar6,88,4 Ni6,38,07 Ca6,37,9 Al6,397,78 Na6,257,61 Cr5,857,57 Cl5,67,2 Mn5,47,14 P5,527,01 Co5,16,9

Velikost hvězd hvězdy jsou na obloze bodové zdroje, ani v dalekohledu se nejeví jako kotoučky úhlový průměr nejbližších obřích hvězd Antares a Betelguese je řádově 0,01" musíme použít jiné metody: zákryty hvězd Měsícem nebo interferometrii (analýza interferenčních obrazců ) nejmenší hvězdy: neutronové hvězdy (10 až 20 km), bílí trpaslíci ( km) běžně velké hvězdy: naše Slunce ( km) největší hvězdy: obři a veleobři (až 1000 průměrů Slunce)

Teplota hvězd Povrchová teplota: –3 000 K (hvězdy spektrální třídy M) –6 000 K (Slunce, G2) – K (hmotné hvězdy spektrální třídy O) Teplota v centru: –4 milióny K (hvězdy spektrální třídy M) –13 miliónů K (Slunce, G2) –40 miliónů K (hmotné hvězdy spektrální třídy O)

Hmotnost hvězd nejlehčí: 0,07 hmotnosti Slunce (75 hmotností Jupiteru), u méně hmotných hvězd se nezažehnou termonukleární reakce běžná hmotnost: 0,1 až 10 hmotností Slunce nejtěžší: 100 až 150 hmotností Slunce, těžší hvězdy z důvodu nestability nemohou vzniknout

Svítivost (zářivý výkon) hvězd celkové množství zářivé energie vyzářené hvězdou za jednotku času udává se zpravidla ve svítivosti Slunce velký rozsah: řádově od do 10 5 svítivosti Slunce Závisí na poloměru hvězdy a její povrchové teplotě Z Planckova zákona: L = 4πR 2 σT ef 4 (T ef je efektivní teplota a σ je Stefanova – Boltzmannova konstanta, σ = 5, Wm -2 K -4 )

Vlastnosti hvězd – souhrn

Rotace hvězd hvězdy rotují jako důsledek rotace mlhoviny, ze které vznikly (nutnost zachování momentu hybnosti) některé mladé hvězdy: na rovníku až 250 km/s... velké zploštění Slunce: 2 km/s neutronové hvězdy: až několik set otáček za sekundu (milisekundové pulsary)

Hertzsprungův – Russelův diagram diagram spektrum – absolutní magnituda též stavový diagram: efektivní teplota – zářivý výkon místo teploty můžeme vynášet barevný index

Hertzsprungův – Russelův diagram první diagram Russelem v roce 1913

Hertzsprungův – Russelův diagram ukazuje různé třídy hvězd podle svítivosti většina hvězd je na hlavní posloupnosti

Hertzsprungův – Russelův diagram

Yerkesská klasifikace Yerkesská klasifikace z roku 1943 udává třídy svítivosti hvězd: Ia – nejjasnější nadobři (také veleobři) Ib – méně jasní nadobři II – jasní obři III – normální obři IV – podobři V – hvězdy hlavní posloupnosti VI – podtrpasličí hvězdy VII – bílí trpaslíci

Hertzsprungův – Russelův diagram

Vznik hvězd Vznik hvězd je proces, který pokračuje až do současnosti. nejmladší hvězdy, typu O, B a T Tauri, v otevřených hvězdokupách nebo hvězdných asociacích Vývoj hvězdy o hmotnosti Slunce:

Termonukleární reakce zdroj energie hvězd = termonukleární fúze proces, který probíhá za vysokých teplot (od 10 mil. K) a velkých tlaků v nitru hvězdy. Fúzí (sloučením) lehčích prvků, vznikají prvky těžší. tyto reakce jsou zpravidla exoenergické a exotermické – uvolňuje se velké množství energie Ve hvězdách mohou probíhat především tyto reakce: –proton - protonový řetězec: 1. 1 H + p = 2 D + e + + ν (+1,44 MeV) 2. 2 D + p = 3 He + γ (+5,49 MeV) 3. 3 He + 3 He = 4 He + p + p(+12,85 MeV) –Při vyšších teplotách hraje při vzniku hélia důležitou roli uhlíkový cyklus (CNO cyklus). –Při teplotách nad 10 8 K pak dochází ke spalování hélia na těžší prvky tzv. 3α procesem

CNO cyklus 12 C + 1 H→ 13 N + γ+1.95 MeV 13 N→ 13 C + e + + ν e MeV 13 C + 1 H→ 14 N + γ+7.54 MeV 14 N + 1 H→ 15 O + γ+7.35 MeV 15 O→ 15 N + e + + ν e MeV 15 N + 1 H→ 12 C + 4 He+4.96 MeV

Šíření energie uvnitř hvězdy Energie se obecně může šířit třemi způsoby: –vedením (kondukcí) –prouděním (konvekcí) –zářením (radiací) Všemi třemi způsoby současně se energie může šířit pouze v neutronových hvězdách a bílých trpaslících. Vedení je umožněno degenerovaným elektronovým či neutronovým plynem. U všech ostatních hvězd připadá v úvahu pouze konvekce a radiace.

Vývoj hvězdy hmotnosti Slunce

Proměnné hvězdy

Cefeidy prototypem delta Cep souvislost mezi periodou a absolutní hvězdnou velikostí umožňují stanovit vzdálenost blízkých galaxií – „standardní svíčka“ M V = –2,81 log P–1,43