Z planety Země můžete vidět množství Hvězdy rozsvěcující oblohu Je to nádherná přírodní ozdoba a božský výtvor. Lampy na osvětlení cesty. Slovo hvězda jako takové pochází z latiny: stella. Význam hvězdy je v tom, že se jedná o svítící kouli plazmatu, která si udržuje svůj tvar díky vlastní gravitaci. Naše planeta má blízkou hvězdu a je to Slunce.
Pouhým okem ze Země v noci jsou však viditelné i další hvězdy, které se jeví jako různé světelné body, které zůstávají fixované na obloze kvůli jejich nesmírné vzdálenosti. Historicky byly nejvýraznější hvězdy seskupeny do souhvězdí a asterismů. Kromě toho se nejjasnější hvězdy začaly nazývat vlastními jmény.
Týmy vědců a astronomů sestavil rozsáhlý katalog hvězd. To dává hvězdám standardní označení pro každou z nich. Dochází k tomu, že většina hvězd ve vesmíru, dokonce i ty mimo naši galaxii, Mléčnou dráhu, jsou ze Země neviditelné pouhým okem. Dokonce většina z nich je z naší planety neviditelná, i když se je pokusíte pozorovat těmi nejvýkonnějšími dalekohledy.
Vzhledem k tomu, část života hvězdy, alespoň září díky termonukleární fúzi vodíku na helium v jeho jádru. Tímto způsobem se uvolňuje energie, která prochází vnitřkem hvězdy a poté vyzařuje ven do vesmíru. Jakmile je vodík v jádru hvězdy téměř vyčerpán, téměř všechny přirozeně se vyskytující prvky, které jsou těžší než helium, jsou vytvořeny hvězdnou nukleosyntézou během života hvězdy.
život hvězdy
Je důležité definovat, co je nukleosíntéza. Je to proces, při kterém vznikají nové chemické prvky, tyto nové prvky vznikají z atomových reakcí. Nukleosyntéza probíhá uvnitř hvězd a také při explozích supernov. Vodík a helium se pomalu rozkládají na těžší atomy.
V některých případech a ne vždy dochází k nukleosyntéze hvězd supernov, když explodují. Na konci svého života může hvězda také obsahovat degenerovaná hmota. Astronomové mohou určit hmotnost, stáří, metalicitu (chemické složení) a mnoho dalších vlastností hvězdy pozorováním jejího pohybu vesmírem, její svítivosti a jejího spektra.
Hvězdy odkazují na svou celkovou hmotnost jako na hlavní determinantu jejich vývoje a také vývoje vaše konečná destinace. Další charakteristiky hvězdy, včetně průměru a teploty, se během jejího života mění, zatímco prostředí hvězdy ovlivňuje její rotaci a pohyb.
K určení stáří a evolučního stavu hvězdy existuje rozptylový graf mnoha hvězd, které se týkají jejich svítivosti, absolutní velikosti, povrchové teploty a spektrálního typu. Tento graf nebo diagram je také známý jako Hertzsprung-Russellův diagram nebo zkráceně HR Diagram.
Gravitační kolaps
Příběh hvězdy začíná gravitační kolaps plynné mlhoviny z materiálu složeného převážně z vodíku spolu s heliem a stopově těžšími prvky. Tak začíná život hvězdy, když je hvězdné jádro dostatečně husté, z vodíku se jadernou fúzí začne stávat helium. Tímto způsobem se během porodu uvolňuje energie.
Po tomto gravitačním kolapsu jsou zbytky vnitřku hvězdy ty, které nesou energie mimo jádro. K tomu dochází prostřednictvím kombinatorické řady procesů záření a konvekce. Vnitřní tlak hvězdy navíc zabraňuje jejímu dalšímu kolapsu, a to pod vlastní gravitací. Poté, když je vodíkové palivo v jádře vyčerpáno, hvězda s hmotností alespoň 0,4 násobku hmotnosti Slunce se po vyčerpání vodíkového paliva v jádru roztáhne a stane se červeným obrem.
Takto se hvězda vyvíjí do a degenerovaná forma. Stejná hvězda stále recykluje část své hmoty v mezihvězdném médiu, kde přispěje ke vzniku nové generace hvězd. Jak se to stane, jádro se stane hvězdným pozůstatkem: což je bílý trpaslík, neutronová hvězda nebo, je-li dostatečně hmotná, také černá díra.
binární a multibinární systém
Tyto hvězdné systémy jsou ty, které se skládají ze dvou nebo více hvězd, které jsou gravitačně spojeny dohromady. Oni jsou binární systémy když se dvě hvězdy gravitačně spojí; jsou multibinární, když se sejdou tři nebo více hvězd. Hvězdy se obecně pohybují kolem sebe po stabilních drahách.
V okamžiku, kdy mají dvě hvězdy relativně blízkou oběžnou dráhu, může mít jejich gravitační interakce významný vliv na jejich vývoj. Hvězdy mohou být součástí gravitačně vázané struktury každý. A ještě mnohem větší, jako je hvězdokupa nebo galaxie.
Prvním astronomem, který se pokusil určit rozložení hvězd na obloze, byl William Herschel. To bylo během 1780. let 600. století, kdy nastavil řadu měřidel v XNUMX směrech a počítal hvězdy pozorované podél každé linie pohledu. Herschel odvodil, že počet hvězd neustále stoupá směrem k určité straně oblohy, ve směru jádro mléčné dráhy.
John Herschel, jeho syn, zopakoval tuto studii na jižní polokouli a na druhé straně našel odpovídající nárůst ve stejném směru. Kromě svých dalších úspěchů je William Herschel také pozoruhodný svým objevem, že některé hvězdy nejsou jednoduše podél stejné linie pohledu, ale jsou také fyzickými společníky, kteří tvoří dvojhvězdné soustavy.
Systém binario
V devatenáctém století, konkrétně v roce 1827, dal badatel Felix Savary první řešení problému odvození dráhy od dvojhvězdy z teleskopických pozorování. Bylo to však XNUMX. století, které zaznamenalo stále rychlejší pokroky ve vědeckém studiu hvězd. Přinesl s sebou fotografii, zdroj, který se stal cenným astronomickým nástrojem.
Především vývoj postsekvenčních dvojhvězd byl výrazně odlišný od vývoje jednotlivých hvězd stejné hmotnosti. Pokud jsou hvězdy ve dvojkové soustavě dostatečně blízko u sebe, když jedna z hvězdy expandují aby se stal rudým obrem, může přetéct svůj lalok Roche.
El Rocheův lalok je to oblast kolem hvězdy, kde je na ni gravitačně vázán materiál, to vede k přenosu materiálu na druhou. Když je Rocheův lalok narušen, může dojít k řadě jevů, včetně kontaktních dvojhvězd, společných obalových dvojhvězd, kataklyzmatických proměnných a supernov typu Ia.
multibinární systém
El multibinární systém je to také ten, který se nazývá multistars. Skládá se ze dvou nebo více hvězd, které jsou gravitačně vázány a obíhají kolem sebe. Multibinární systém se skládá ze tří nebo více hvězd. Z důvodů orbitální stability jsou takové multihvězdné systémy často organizovány do hierarchických souborů dvojhvězd. Z tohoto důvodu se jim většinou říká multibinární.
hvězdokupy
Na druhou stranu kromě dvojhvězdných a multibinárních hvězdných soustav existují i větší skupiny, tzv hvězdokupy. Ty se pohybují od volných hvězdných asociací pouze s několika hvězdami až po obrovské kulové hvězdokupy se stovkami tisíc hvězd. Takové systémy obíhají kolem své hostitelské galaxie.
záření z hvězdy
Ve hvězdách existuje energie, kterou si samy vyrábějí. Jedná se o produkt jaderné fúze. Tato energie přenáší do vesmíru jak elektromagnetické záření, tak záření částic. V druhém případě je to částic emitováno hvězdou a projevuje se jako hvězdný vítr což je to, co proudí z vnějších vrstev jako elektricky nabité protony a částice alfa a beta. Přestože je téměř nehmotný, existuje také neustálý proud neutrin vycházející z jádra hvězdy.
Důvodem, proč hvězdy tak jasně září, je produkce energie v jejich jádru: pokaždé, když se dvě nebo více atomových jader spojí a vytvoří jediné atomové jádro nového, těžšího prvku, dojde k jejich uvolnění. fotony gama zářeníprodukt jaderné fúze. Tato energie je přeměněna na jiné formy elektromagnetické energie s nižší frekvencí, jako je viditelné světlo, když dosáhne vnějších vrstev hvězdy.
Při použití hvězdné spektrum, astronomové mohli přesněji určit povrchovou teplotu hvězd. Kromě toho se můžete zeptat na jejich povrchovou gravitaci, metalicitu a rychlost, s jakou rotují v univerzálním prostoru. Pokud se zjistí vzdálenost hvězdy, například měřením paralaxy, lze odvodit i svítivost hvězdy.
Z modelů hvězd lze odhadnout hmotnost hvězd, poloměr, povrchovou gravitaci a periodu rotace. Pokud jde o hmotnost, lze ji pro hvězdy v binárních systémech vypočítat jejich měřením orbitální rychlosti a vzdálenosti. K měření individuální hmotnosti hvězdy byla použita gravitační mikročočka. S těmito parametry mohou astronomové odhadnout i stáří hvězdy.
svítivost hvězdy
Hvězda může měřit svou svítivost v závislosti na množství světla, které z každé z nich pochází. Také k tomuto parametru můžete přidat další formy Zářivá energie která vyzařuje za jednotku času. Každá hvězda má pohonné jednotky. Ve skutečnosti je svítivost hvězdy určena jejím poloměrem a povrchovou teplotou. Mnoho hvězd nevyzáří rovnoměrně po celém svém povrchu.
Jasným příkladem svítivosti je rychle rotující hvězda Vega. Tato hvězda má vyšší energetický tok. To znamená výkon na jednotku plochy na jeho pólech. Tato síla může být umístěna podél jeho rovníku. Ostatní hvězdy, které mají nižší teplotu a svítivost, mají na povrchu skvrny jako každá jiná. Tyto jsou známé jako hvězdné skvrny. Malé trpasličí hvězdy, jako je Slunce, mají obvykle v podstatě nevýrazné skvrny s pouze drobnými skvrnami.
Na rozdíl od naší hvězdy mají obří hvězdy hvězdné skvrny mnohem větší a nápadnější a také vykazují silné hvězdné ztmavnutí končetin. To znamená, že jas směrem k okraji hvězdného disku klesá. Hvězdy vzplanutí červených trpaslíků, jako je UV Ceti, mohou mít také výrazné skvrny. Pokud jde o barvu hvězdy, je určena frekvencí.
Frekvence, která určuje barva hvězdy, může být intenzivnější než viditelné světlo. Také barva závisí na teplotě vnějších vrstev hvězdy, včetně její fotosféry. Hvězdy ale kromě viditelného světla vyzařují také formy elektromagnetického záření, které jsou pro lidské oko neviditelné. I hvězdné elektromagnetické záření pokrývá celé elektromagnetické spektrum.
Elektromagnetické spektrum
Toto je rozložení energie souboru elektromagnetických vln. Fenomén, který je zmíněn, je objekt tzv elektromagnetické spektrum. Elektromagnetické záření emitované látkou lze také jednoduše nazvat spektrem, což je emisní spektrum; nebo spektrum k elektromagnetickému záření absorbovanému látkou, což je absorpční spektrum.
Toto elektromagnetické spektrum je ve hvězdě od nejdelších vlnových délek rádiových vln přes infračervené, viditelné světlo, ultrafialové až po nejkratší rentgenové a gama záření. Z hlediska celková energie emitovaná hvězdou, ne všechny složky hvězdného elektromagnetického záření jsou významné, ale všechny frekvence poskytují náhled do fyziky hvězdy.
velikost hvězdy
Zdánlivá velikost hvězdy je její zdánlivá jasnost zdánlivá velikost je termín, kterým se vyjadřuje. Dále je funkcí svítivosti hvězdy, určuje také její vzdálenost od Země a změnu světla hvězdy při průchodu atmosférou naší planety. Vlastní nebo absolutní velikost přímo souvisí se svítivostí hvězdy.
Stručně řečeno, je to zdánlivá velikost hvězdy, která určuje, zda je vzdálenost mezi Zemí a hvězdou 10 parseků (32,6 světelných let), což je ten mezi Zemí a naší hvězdou.
H4: Měřítko podle velikosti
ve hvězdách, stupnice zdánlivé velikosti a absolutní jsou logaritmické jednotky. Kromě toho se celočíselný rozdíl v magnitudě rovná změně jasu asi 2,5krát (pátá odmocnina ze sta nebo asi 2,512). To znamená, že hvězda první magnitudy (+1.00) je asi 2,5krát jasnější než hvězda druhé magnitudy (+2.00) a asi stokrát jasnější než hvězda šesté magnitudy (+6.00). Nejslabší hvězdy viditelné pouhým okem za ideálních vizuálních podmínek mají velikost +6.
Čím nižší je číslo magnitudy, tím je hvězda jasnější. To se odráží na vahách, jak zdánlivé, tak absolutní velikosti. Na druhou stranu, naopak, čím vyšší je číslo magnitudy, tím je hvězda slabší. Nejjasnější hvězdy v jakémkoli měřítku mají záporná magnituda. Rozdíl v jasnosti mezi dvěma hvězdami se vypočítá odečtením čísla magnitudy jasnější hvězdy od čísla magnitudy slabší hvězdy s použitím rozdílu jako exponentu pro základní číslo 2,512.
Ve vztahu jak ve vzdálenosti od hvězdy k Zemi, tak ve svítivosti nejsou absolutní velikost hvězdy (M) a zdánlivá velikost (m) ekvivalentní. Příkladem toho je to jasná hvězda Sirius má zdánlivou velikost -1,44, ale má absolutní velikost +1,41.
S ohledem na Slunce je jeho zdánlivá velikost -26,7; jeho absolutní velikost je však pouze +4,83. Sirius, nejjasnější hvězda na noční obloze, jak je vidět ze Země, je asi 23krát svítivější než Slunce. Canopus, druhá nejjasnější hvězda na noční obloze má absolutní velikost -5,53. Je také přibližně 14,000 XNUMXkrát svítivější než Slunce.
Ačkoli je Canopus mnohem jasnější než Sirius, ten druhý se zdá jasnější než Canopus. Důvodem je to, že Sirius je pouze 8,6 světelných let od Země, zatímco Canopus je mnohem dále, ve vzdálenosti 310 světelných let. Z tohoto důvodu ze Země, Siriusi vypadá to mnohem světleji.
hvězdné třídy
Existuje mnoho typů klasifikace hvězd, některé z nich se vztahují k jejich tvaru, jejich barvě, jejich svítivosti. Ale v tomto případě některé zmíníme hvězdné třídy s různými determinanty, to je to, co nazýváme jejich seskupením: jako jsou vázané hvězdy a izolované hvězdy, které budou rozebrány níže. Kromě zmínky o této klasifikaci je však důležité zmínit i hvězdnou distribuci.
vázané hvězdy
Hvězda může být gravitačně propojena navzájem, tímto způsobem se vytvoří binární hvězdné systémy, ternární nebo i větší seskupení. Velká část hvězd v disku Mléčné dráhy patří do binárních systémů. Je vypočteno, že procento se blíží 90 % u hmotných hvězd a klesá na 50 % u hvězd s nízkou hmotností.
Někdy se hvězdy mohou seskupit ve velkých koncentracích v rozmezí desítek až stovek tisíc nebo dokonce milionů hvězd a vytvořit tzv. hvězdokupy. Tyto kupy mohou být způsobeny změnami v galaktickém gravitačním poli nebo mohou být výsledkem výbuchů při formování hvězd. O tom je známo, že většina hvězd se tvoří ve skupinách.
V Mléčné dráze se tradičně rozlišují dva kupovité typy: jedním z typů jsou kulové hvězdokupy, které jsou staré, nacházejí se v halu a obsahují stovky tisíc až miliony hvězd. Druhým typem jsou otevřené hvězdokupy, které jsou z nedávné formace, nacházejí se v disku a obsahují menší počet hvězd.
Od konce XNUMX. století byla tato klasifikace zpochybňována, když byla objevena v disk mléčné dráhy mladé hvězdokupy jako Westerlund 1 nebo NGC 3603. S počtem hvězd podobným počtu kulových hvězdokup. Jedná se o masivní a mladé kupy, které se nacházejí i v jiných galaxiích. Některé příklady jsou: 30 Doradus ve Velkém Magellanově mračnu a NGC 4214-IA v NGC 4214.
izolované hvězdy
Na druhou stranu ne všechny hvězdy si udržují stabilní gravitační vazby. To znamená, že některé, jako Slunce, cestují samy, čímž se hodně oddělují od hvězdné skupiny, ve které byly vytvořeny. Tyto izolované hvězdy reagují pouze na globální gravitační pole tvořené superpozicí polí všech objektů v galaxii: černých děr, hvězd, kompaktních objektů a mezihvězdného plynu.
Hvězdná distribuce
Kromě toho, co bylo zmíněno, hvězdy nejsou normálně rozmístěny rovnoměrně po celém vesmíru. To se děje, navzdory tomu, co se na první pohled zdá, nebo že také mohou být seskupené v galaxiích. Jedním ze způsobů, jak typizovat galaxie, je typická spirální galaxie, jako je naše Mléčná dráha. Obsahuje stovky miliard seskupených hvězd, z nichž většina se nachází v úzké galaktické rovině.
Pouhým okem se pozemská noční obloha jeví jako homogenní, protože je možné pozorovat pouze velmi lokalizovanou oblast oblohy. galaktická rovina. Extrapolací z toho, co je pozorováno v blízkosti sluneční soustavy, lze říci, že většina hvězd je soustředěna v galaktickém disku a v něm v centrální oblasti, galaktické výdutě, která se nachází v souhvězdí Střelce.
hvězdné charakteristiky
Je nezbytné vědět, jaké jsou vlastnosti některých známých hvězd. Ne vždy bude možné přesně určit každou z nich. velikosti jsou relativní a téměř vše o hvězdě je určeno její počáteční hmotností. To zahrnuje vlastnosti, jako je výše zmíněná svítivost, velikost, vývoj, životnost a konečné určení.
Průměr
Velikosti hvězd se neuvěřitelně liší. Vzhledem k velké vzdálenosti od Země se všechny hvězdy kromě Slunce jeví pouhým okem jako jasné body na noční obloze. Blikají kvůli atmosférický efekt kterou naše planeta Země má. Slunce je také hvězda, ale je dostatečně blízko k Zemi, aby se místo toho jevilo jako disk a poskytovalo denní světlo.
Kromě Slunce je hvězdou s největší zdánlivou velikostí R Doradus. Tato hvězda má úhlový průměr pouze 0,057 úhlových sekund. Disky většiny hvězd jsou příliš malé úhlové velikosti na to, aby je bylo možné pozorovat proudem pozemní optické dalekohledy, takže k vytváření snímků těchto objektů jsou zapotřebí interferometrové dalekohledy.
Pro měření úhlové velikosti hvězd, můžete také použít jinou techniku, která je prostřednictvím skrytí. Přesným měřením poklesu jasnosti hvězdy, když je skryta Měsícem (nebo zvýšení jasu, když se znovu objeví), lze vypočítat úhlový průměr hvězdy. Velikost hvězd se pohybuje od neutronových hvězd, které mají průměr od 20 do 40 km.
To se může stát veleobrům, jako je Betelgeuse v souhvězdí Orion, které má průměr asi 1.070krát větší než Slunce. Odhaduje se, že je to asi 1.490.171.880 925.949.878 XNUMX XNUMX km (XNUMX XNUMX XNUMX mil). Betelgeuze má však mnohem nižší hustotu než Slunce.
Rotace
hvězdy mají rychlost otáčení. Rychlost lze určit pomocí spektroskopického měření nebo přesněji určit sledováním jejích hvězdných skvrn. Mladé hvězdy se mohou na rovníku otáčet rychlostí více než 100 km/s. Příkladem toho je, že hvězda třídy B Achernar má rovníkovou rychlost asi 225 km/s nebo více.
To způsobí, že váš rovník bude vyhozen a získáte a rovníkový průměr který je o více než 50 % větší než mezi póly. Tato rychlost rotace je těsně pod kritickou rychlostí 300 km/s, což je rychlost, při které by se hvězda rozpadla. Oproti tomu se Slunce otočí jednou za 25 až 35 dní, a to rovníkovou rychlostí 1.994 XNUMX km/s.
Na druhou stranu, magnetické pole hvězdy Hlavní sekvence a hvězdný vítr slouží k výraznému zpomalení její rotace, jak se vyvíjí v hlavní sekvenci.
degenerované hvězdy
Tyto hvězdy se stáhly do kompaktní hmoty, což má za následek vysokou rychlost rotace. Nicméně, degenerované hvězdy mají relativně nízké rychlosti rotace ve srovnání s tím, co by se dalo očekávat od zachování momentu hybnosti. Tendence rotujícího tělesa kompenzovat zmenšení velikosti je to, co zvyšuje rychlost jeho rotace.
Kromě toho je velká část momentu hybnosti hvězdy rozptýlena v důsledku ztráty hmoty hvězdným větrem. Navzdory tomu, rychlost otáčení puls může být velmi rychlý. Příkladem toho je pulsar v srdci Krabí mlhoviny, který se otáčí 30krát za sekundu. Rychlost rotace pulsaru se bude postupně snižovat v důsledku emise záření.
Teplota
Další charakteristikou hvězdy je povrchová teplota, když je to hlavní sekvence. Je určena rychlostí produkce energie jeho jádra a jeho poloměru. Obvykle se vypočítává z barevného indexu hvězdy. Teplota se obvykle udává jako efektivní teplota, což je teplota idealizovaného černého tělesa, které vyzařuje svou energii při stejné povrchové svítivosti jako hvězda.
Na druhou stranu, teplota v centrální oblasti hvězd je několik milionů stupňů Kelvina Kelvina. Hvězdná teplota bude určovat rychlost ionizace různých prvků, což vede ke vzniku charakteristických absorpčních čar ve spektru. Povrchová teplota hvězdy spolu s její vizuální absolutní velikostí a absorpční charakteristiky, se používá ke klasifikaci hvězdy.