NET Elektro

Hlavní posloupnost Hertzsprung-Russellova diagramu je křivka, kolem které se nachází většina hvězd. Hvězdy umístěné v tomto pásu se nazývají hvězdy hlavní posloupnosti, nebo trpasličí hvězdy.

Tato linie je tak výrazná, protože jak spektrální typ, tak svítivost závisí na hmotnosti hvězdy dokud spaluje vodík, což se děje po většinu „aktivního“ života hvězdy.

Při bližším pohledu je vidět že hlavní posloupnost není přesná linie, ale je trošku rozptýlená. Existuje několik důvodů pro tuto neostrost. Hlavním důvodem je nepřesnost pozorování způsobená vzdáleností hvězd.

I při dokonale přesném pozorování by byla hlavní posloupnost rozptýlená, protože hmotnost hvězdy není jediný významný parametr. Chemické složení a stupeň vývoje hvězdy také hvězdu posouvají po hlavní posloupnosti. Dále působí blízké hvězdy, rotace, magnetické pole a další vlivy. Ve skutečnosti existují hvězdy s velmi nízkým obsahem kovů (podtrpaslíci), které leží hned pod hlavní posloupností i přesto, že spalují vodík, čímž označují spodní okraj neostrosti hlavní posloupnosti díky chemickému složení.

Astronomové někdy mluví o hlavní posloupnosti nulté éry (ZAMS). Je to počítačově vymodelovaná čára, na které se nacházejí hvězdy které začínají vlastní vodíkovou fúzi. Jejich jas a povrchová teplota s věkem rostou. Hvězda obvykle při svém vzniku vstoupí na hlavní posloupnost a opustí ji, když začne zanikat.

Naše Slunce je v hlavní posloupnost už 4,5 miliardy let a další 4,5 miliardy let v ní bude. Jakmile v jádru dojdou zásoby vodíku, zvětší se a stane se z něj červený obr.

Celkovou životnost hvězdy v hlavní posloupnosti lze odhadnout z její relativní hmotnosti (násobek hmotnosti Slunce).

yperonová hvězda je hypotetický stav, ve kterém se nachází jádro hvězdy po supernově, když jeho hmotnost byla vyšší než 2× hmotnost Slunce a přitom nižší než Tolman-Oppenheimer-Volkoffova mez (občas také Landau-Opppenheimer-Volkoffova mez), tedy 3–5 Sluncí. Hustoty hyperonové hvězdy by se měly pohybovat mezi 10¹⁵–10¹⁷ kg.m³, což je horní hranice pro hustotu neutronové suprakapaliny, hlavní složky neutronových hvězd a 10¹⁷–10¹⁹ kg.m³, kdy už by pokračovalo další hroucení a hyperonové plazma by se dále rozpadlo na kvarky a objekt by se stal kvarkovou (podivnou) hvězdou nebo preonovou hvězdou, což jsou poslední fáze před zhroucením do černé díry, kde hmota ztrácí individualitu.

Jak napovídá název, hyperonové hvězdy jsou složeny z hyperonů, nejtěžších částic s hmotností až 3000× větší než elektron (výjimkou jsou super-energetické složky kosmického záření a některé exotické formy kvarkových komplexů, jako čtyřkvarkový „mezon“ X(3872), tetrakvark Ds(2317) a dva druhy pentakvarků). Ty jsou nestabilní a velice rychle se rozpadají, ale v hyperonovém plazmatu, z něhož jsou hyperonové hvězdy složeny, pro jejich rozpadové produkty není místo a hyperony se stávají stabilními. Hyperony spolu s nukleony patří mezi baryony, částice skládající se ze tří kvarků.

Hyperonové plazma se může vyskytovat i v jádrech neutronových hvězd pod vrstvou neutronové suprakapaliny, spolu s dalšími exotickými formami hmoty jako je pionový kondenzát a snad i kvark-gluonové plazma.

Hyperonové hvězdy zatím nebyly ve vesmíru pozorovány.

Naše galaxie Mléčná dráha či Galaxie je galaxie, v níž se nachází Slunce spolu se sluneční soustavou. Naše Galaxie je velká spirální galaxie s příčkou typu SBc dle Hubbleovy klasifikace. Jde o rozměrem druhou největší galaxii (po galaxii M31 v Andromedě) v Místní skupině galaxií. Její hmotnost je pravděpodobně v této skupině největší.

Průměr disku Galaxie činí přibližně 28 000 pc, což je přibližně 8,6×10¹⁷ km. Jde o výrazně plochý systém – v místě, kde se nachází Slunce je tloušťka galaktického disku asi 920 pc. Poměrem průměru a tloušťky by se tvar Galaxie dal přirovnat k hudebnímu CD. Z disku pouze vystupuje středová příčková výduť – galaktické jádro.

Struktura Galaxie

Galaxie má tvar plochého disku o průměru přibližně 28 000 pc. Disk má výraznou spirální strukturu a je tvořen rameny ve tvaru logaritmických spirál. Spirální ramena vycházejí z galaktické příčky, která vystupuje ze středu Galaxie – galaktického jádra. Spirální disk a střed obklopuje galaktické halo ve tvaru elipsoidu s poloměrem přibližně 20 000 pc. Za galaktickým halem se rozprostírá galaktická koróna o průměru okolo 200 000 pc.

Naše Galaxie se rozměrem i tvarem podobá galaxiím M61 nebo M83.

Ramena Galaxie

Podle zatím posledních dostupných údajů tvoří disk Galaxie několik galaktických ramen ve tvaru logaritmických spirál. V nich se nacházejí především hvězdy populace I, difuzní mlhoviny, kde se tvoří hvězdy a otevřené hvězdokupy. Jde tedy hlavně o mladé objekty. Ramena Galaxie jsou pojmenována podle souhvězdí, kde se nachází jejich největší část (čísla označují umístění ramen na obrázku vpravo:)

• 2 a 8 – rameno Perseus
• 11 – rameno Orion (místní rameno – v něm se nachází také Slunce – číslo 12)
• 5 a 9 – rameno Střelec (rameno Střelec – Lodní kýl)
• 4 a 10 – rameno Štít – Jižní kříž
• 3, 6 a 7 – rameno Pravítko a rameno Labuť

Jádro galaxie

Galaktické jádro naší Galaxie se nachází ve vzdálenosti přibližně 7,6 kiloparseků od Země, ve směru k souhvězdí Střelce, ze kterého přichází nejsilnější radioemise. V centru Mléčné dráhy se nachází supermasivní černá díra.

Neutronové hvězdy jsou závěrečným stádiem vývoje hvězdy. Vznikají jako pozůstatek po výbuchu supernovy typu II, typu Ib nebo Ic.

Vznik

Neutronové hvězdy se podstatně liší od hvězd jako Slunce. Hvězda hlavní posloupnosti (například právě Slunce) je složena z plazmatu a v jejím jádru probíhají termonukleární reakce. Gravitace je kompenzována tlakem plazmatu při vysoké teplotě. Naproti tomu během vzniku neutronové hvězdy jsou pod velkým tlakem elektrony vmáčknuty do jader atomů, čímž se protony v jádrech změní na neutrony (za vyzáření příslušného počtu neutrin), čímž vzniká tzv. neutronový degenerovaný plyn. Tento proces se nazývá neutronizace. Neutronová hvězda se tedy skládá ze samých neutronů a gravitace je kompenzována tlakem, který má původ v Pauliho vylučovacím principu (zjednodušeně by se dalo říci, že z kvantové mechaniky vyplývá „nechuť“ částic jako neutrony (obecněji fermionů) sdílet stejný stav, která se projevuje jako tlak, bránící dalšímu smršťování).

Vlastnosti

Hmotnost a hustota

Hmotnost typických neutronových hvězd se pohybuje v rozmezí od 1,35 slunečních hmot do 2,1 slunečních hmot (teoreticky až 3-5 slunečních hmot, což je hodnota známá jako Tolman-Oppenheimer-Volkoffova mez a představuje mez, při které se těleso složené z degenerovaného neutronového plynu přemění na černou díru, nebo na kvarkovou hvězdu), rozměry neutronové hvězdy jsou však jen mezi 20 a 10 km v průměru (hvězda s vyšší hmotností má menší poloměr). To odpovídá hustotám 8×10¹³ až 2×10¹⁵ g/cm³, za kterých se látka chová jako degenerovaný neutronový plyn.

Intenzivní gravitační pole v okolí neutronové hvězdy dokáže přitáhnout vše hmotné k jejímu gravitačnímu centru. Případné srážky s jinými vesmírnými tělesy by byly doprovázeny uvolněním velkého množství energie, indikovaným mohutnou emisí gama záření.

Zvířetníková souhvězdí čili zodiakální souhvězdí jsou souhvězdí, která nějakou svou částí zasahují do zvířetníku (lze říci, že jimi prostupuje ekliptika). Po ekliptice putuje Slunce během roku a v její blízkosti najdeme i všechny planety (viz Sluneční soustava) a Měsíc. Tím je dána jejich význačnost a to hlavně pro astrology.

I přes jejich souhrnný název neplatí, že by měla mít názvy pouze zvířat. Střelec, Panna nebo Váhy se za zvířata jednoznačně považovat nedají.

Souhvězdí zvířetníku je třeba odlišovat od znamení zvířetníku. Původně se souhvězdí se znameními víceméně kryla (Slunce jimi putovalo ve stejnou dobu), ale vlivem precese se značně vzdálila. Do znamení zvířetníku také z více méně neznámých důvodů nepatří Hadonoš, který ve zvířetníku přesto leží (podle jedné teorie to souvisí s historicky pozdějším oddělením souhvězdí Vah od souhvězdí Štíra). Jinými slovy: je 12 zvířetníkových znamení, avšak 13 souhvězdí zvířetníku.

Vstupy Slunce do zvířetníkových souhvězdí:

• Beran – 18. 4.
• Býk – 13. 5.
• Blíženci – 21. 6.
• Rak – 20. 7.
• Lev – 10. 8.
• Panna – 19. 9.
• Váhy – 30. 10.
• Štír – 22. 11.
• Hadonoš – 29. 11.
• Střelec – 18. 12.
• Kozoroh – 19. 1.
• Vodnář – 16. 2.
• Ryby – 11. 3.

Otevřené hvězdokupy jsou fyzikálně příbuzné skupiny hvězd, které drží pohromadě vzájemnou gravitační přitažlivostí. Proto se rozprostírají v omezené oblasti vesmíru, typicky mnohem menší, než je jejich vzdálenost od nás, takže se všechny nacházejí zhruba ve stejné vzdálenosti. Pravděpodobně vznikly z rozsáhlých kosmických mračen plynu a prachu (difúzní mlhoviny) v Galaxii a pokračovaly v obíhání Galaxie. V mnoha mračnech, které jsou vidět jako jasné difúzní mlhoviny, dochází stále ke tvorbě hvězd a tak můžeme pozorovat vytváření velmi mladých hvězdokup. Proces vytváření zabírá pouze značně krátký čas v porovnání z životností hvězdokupy, a tak jsou všechny podobného stáří. Většina hvězd se vytvořila ze stejné difúzní mlhoviny, a tak mají podobné počáteční chemické složení.

Otevřené hvězdokupy jsou velmi zajímavé pro astrofyziky, z důvodu těchto vlastností:

• hvězdy ve hvězdokupě jsou v přibližně stejné vzdálenosti,
• hvězdy mají zhruba stejné stáří,
• hvězdy mají podobné chemické složení,
• hvězdy mají rozdílnou hmotnost, pohybující se od 80 – 100 hmotností Slunce pro nejhmotnější hvězdy ve velmi mladých hvězdokupách k méně než 0,08 hmotností Slunce. (Údaj o hmotnostech 80 – 100 hmotností Slunce se vztahuje spíše k hvězdokupám mimo naši Galaxii.)

Vzdálenost hvězdokup

Otevřené hvězdokupy představují vzorek hvězd konstatního věku a/nebo stejného chemického složení. To se hodí pro studium s ohledem na hvězdnou strukturu a vývoj a ke stanovení obrysů mnoha stavových diagramů jako například barevný diagram (CMD) nebo Hertzsprung-Russelův diagram (HRD).

Souhvězdí je oblast na obloze s přesně vymezenými hranicemi. Často se souhvězdí říká i zdánlivému útvaru na obloze (alignementu), který je tvořen spojnicemi několika nejjasnějších hvězd. Tyto v dávných dobách lidem připomínaly různé bohy, zvířata apod., podle kterých je pak pojmenovali. V každé civilizaci byl systém souhvězdí jiný.

Na nebi bylo Mezinárodní astronomickou unií (v roce 1925) nakonec ustaveno právě 88 souhvězdí. Z nich 48 nese pojmenování ještě z antických dob, byla popsána v Ptolemaiově Almagestu. Názvy těchto 48 souhvězdí se vztahují k řeckým mýtům. Pokrývají především severní nebeskou klenbu. Jsou to třeba Býk, Velká medvědice, Orion, Andromeda a další. Řecká civilizace pravděpodobně tato souhvězdí převzala z Mezopotámie nebo z Egypta. Tradiční souhvězdí se nachází na té části oblohy, která byla viditelná z 35° severní šířky v době kolem roku 5000 př. n. l. Jednotlivé tvary však mohly být známy už mnohem dříve (například obraz souhvězdí Oriona byl nalezen i na kosti pocházející z doby kamenné).

Souhvězdí jižní oblohy vznikla později. Autory jejich názvů i tvarů jsou mořeplavci a vědci, kteří se v době zámořských objevů dostali na jižní polokouli, kde mohli poprvé tato souhvězdí pozorovat a kteří je potřebovali k orientaci. Popis jižní oblohy dokončil v 18. století francouzský astronom Nicolas Louis de Lacaille. Ten zavedl například souhvězdí: Trojúhelník, Mikroskop, Vývěva a podobně.

Více než 70% všech hvězd tvoří dvojhvězdy a v Mléčné dráze je to více než polovina hvězd, jen asi sedmina hvězd jsou osamocené jako třeba Slunce. Dvě hvězdy (složky) obíhají kolem společného těžiště a to podle třetího Keplerova zákona. Dvojhvězda jsou dvě hvězdy, které jsou na obloze blízko sebe. V zásadě může jít o blízkost dvojího druhu:

• fyzická dvojhvězda – hvězdy jsou skutečně blízko sebe a obíhají kolem společného těžiště, jeden z případů vícenásobné hvězdy,
• optická dvojhvězda – hvězdy jsou v prostoru daleko od sebe, ale z pohledu pozorovatele na Zemi se promítají na stejné místo na obloze.

Fyzická dvojhvězda

Fyzická dvojhvězda má společné těžiště. Obě dvě hvězdy vznikají ve stejný okamžik, ale mohou se vyvíjet různě. Může tak docházet třeba k vývinu jedné rychleji než druhé, což můžeme pozorovat u Algolu nebo jiných jemu podobných dvojhvězd. V takovém případě může nastat situace, kdy jedna hvězda předává té druhé svou hmotu přes tzv. Rocheův lalok. V jiných případech můžou zase vznikat hvězdy, které jsou si sobě podobné i se podobně vyvíjí a dospějí do konečného stádia. Na těchto tělesech se pak dají pozorovat velice dobře např. efekty gravitačních vln. Podle třetího Keplerova zákona lze spočíst hmotnost celé soustavy.

Proměnná hvězda je hvězda, jejíž hvězdná velikost (zdánlivá jasnost), popř. i spektrum, se mění buď v pravidelných nebo nepravidelných časových obdobích.

Proměnné hvězdy se rozdějují do dvou základních skupin podle základní příčiny kolísání jejich jasnosti: na geometrické a fyzikální proměnné hvězdy. Podrobněji se pak dělí na jednotlivé třídy a typy.

Skupiny a třídy proměnných hvězd

Geometrické proměnné hvězdy

U těchto hvězd je jeich proměnná zdánlivá jasnost způsobována geometrií buď vlastní hvězdy nebo těles, která ji obklopují.

Někdy se označují jako zdánlivé proměnné hvězdy. Dělí se do dvou tříd:

• Rotační proměnné hvězdy – hvězdy, které mají na svém povrchu tmavé skvrny (mohou být způsobeny nerovnoměrností magnetického pole hvězdy)
• Zákrytové dvojhvězdy – dvojhvězdy, jejichž složky se vůči pozorovateli ze Země navzájem zakrývají – např. hvězda Algol

Fyzikální proměnné hvezdy

Tyto hvězdy mění svoji jasnost díky změně fyzikálních vlastností vlastní hvězdy. Může jít o změny radiální rychlost (tedy rozpínání a smršťování hvězdy), povrchové teplota a následně i vlastního spektra.

tyto hvězdy se někdy označují jako vlastní proměnné hvězdy. Je jich známo okolo 40 000 a dělí se do tří tříd:

• Pulsující proměnné hvězdy – hvězdy, jejichž proměnnost je způsobena periodickým rozpínáním a smršťováním
• Eruptivní proměnné hvězdy – hvězdy, které vykazují náhlé v jasnosti, což je způsobeno aktivitou v jejich chromosféře nebo koróně
• Explozivní proměnné hvězdy – sem se řadí různé typy hvězd s explozivní změnou jasnosti: symbiotické hvězdy, novy, supernovy a rekurentní novy

Hvězda je kosmický objekt takové hmotnosti, že v něm vzplanula termonukleární reakce. Hvězdy mají téměř kulovitý tvar (musíme dbát i na odstředivou sílu, která vzniká samotnou rotací hvězdy), ve kterém je udržuje gravitace. Hvězdy představují dominantní složku svítící hmoty ve vesmíru. Gravitačně jsou vázány v galaxiích. Jedna galaxie jich čítá kolem 100 miliard. Silnější vazby se vyskytují v hvězdných asociacích nebo hvězdokupách (vždy ovšem v rámci galaxie).

Zemi nejbližší hvězda je Slunce, vzdálená přibližně 8 světelných minut (1 astronomická jednotka).

Vznik hvězdy

Hvězdy vznikají z oblaků mezihvězdné hmoty. Na počátku je nehomogenita (zhuštění), která se začne vlivem gravitace smršťovat. Pro vznik hvězd jsou důležité procesy, které mohou způsobit náhlé zhuštění látky, například blízký výbuch supernovy. Rodící se hvězda se smršťuje do stále menšího objemu, a v jádře narůstá tlak a teplota. Pokud má objekt dostatečnou hmotnost, dojde k zapálení termonukleární reakce a hvězda se dostane do nejdelší části svého života, kdy se v jejím jádře uvolňuje energie syntézou vodíku na helium. Hvězda se ocitne na hlavní posloupnosti, nastává rovnováha mezi gravitací a tlakem plazmatu ohřívaného jadernou reakcí.

V mlhovinách vznikají tím způsobem, že začnou postupně k sobě rychleji a rychleji shromažďovat plyn a prach. Jejich gravitace a hmotnost postupně roste. Tím se také zahřívají a až postupně dosáhnou teploty něco přes 10 miliónů stupňů, vodíkové atomy se začnou spojovat a tvořit jádra helia. Zažehne se fúze mezi vodíkem a heliem. K tomu dojde, pokud má protohvězda větší hmotnost než přibližně desetinu hmotnosti Slunce. Ty s menší hmotností pomalu chladnou a stávají se z nich tělesa podobná Jupiteru (ten má pouze 0,1 % hmotnosti Slunce). Těm se někdy říká hnědí trpaslíci.