Úvod do hvězdné astronomie

Stavové veličiny U většiny hvězd můžeme ze Země určit jen některé vlastnosti, které jsou popisovány čísly, říkáme jim stavové veličiny: – zářivý výkon – barva – hmotnost – poloměr – hustota – teplota – chemické složení – magnetické pole – doba rotace

Cíle hvězdné astronomie pozorováním zjišťuje stavové veličiny hvězd a hledá mezi nimi vztahy (souvislost zářivého výkonu s barvou hvězd) určuje stavbu hvězd (změna tlaku, teploty a hustoty s hloubkou) určuje časový vývoj (od vzniku po zánik, probíhající procesy)

Poznávání hvězd Informace o hvězdách získáváme z jejich elmag. záření: – viditelné světlo (projde atmosférou) – rádiové vlny (projdou atmosférou) – infračervené záření (neprojde atmosférou, sledujeme z družic) – ultrafialové záření (neprojde atmosférou, sledujeme z družic) – rentgenové záření (neprojde atmosférou, sledujeme z družic) – gama záření (neprojde atmosférou, sledujeme z družic)

Modely hvězd Ze zjištěných stavových veličin se výpočty v souladu s fyzikálními zákony vytvoří model hvězdy. Pak vypočítáme, jak by vypadalo záření, které by tento model vydával a porovná se s pozorovaným zářením. Model se potom případně upraví.

Výhody a nevýhody hvězdné astronomie Nevýhody: nemůže rozeznávat detaily na povrchu hvězd Výhody: může sledovat najednou obrovský počet hvězd v různých stadiích jejich vývoje

Jednoduché hvězdy a dvojhvězdy Kromě osamocených hvězd (asi 1/7 všech hvězd) je možné pozorovat i dvě hvězdy, které jsou si tak blízko, že obíhají okolo společného těžiště. Říkáme, že jde o dvě složky dvojhvězdy. Dvě hvězdy stejné hmotnosti, těžiště leží uprostřed. Jedna hvězda má větší hmotnost než druhá, těžiště je blíž ke středu přitažlivosti hmotnější hvězdy. Každá hvězda obíhá kolem svého průvodce a oba páry obíhají kolem společného těžiště.

Zákrytové dvojhvězdy Poznáme je podle změn jasnosti, protože obě složky dvojhvězdy se pro pozorovatele na Zemi střídavě zakrývají a světlo, které k pozorovateli přichází, v pravidelných intervalech zesiluje a zeslabuje.

Spektroskopické dvojhvězdy Pokud ve spektru hvězdy pozorujeme pravidelné posouvání čar k červenému a pak zase k fialovému konci spektra nebo pravidelné rozdvojování a spojování čar, znamená to, že se zdroj vzdaluje a pak přibližuje. Vidíme tedy jednu nebo obě složky dvojhvězdy, kterou nazýváme spektroskopická.

Proměnné hvězdy Některé hvězdy svou jasnost periodicky nebo i nepravidelně mění. Takovým hvězdám říkáme proměnné. Proměnnost je způsobena tím, že hvězda pulzuje, mění svůj poloměr i povrchovou teplotu.

Pulsar v Krabí mlhovině Pulsar je rychle rotující magnetizovaná centrální neutronová hvězda. Horká plazma naráží do existujícího plynu a způsobuje záři napříč všemi barvami elektromagnetického spektra. Na snímku je složený snímek středu Krabí mlhoviny, kde červená představuje rádiovou emisi, zelená emisi viditelného světla a modrá představuje rentgenovou emisi. Tečka úplně ve středu je horký pulsar, který se otáčí 30 krát ze sekundu.

Nova Jedná se o zvláštní druh proměnných hvězd. Jde o náhlé zvětšení jasnosti staré hvězdy. Nova rychle zazáří a za několik dnů se její jasnost zmenší. Některé novy své vzplanutí pravidelně opakují s různou periodou (desítky až tisíce let) Nova na okraji spirální galaxie ( v roce 1994)

Supernova Supernova zvýší svou jasnost mnohem více než nova. V supernovách se tvoří těžší atomová jádra. Supernovou se stane hvězda, která dosáhne hmotnosti aspoň 1,4 násobku hmotnosti Slunce, když se vyčerpají zásoby jejího jaderného paliva. Asi 100 krát větší hmotnost hvězdy Eta Carinae než je hmotnost Slunce - ji činí kandidátem na plně rozvinutou supernovu. Eta Carinae z mlhoviny Klíčová dírka asi před 150 lety prošla neobvyklým vzplanutím, které z ní učinilo jeden z nejjasnějších hvězd na jižní obloze.