Velikost

© Vědění je síla

Ptolemaios a Almagest

První pokus sestavit katalog hvězd, založený na principu jejich stupně svítivosti, učinil helénský astronom Hipparchos z Nikáje ve 2. století před naším letopočtem. Mezi jeho četnými pracemi (bohužel téměř všechna jsou ztracena) se objevila "Katalog hvězd", obsahující popis 850 hvězd klasifikovaných podle souřadnic a svítivosti. Data shromážděná Hipparchem, který navíc objevil fenomén precese, byla zpracována a přijata další vývoj zásluhou Claudia Ptolemaia z Alexandrie (Egypt) ve 2. stol. INZERÁT Vytvořil zásadní opus "Almagest" ve třinácti knihách. Ptolemaios shromáždil všechny tehdejší astronomické poznatky, roztřídil je a předložil v přístupné a srozumitelné podobě. Součástí Almagestu byl i Hvězdný katalog. Vycházel z pozorování Hipparcha před čtyřmi stoletími. Ale Ptolemaiův „Katalog hvězd“ již obsahoval asi tisíc dalších hvězd.

Ptolemaiův katalog se po tisíciletí používal téměř všude. Hvězdy rozdělil do šesti tříd podle stupně svítivosti: nejjasnější byly přiřazeny do první třídy, méně jasné - do druhé a tak dále. Šestá třída zahrnuje hvězdy, které jsou sotva viditelné pouhým okem. Termín „svítivost nebeských těles“ nebo „hvězdná velikost“ se dodnes používá k určení míry brilantnosti nebeských těles, nejen hvězd, ale také mlhovin, galaxií a dalších nebeských jevů.

Jas hvězdy a vizuální velikost

Při pohledu na hvězdnou oblohu si můžete všimnout, že hvězdy se liší svou jasností nebo zdánlivou brilancí. Nejjasnější hvězdy se nazývají hvězdy 1. magnitudy; ty hvězdy, které mají 2,5krát slabší jas než hvězdy 1. magnitudy, mají 2. magnitudu. Ty z nich jsou klasifikovány jako hvězdy 3. magnitudy. které jsou 2,5krát slabší než hvězdy 2. magnitudy atd. Nejslabší hvězdy viditelné pouhým okem jsou klasifikovány jako hvězdy 6. magnitudy. Je třeba si uvědomit, že název „hvězdná velikost“ neoznačuje velikost hvězd, ale pouze jejich zdánlivou jasnost.

Celkem je na obloze 20 nejjasnějších hvězd, o kterých se obvykle říká, že jsou to hvězdy první velikosti. To ale neznamená, že mají stejný jas. Ve skutečnosti jsou některé z nich o něco jasnější než 1. magnitudy, jiné jsou o něco slabší a pouze jedna z nich je hvězdou přesně 1. magnitudy. Stejná situace platí pro hvězdy 2., 3. a dalších velikostí. Proto k přesnějšímu označení jasnosti konkrétní hvězdy používají zlomkové hodnoty. Takže například ty hvězdy, které jsou svou jasností uprostřed mezi hvězdami 1. a 2. magnitudy, jsou považovány za hvězdy 1,5 magnitudy. Existují hvězdy s velikostí 1,6; 2,3; 3,4; 5.5 atd. Na obloze je vidět několik zvláště jasných hvězd, které svou brilancí převyšují brilanci hvězd 1. magnitudy. U těchto hvězd nula a záporné veličiny. Takže například nejjasnější hvězda na severní polokouli oblohy - Vega - má velikost 0,03 (0,04) magnitudy a nejjasnější hvězda - Sirius - má velikost minus 1,47 (1,46) magnitudy na jižní polokouli. nejjasnější hvězda je Canopus(Kanopus se nachází v souhvězdí Carina. Se zdánlivou magnitudou minus 0,72 má Canopus nejvyšší svítivost ze všech hvězd v okruhu 700 světelných let od Slunce. Pro srovnání, Sirius je pouze 22krát jasnější než naše Slunce, ale je mnohem jasnější. blíže k nám než Canopus Pro mnoho hvězd mezi nejbližšími sousedy Slunce je Canopus nejjasnější hvězdou na jejich obloze.)

Velikost v moderní vědě

V polovině 19. stol. anglický astronom Norman Pogson zdokonalil metodu klasifikace hvězd založenou na principu svítivosti, která existovala již od dob Hipparcha a Ptolemaia. Pogson vzal v úvahu, že rozdíl ve svítivosti mezi oběma třídami je 2,5 (například svítivost hvězdy třetí třídy je 2,5krát větší než svítivost hvězdy čtvrté třídy). Pogson představil novou stupnici, podle které je rozdíl mezi hvězdami první a šesté třídy 100 ku 1 (Rozdíl 5 magnitud odpovídá změně jasnosti hvězd o faktor 100). Rozdíl ve svítivosti mezi jednotlivými třídami tedy není 2,5, ale 2,512 ku 1.

Systém vyvinutý anglickým astronomem umožnil zachovat stávající měřítko (dělení do šesti tříd), ale dal mu maximální matematickou přesnost. Nejprve byla hvězda Polárka vybrána jako nulový bod pro magnitudový systém, její magnituda byla v souladu s Ptolemaiovským systémem určena na 2,12. Později, když vyšlo najevo, že Polárka je proměnná hvězda, byly do role nulového bodu podmíněně přiřazeny hvězdy s konstantními charakteristikami. Jak se technologie a vybavení zlepšovaly, vědci byli schopni určit hvězdnou velikost s větší přesností: na desetiny a později na setiny jednotek.

Vztah mezi zdánlivými hvězdnými velikostmi vyjadřuje Pogsonův vzorec: m 2 -m 1 =-2,5 log(E 2 /E 1) .

Počet n hvězd s vizuální magnitudou větší než L

L	n	L	n	L	n
1	13	8	4.2*10 4	15	3.2*10 7
2	40	9	1.25*10 5	16	7.1*10 7
3	100	10	3.5*10 5	17	1.5*10 8
4	500	11	9*10 5	18	3*10 8
5	1.6*10 3	12	2.3*10 6	19	5.5*10 8
6	4.8*10 3	13	5.7*10 6	20	10 9
7	1.5*10 4	14	1.4*10 7	21	2*10 9

Relativní a absolutní velikost

Hvězdná magnituda, měřená pomocí speciálních přístrojů namontovaných v dalekohledu (fotometrech), udává, kolik světla z hvězdy dopadá k pozorovateli na Zemi. Světlo urazí vzdálenost od hvězdy k nám, a proto čím dále je hvězda, tím slabší je. Jinými slovy, skutečnost, že hvězdy se liší jasností, ještě neposkytuje úplnou informaci o hvězdě. Velmi jasná hvězda může mít velkou svítivost, ale být velmi daleko, a proto má velmi velkou velikost. Pro porovnání jasnosti hvězd bez ohledu na jejich vzdálenost od Země byl zaveden koncept "absolutní velikost". K určení absolutní velikosti potřebujete znát vzdálenost ke hvězdě. Absolutní magnituda M charakterizuje jasnost hvězdy ve vzdálenosti 10 parseků od pozorovatele. (1 parsek = 3,26 světelných let.). Vztah mezi absolutní magnitudou M, zdánlivou magnitudou m a vzdáleností ke hvězdě R v parsekech: M = m + 5 – 5 log R.

U relativně blízkých hvězd, vzdálených na vzdálenost nepřesahující několik desítek parseků, je vzdálenost určena paralaxou způsobem, který je znám již dvě stě let. V tomto případě jsou měřeny zanedbatelné úhlové posuny hvězd, když jsou pozorovány z různých bodů zemské oběžné dráhy, tedy v různých ročních obdobích. Paralaxy i těch nejbližších hvězd jsou menší než 1". Pojem paralaxa je spojen s názvem jedné ze základních jednotek v astronomii - parsek. Parsek je vzdálenost k pomyslné hvězdě, jejíž roční paralaxa je rovna 1".

Vážení návštěvníci!

Vaše práce je zakázána JavaScript. Povolte prosím skripty ve svém prohlížeči a otevře se vám plná funkčnost webu!

Astronomie

• Překlad

Znáte je všechny a také důvody jejich jasu?

Mám hlad po nových znalostech. Smyslem je učit se každý den a být stále jasnější. To je podstata tohoto světa.
- Jay-Z

Když si představíte noční oblohu, s největší pravděpodobností se vám vybaví tisíce hvězd třpytících se proti černé pokrývce noci, něco, co lze skutečně vidět jen mimo města a další zdroje světelného znečištění.

Ale ti z nás, kteří nejsou svědky takové podívané pravidelně, postrádají skutečnost, že hvězdy pozorované z městských oblastí s vysokým světelným znečištěním vypadají jinak, než když se dívají v temné podmínky. Jejich barva a relativní jasnost je okamžitě odlišují od sousedních hvězd a každá má svůj vlastní příběh.

Lidé na severní polokouli pravděpodobně okamžitě poznají Ursa Major nebo písmeno W v Cassiopeia, zatímco na jižní polokouli musí být nejznámějším souhvězdím Jižní kříž. Tyto hvězdy ale nepatří mezi deset nejjasnějších!

Mléčná dráha vedle Jižního kříže

Každá hvězda má svůj životní cyklus, ke kterému je vázána od okamžiku narození. Když se vytvoří jakákoliv hvězda, dominantním prvkem bude vodík - nejhojnější prvek ve vesmíru - a její osud je určen pouze její hmotností. Hvězdy s hmotností 8 % Slunce mohou ve svých jádrech zažehnout reakce jaderné fúze, fúzující helium z vodíku, a jejich energie se postupně přesouvá zevnitř ven a vylévá se do vesmíru. Nízkohmotné hvězdy jsou červené (kvůli nízkým teplotám), stmívají se a pomalu spalují své palivo – ty nejdéle žijící jsou předurčeny k tomu, aby hořely biliony let.

Ale čím více hmoty hvězda získá, tím je její jádro teplejší a tím větší je oblast, ve které dochází k jaderné fúzi. V době, kdy hvězda dosáhne hmotnosti Slunce, spadá do třídy G a její životnost nepřesáhne deset miliard let. Zdvojnásobte hmotnost Slunce a získáte hvězdu třídy A, která je jasně modrá a žije méně než dvě miliardy let. A nejhmotnější hvězdy, třídy O a B, žijí jen několik milionů let, po kterých jejich jádru dojde vodíkové palivo. Není divu, že nejhmotnější a nejžhavější hvězdy jsou také nejjasnější. Typická hvězda třídy A může být 20krát jasnější než Slunce a ty nejhmotnější mohou být desetitisíckrát jasnější!

Ale bez ohledu na to, jak hvězda začíná život, vodíkové palivo v jejím jádru dochází.

A od té chvíle začne hvězda spalovat těžší prvky, expandovat do obří hvězdy, chladnější, ale také jasnější než ta původní. Obří fáze je kratší než fáze hoření vodíku, ale díky své neuvěřitelné jasnosti je viditelná z mnohem větších vzdáleností, než odkud byla viditelná původní hvězda.

Vezmeme-li toto vše v úvahu, přejděme k deseti nejjasnějším hvězdám na naší obloze se zvyšujícím se pořadím jasnosti.

10. Achernar. Jasně modrá hvězda se sedminásobnou hmotností Slunce a 3000násobnou jasností. Toto je jedna z nejrychleji rotujících hvězd, které známe! Rotuje tak rychle, že jeho rovníkový poloměr je o 56 % větší než jeho polární poloměr a teplota na pólu – protože je mnohem blíže k jádru – je o 10 000 K vyšší. Ale je od nás docela daleko, 139 světelných let daleko.

9. Betelgeuse. Betelgeuse, červený obr v souhvězdí Orionu, byla jasná a horká hvězda třídy O, dokud jí nedošel vodík a nepřešla na helium. I přes nízká teplota Při 3500 K je více než 100 000krát jasnější než Slunce, a proto patří mezi deset nejjasnějších, přestože je vzdálená 600 světelných let. Během příštího milionu let se Betelgeuse stane supernovou a dočasně se stane nejjasnější hvězdou na obloze, která je možná viditelná během dne.

8. Procyon. Hvězda je velmi odlišná od těch, které jsme zvažovali. Procyon je skromná hvězda třídy F, jen o 40 % větší než Slunce a na pokraji vyčerpání vodíku v jeho jádru – což znamená, že jde o podobr v procesu evoluce. Je asi 7krát jasnější než Slunce, ale je jen 11,5 světelných let daleko, takže může být jasnější než všechny hvězdy na naší obloze kromě sedmi.

7. Rigel. V Orionu není Betelgeuse nejjasnější z hvězd – toto vyznamenání je uděleno Rigelovi, hvězdě od nás ještě vzdálenější. Je vzdálená 860 světelných let a s teplotou pouhých 12 000 stupňů není Rigel hvězdou hlavní posloupnosti – je to vzácný modrý veleobr! Je 120 000krát jasnější než Slunce a svítí tak jasně ne kvůli své vzdálenosti od nás, ale kvůli své vlastní jasnosti.

6. Kaple. Jde o zvláštní hvězdu, protože ve skutečnosti jde o dva červené obry s teplotami srovnatelnými se Sluncem, ale každý je asi 78krát jasnější než Slunce. Ve vzdálenosti 42 světelných let je to kombinace vlastní jasnosti, relativně krátké vzdálenosti a skutečnosti, že jsou dvě, co umožňuje Capelle být na našem seznamu.

5. Vega. Nejjasnější hvězda z trojúhelníku léto-podzim, domova mimozemšťanů z filmu „Kontakt“. Astronomové ji používali jako standardní hvězdu „nulové velikosti“. Nachází se jen 25 světelných let od nás, patří ke hvězdám hlavní posloupnosti a je jednou z nejjasnějších hvězd třídy A, které známe, a je také docela mladá, stará pouhých 400-500 milionů let. Navíc je 40krát jasnější než Slunce a je pátou nejjasnější hvězdou na obloze. A ze všech hvězd na severní polokouli je Vega hned po jedné hvězdě...

4. Arcturus. Oranžový obr je na evolučním měřítku někde mezi Procyonem a Capellou. Je to nejjasnější hvězda na severní polokouli a lze ji snadno najít pomocí „rukojeť“ Velkého vozu. Je 170krát jasnější než Slunce a po své evoluční cestě se může stát ještě jasnější! Je jen 37 světelných let daleko a pouze tři hvězdy jsou jasnější než ona, všechny se nacházejí na jižní polokouli.

3. Alfa Centauri. Jedná se o trojitý systém, ve kterém je hlavní člen velmi podobný Slunci a sám je slabší než jakákoli hvězda z deseti. Systém Alpha Centauri se ale skládá z hvězd, které jsou nám nejblíže, takže jeho umístění ovlivňuje jeho zdánlivou jasnost – je koneckonců jen 4,4 světelných let daleko. Vůbec ne jako číslo 2 na seznamu.

2. Canopus. Superobr bílý Canopus je 15 000krát jasnější než Slunce a je druhou nejjasnější hvězdou na noční obloze, přestože je vzdálený 310 světelných let. Je desetkrát hmotnější než Slunce a 71krát větší – není divu, že svítí tak jasně, ale na první místo se dostat nemohl. Koneckonců, nejjasnější hvězda na obloze je...

1. Sirius. Je dvakrát jasnější než Canopus a pozorovatelé na severní polokouli mohou často vidět, jak v zimě vychází za souhvězdí Orion. Často bliká, protože jeho jasné světlo může pronikat spodní atmosférou lépe než světlo jiných hvězd. Je jen 8,6 světelných let daleko, ale je to hvězda třídy A, dvakrát hmotnější a 25krát jasnější než Slunce.

Možná vás překvapí, že nejlepší hvězdy na seznamu nejsou nejjasnější nebo nejbližší hvězdy, ale spíše kombinace dostatečně jasných a dostatečně blízkých, aby zářily nejjasněji. Hvězdy umístěné dvakrát tak daleko mají čtyřikrát menší jas, takže Sirius září jasněji než Canopus, který září jasněji než Alpha Centauri atd. Zajímavé je, že trpasličí hvězdy třídy M, ke kterým patří tři z každých čtyř hvězd ve vesmíru, na tomto seznamu vůbec nejsou.

Co si z této lekce můžeme odnést: někdy se věci, které se nám zdají nejnápadnější a nejzřejmější, ukáží jako ty nejneobvyklejší. Běžné věci může být mnohem těžší najít, ale to znamená, že musíme zlepšit naše pozorovací metody!

Zdánlivý jas

Podívejte se na oblohu v noci. S největší pravděpodobností uvidíte tucet nebo jeden a půl velmi jasných hvězd (v závislosti na ročním období a vaší poloze na Zemi), několik desítek slabších hvězd a mnoho, mnoho velmi slabých.

Jas hvězd je jejich nejstarší charakteristikou, kterou člověk zaznamenal. Dokonce i ve starověku lidé přišli s mírou jasu hvězd - „hvězdnou velikostí“. I když se tomu říká „velikost“, nemluvíme samozřejmě o velikosti hvězd, ale pouze o jejich jasnosti vnímané okem. Některým jasným hvězdám byla přiřazena první magnituda. U hvězd, které vypadaly o něco tlumeněji - druhá. Hvězdy, které vypadaly stejně tlumeněji než ty předchozí – třetí. A tak dále.

Všimněte si, že čím jasnější je hvězda, tím menší je velikost. Hvězdy první velikosti nejsou zdaleka nejjasnější na obloze. Bylo nutné zadat nulovou velikost a dokonce i záporné. Možné jsou i zlomkové veličiny. Nejslabší hvězdy, které lidské oko vidí, jsou hvězdy šesté velikosti. S dalekohledem můžete vidět až na sedmou, s amatérským dalekohledem - až na desátou nebo dvanáctou a moderní Hubbleův orbitální dalekohled dosáhne až na třicátou.

Zde jsou magnitudy našich známých hvězd: Sirius (-1,5), Alpha Centauri (-0,3), Betelgeuse 0,3 (v průměru, protože proměnná). Každý slavných hvězd Velká medvědice je hvězda druhé velikosti. Velikost Venuše může dosahovat až (-4,5) - tedy velmi jasný bod, pokud budete mít to štěstí, že ho uvidíte, Jupiter - až (-2,9).

Takto se jasnost hvězd měří po mnoho staletí okem, přičemž se porovnávají hvězdy s těmi standardními. Ale pak se objevily nestranné nástroje a bylo objeveno zajímavý fakt. Jaká je zdánlivá jasnost hvězdy? Lze jej definovat jako množství světla (fotonů) z této hvězdy, které vstoupí do našeho oka najednou. Ukázalo se tedy, že stupnice velikosti je logaritmická (jako všechny stupnice založené na vnímání smyslů). To znamená, že rozdíl v jasnosti o jednu velikost je rozdíl v počtu fotonů dvaapůlkrát. Porovnejte například s hudební stupnicí, je to totéž: oktávový rozdíl ve výšce je dvojnásobný rozdíl ve frekvenci.

Měření zdánlivé jasnosti hvězd ve magnitudách se stále používá ve vizuálních pozorováních hodnoty magnitudy jsou zaznamenány ve všech astronomických referenčních knihách. Hodí se například pro rychlé posouzení a porovnání jasnosti hvězd.

Síla záření

Jas hvězd, které vidíme očima, závisí nejen na parametrech samotné hvězdy, ale také na vzdálenosti ke hvězdě. Například malý, ale blízký Sirius nám připadá jasnější než vzdálený veleobr Betelgeuse.

Pro studium hvězd je samozřejmě potřeba porovnávat jasy, které nezávisí na vzdálenosti. (Lze je vypočítat na základě znalosti zdánlivé jasnosti hvězdy, vzdálenosti k ní a odhadu absorpce světla v daném směru.)

Nejprve byla jako taková míra používána absolutní velikost - teoretická velikost, kterou by hvězda měla, kdyby byla umístěna ve standardní vzdálenosti 10 parseků (32 světelných let). Ale přesto je to pro astrofyzikální výpočty nevhodná veličina, založená na subjektivním vnímání. Ukázalo se, že mnohem pohodlnější je měřit nikoli teoretickou zdánlivou jasnost, ale velmi reálnou radiační sílu hvězdy. Tato veličina se nazývá svítivost a měří se ve svítivosti Slunce, svítivost Slunce se bere jako jedna.

Pro informaci: svítivost Slunce je 3,846 * 10 na dvacátou šestou mocninu wattů.

Rozsah jasů známých hvězd je obrovský: od tisícin (a dokonce miliontin) Slunce po pět až šest milionů.

Svítivosti nám známých hvězd: Betelgeuse - 65 000 sluneční, Sirius - 25 sluneční, Alpha Centauri A - 1,5 sluneční, Alpha Centauri B - 0,5 sluneční, Proxima Centauri - 0,00006 sluneční.

Ale protože jsme přešli od mluvení o jasu k mluvení o síle záření, je třeba vzít v úvahu, že jedno s druhým vůbec nesouvisí jednoznačně. Faktem je, že zdánlivá jasnost se měří pouze ve viditelné oblasti a hvězdy vyzařují mnohem více než jen tento rozsah. Víme, že naše Slunce nejen svítí (viditelné světlo), ale také zahřívá (infračervené záření) a způsobuje opálení (ultrafialové záření) a tvrdší záření zadržuje atmosféra. Maximální záření Slunce spadá přesně do středu viditelného rozsahu – což není překvapivé: v procesu evoluce byly naše oči naladěny specificky na sluneční záření; Ze stejného důvodu se Slunce ve vakuu jeví úplně bílé. Ale u chladnějších hvězd je maximum záření posunuto do červené nebo dokonce infračervené oblasti. Existují velmi chladné hvězdy, jako je R Doradus, které vyzařují většinu svého záření v infračervené oblasti. U teplejších hvězd je naopak maximum záření posunuto do modré, fialové nebo dokonce ultrafialové oblasti. Odhadování síly záření takových hvězd z viditelného záření bude ještě chybnější.

Proto se používá koncept „bolometrické svítivosti“ hvězdy, tzn. včetně záření ve všech rozsazích. Bolometrická svítivost, jak je z výše uvedeného zřejmé, se může znatelně lišit od obvyklé (ve viditelné oblasti). Například obvyklá svítivost Betelgeuse je 65 000 slunečních a bolometrická svítivost je 100 000!

Co určuje sílu záření hvězdy?

Síla záření hvězdy (a tedy jasnost) závisí na dvou hlavních parametrech: teplotě (čím je tepleji, tím více energie se vyzáří na jednotku plochy) a ploše (čím větší je, tím více energie může hvězda vyzařovat při stejná teplota).

Z toho vyplývá, že nejjasnější hvězdy ve vesmíru musí být modří hyperobři. To je pravda, takové hvězdy se nazývají „jasně modré proměnné“. Naštěstí je jich málo a všichni jsou od nás velmi daleko (což je nesmírně užitečné pro život proteinů), ale patří mezi ně slavná „Pistol Star“, Eta Carinae a další šampioni Vesmíru v jasu.

Jedna věc, kterou je třeba mít na paměti, je, že zatímco jasně modré proměnné jsou skutečně nejjasnějšími známými hvězdami (5-6 milionů slunečních jasů), nejsou největší. Červení hyperobři jsou mnohem větší než modří hyperobři, ale kvůli teplotě jsou méně svítící.

Pojďme si odpočinout od exotických hypergiantů a podívat se na hvězdy hlavní sekvence. Procesy probíhající ve všech hvězdách hlavní posloupnosti jsou v zásadě podobné (rozložení radiačních zón a konvekčních zón v objemu hvězdy je různé, ale pokud veškerá termonukleární fúze probíhá v jádře, nehraje to zvláštní roli ). Jediným parametrem, který určuje teplotu hvězdy hlavní posloupnosti, je tedy hmotnost. Je to tak jednoduché: čím těžší, tím žhavější. Velikosti hvězd hlavní posloupnosti jsou také určeny hmotností (ze stejného důvodu, podobností struktury a probíhajících procesů). Ukazuje se tedy, že čím těžší, tím větší a žhavější, tedy nejžhavější hvězdy hlavní posloupnosti, jsou také největší. Pamatujete si obrázek s viditelnými barvami hvězd? Velmi dobře ilustruje tento princip.

To znamená, že nejžhavější hvězdy hlavní posloupnosti jsou také nejvýkonnější (nejjasnější) a čím nižší je jejich teplota, tím nižší je jejich svítivost. Proto má hlavní posloupnost na Hertzsprung-Russellově diagramu tvar diagonálního proužku od levého horního rohu (nejžhavější hvězdy jsou nejjasnější) k pravému dolnímu (nejmenší hvězdy jsou nejslabší).

Světlušek je méně než světlušek

S jasem hvězd souvisí ještě jedno pravidlo. Bylo odvozeno statisticky a následně vysvětleno v teorii hvězdného vývoje. Čím jasnější jsou hvězdy, tím je jejich počet menší.

To znamená, že existuje mnohem více matných hvězd než jasných. Oslnivých hvězd spektrálního typu O je velmi málo; je znatelně více hvězd spektrální třídy B; existuje ještě více hvězd spektrálního typu A a tak dále. Navíc s každou spektrální třídou se počet hvězd zvyšuje exponenciálně. Takže největší hvězdnou populací ve vesmíru jsou červení trpaslíci - nejmenší a nejslabší hvězdy.

A z toho plyne, že naše Slunce má daleko k „obyčejné“ hvězdě co do síly, ale velmi slušné. Je známo relativně málo hvězd, jako je Slunce, a ještě méně těch silnějších.

Zářivost

Po dlouhou dobu se astronomové domnívali, že rozdíl ve zdánlivé jasnosti hvězd souvisí pouze se vzdáleností k nim: čím dále je hvězda, tím méně jasná by se měla jevit. Když však byly známy vzdálenosti ke hvězdám, astronomové zjistili, že někdy vzdálenější hvězdy mají větší zdánlivou jasnost. To znamená, že zdánlivá jasnost hvězd závisí nejen na jejich vzdálenosti, ale také na skutečné síle jejich světla, tedy na jejich svítivosti. Svítivost hvězdy závisí na velikosti povrchu hvězd a její teplotě. Svítivost hvězdy vyjadřuje její skutečnou svítivost ve srovnání se svítivostí Slunce. Například, když říkají, že svítivost Síria je 17, znamená to, že skutečná intenzita jeho světla je 17krát větší než intenzita Slunce.

Stanovením svítivosti hvězd astronomové zjistili, že mnoho hvězd je tisíckrát jasnějších než Slunce, například svítivost Deneba (alfa Cygnus) je 9400. Mezi hvězdami jsou takové, které vyzařují stotisíckrát více světlo než Slunce. Příkladem je hvězda symbolizovaná písmenem S v souhvězdí Dorado. Září 1 000 000krát jasněji než Slunce. Jiné hvězdy mají stejnou nebo téměř stejnou svítivost jako naše Slunce, například Altair (Alpha Aquila) -8. Existují hvězdy, jejichž svítivost je vyjádřena v tisícinách, to znamená, že jejich svítivost je stokrát menší než svítivost Slunce.

Barva, teplota a složení hvězd

Hvězdy mají jinou barvu. Například Vega a Deneb jsou bílé, Capella je nažloutlá a Betelgeuse je načervenalá. Čím nižší je teplota hvězdy, tím je červenější. Teplota bílých hvězd dosahuje 30 000 a dokonce 100 000 stupňů; teplota žlutých hvězd je asi 6000 stupňů a teplota červených hvězd je 3000 stupňů a méně.

Hvězdy se skládají z horkých plynných látek: vodík, helium, železo, sodík, uhlík, kyslík a další.

Shluk hvězd

Hvězdy v obrovském prostoru Galaxie jsou rozmístěny celkem rovnoměrně. Některé z nich se ale na určitých místech stále hromadí. Samozřejmě i tam jsou vzdálenosti mezi hvězdami stále velmi velké. Ale kvůli obrovským vzdálenostem vypadají takto blízko umístěné hvězdy jako hvězdokupa. Proto se jim tak říká. Nejznámější z hvězdokup jsou Plejády v souhvězdí Býka. Pouhým okem lze v Plejádách rozlišit 6-7 hvězd, které se nacházejí velmi blízko sebe. Dalekohledem je jich na malé ploše vidět více než sto. Jedná se o jednu z hvězdokup, ve kterých hvězdy tvoří víceméně izolovaný systém, spojený společným pohybem v prostoru. Průměr této hvězdokupy je asi 50 světelných let. Ale i přes zdánlivou blízkost hvězd v této hvězdokupě jsou od sebe ve skutečnosti dost daleko. Ve stejném souhvězdí, obklopujícím jeho hlavní - nejjasnější - načervenalou hvězdu Al-debaran, se nachází další, více rozptýlená hvězdokupa - Hyády.

Některé hvězdokupy se ve slabých dalekohledech jeví jako mlhavé, rozmazané skvrny. U výkonnějších dalekohledů se tyto skvrny, zejména směrem k okrajům, rozpadají na jednotlivé hvězdy. Velké dalekohledy umožňují zjistit, že se jedná o zvláště blízké hvězdokupy, které mají kulovitý tvar. Proto se takové shluky nazývají kulové. Nyní je známo více než sto kulových hvězdokup. Všichni jsou od nás velmi daleko. Každá z nich se skládá ze stovek tisíc hvězd.

Otázka, co je svět hvězd, je zřejmě jednou z prvních otázek, kterým lidstvo čelí od úsvitu civilizace. Každý, kdo uvažuje o hvězdné obloze, nedobrovolně spojuje nejjasnější hvězdy mezi sebou do nejjednodušších tvarů - čtverců, trojúhelníků, křížů a stává se nedobrovolným tvůrcem vlastní mapy hvězdné oblohy. Naši předkové šli stejnou cestou a rozdělili hvězdnou oblohu na jasně rozlišitelné kombinace hvězd zvané souhvězdí. Ve starověkých kulturách nacházíme zmínky o prvních souhvězdích, ztotožňovaných se symboly bohů či mýtů, které se k nám dostaly v podobě poetických názvů - souhvězdí Orion, souhvězdí Canes Venatici, souhvězdí Andromedy, atd. Tato jména jako by symbolizovala představy našich předků o věčnosti a neměnnosti vesmíru, neměnnosti a neměnnosti harmonie kosmu.

Jak dlouho může hvězda žít? Nejprve si ji definujme: dobou života hvězdy rozumíme její schopnost provádět jadernou fúzi. Protože „mrtvola hvězdy“ může viset dlouhou dobu i po skončení syntézy.

Obvykle platí, že čím méně hmotná je hvězda, tím déle bude žít. Hvězdy s nejnižší hmotností jsou červení trpaslíci. Mohou mít 7,5 až 50 procent hmotnosti Slunce. Cokoli méně hmotného nemůže podstoupit jadernou fúzi – a nebude hvězdou. Současné modely naznačují, že nejmenší červení trpaslíci mohou vydržet až 10 bilionů let. Porovnejte to s naším Sluncem, kde fúze potrvá přibližně 10 miliard let – tisíckrát méně. Jakmile dojde k roztavení většiny vodíku, teorie říká, že ze světle červeného trpaslíka se stane modrý trpaslík, a když se zbývající vodík vyčerpá, fúze v jádře se zastaví a trpaslík zbělá.

Nejstarší hvězdy

Nejstarší hvězdy se zdají být ty, které vznikly bezprostředně po velkém třesku (asi před 13,8 miliardami let). Astronomové mohou odhadnout stáří hvězd pohledem na jejich hvězdné světlo – to jim říká, kolik jednotlivých prvků je ve hvězdě (např. vodík, helium, lithium). Nejstarší hvězdy bývají složeny převážně z vodíku a hélia, s velmi malou hmotností věnovanou těžším prvkům.

Nejstarší pozorovaná hvězda je SMSS J031300.36-670839.3. Jeho objev byl oznámen v únoru 2014. Jeho stáří se odhaduje na 13,6 miliardy let a stále nepatří mezi první hvězdy. Takové hvězdy ještě nebyly objeveny, ale určitě by mohly být. Červení trpaslíci, jak jsme poznamenali, žijí biliony let, ale je velmi obtížné je odhalit. Každopádně, i když takové hvězdy existují, hledat je je jako hledat jehlu v kupce sena.

Nejtemnější hvězdy

Které hvězdy jsou nejtemnější? Než odpovíme na tuto otázku, pojďme pochopit, co je to "dim". Čím dále jste od hvězdy, tím slabší je, takže stačí odstranit vzdálenost jako faktor a změřit její jas, neboli celkové množství energie emitované hvězdou ve formě fotonů, částic světla.

Pokud se omezíme na hvězdy, které jsou stále v procesu fúze, pak nejnižší svítivost najdeme u červených trpaslíků. Nejchladnější hvězdou s nejnižší svítivostí je v současnosti červený trpaslík 2MASS J0523-1403. Trochu méně světla – a vstoupíme do království hnědých trpaslíků, kteří už nejsou hvězdami.

Mohou zde být také zbytky hvězd: bílí trpaslíci, neutronové hvězdy atd. Jak mdlé mohou být? Bílí trpaslíci jsou o něco světlejší, ale dlouho se ochladí. Po určité době se promění ve studené kusy uhlí, prakticky ne vyzařující světlo- stát se „černými trpaslíky“. Bílým trpaslíkům trvá velmi dlouho, než se ochladí, takže prostě ještě neexistují.

Astrofyzici zatím nevědí, co se stane s hmotou neutronových hvězd, když vychladnou. Pozorováním supernov v jiných galaxiích mohou odhadnout, že v naší galaxii muselo vzniknout několik set milionů neutronových hvězd, ale zatím byl zaznamenán pouze malý zlomek tohoto počtu. Zbytek musel vychladnout natolik, že se prostě staly neviditelnými.

A co černé díry v hlubokém mezigalaktickém prostoru bez ničeho na oběžné dráze? Stále emitují nějaké záření, známé jako Hawkingovo záření, ale ne moc. Takové osamělé černé díry pravděpodobně září méně než zbytky hvězd. existují? Možná.

Nejjasnější hvězdy

Nejjasnější hvězdy bývají také nejhmotnější. Bývají to také Wolf-Rayetovy hvězdy, což znamená, že jsou horké a vrhají spoustu hmoty do silných hvězdných větrů. Nejjasnější hvězdy také nežijí nijak zvlášť dlouho: „žij rychle, zemři mladý“.

Dosud nejjasnější hvězda (a nejhmotnější) je považována za R136a1. Jeho otevření bylo oznámeno v roce 2010. Je to Wolf-Rayetova hvězda se svítivostí přibližně 8 700 000 slunečních paprsků a hmotností 265krát větší než naše domovská hvězda. Kdysi jeho hmotnost byla 320 slunečních paprsků.

R136a1 je ve skutečnosti součástí husté hvězdokupy zvané R136. Podle Paula Crowthera, jednoho z objevitelů, „planetám trvá formování déle, než hvězdě, jako je tato, déle žije a umírá. I kdyby tam byly planety, nebyli by na nich žádní astronomové, protože noční obloha byla stejně jasná jako denní.“

Největší hvězdy

Navzdory své obrovské hmotnosti není R136a1 největší hvězdou (podle velikosti). Existuje mnoho větších hvězd a všechny jsou to rudí veleobri – hvězdy, které byly celý život mnohem menší, dokud jim nedošel vodík, nezačaly fúzovat helium a jejich teplota začala stoupat a expandovat. Naše Slunce nakonec čeká podobný osud. Vodík dojde a hvězda se roztáhne a změní se v červeného obra. Aby se hvězda stala rudým veleobrem, musí být 10krát hmotnější než naše Slunce. Fáze červeného veleobra je obvykle krátká, trvá jen několik tisíc až miliardu let. To není podle astronomických měřítek mnoho.

Nejznámějšími červenými veleobry jsou Alpha Antares a Betelgeuse, ale ve srovnání s těmi největšími jsou také docela malí. Najít největšího rudého veleobra je velmi neplodná snaha, protože přesné velikosti takových hvězd je velmi obtížné s jistotou odhadnout. Ty největší by měly být 1500krát širší než Slunce, možná i více.

Hvězdy s nejjasnějšími výbuchy

Fotony s vysokou energií se nazývají gama paprsky. Rodí se v důsledku jaderných výbuchů, takže některé země vypouštějí speciální družice pro vyhledávání gama záření způsobeného jadernými testy. V červenci 1967 takové americké satelity detekovaly výbuch gama záření, který nebyl způsoben jaderným výbuchem. Od té doby bylo objeveno mnohem více podobných výbuchů. Obvykle jsou krátkodobé, trvají pouze několik milisekund až několik minut. Ale velmi jasné - mnohem jasnější než nejjasnější hvězdy. Jejich zdroj není na Zemi.

Co způsobuje záblesky gama záření? Existuje spousta dohadů. Dnes se většina spekulací scvrkává na explozi hmotných hvězd (supernov nebo hypernov), které se stávají neutronovými hvězdami nebo černými dírami. Některé záblesky gama záření jsou způsobeny magnetary, typem neutronové hvězdy. Jiné záblesky gama mohou být výsledkem sloučení dvou neutronových hvězd do jedné nebo pádu hvězdy do černé díry.

Nejúžasnější bývalé hvězdy

Černé díry nejsou hvězdy, ale pozůstatky hvězd – ale je zábavné je srovnávat s hvězdami, protože taková srovnání ukazují, jak neuvěřitelné mohou být obě.

Černá díra je to, co vzniká, když je gravitace hvězdy dostatečně silná, aby překonala všechny ostatní síly a způsobila, že se hvězda zhroutí do sebe do bodu singularity. S nenulovou hmotností, ale nulovým objemem by takový bod měl teoreticky nekonečnou hustotu. Nekonečna jsou však v našem světě vzácná, takže jednoduše nemáme dobré vysvětlení toho, co se děje ve středu černé díry.

Černé díry mohou být extrémně masivní. Černé díry objevené v centrech jednotlivých galaxií mohou mít hmotnost desítek miliard Slunce. Navíc hmota na oběžné dráze supermasivních černých děr může být velmi jasná, jasnější než všechny hvězdy v galaxiích. V blízkosti černé díry mohou být také silné výtrysky pohybující se téměř rychlostí světla.

Nejrychleji se pohybující hvězdy

V roce 2005 Warren Brown a další astronomové z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics oznámili objev hvězdy pohybující se tak rychle, že vyletěla z Mléčné dráhy a už se nikdy nevrátí. Její oficiální název je SDSS J090745.0+024507, ale Brown ji nazval „rogue star“.

Byly objeveny i další rychle se pohybující hvězdy. Jsou známé jako hyperrychlostní hvězdy nebo ultrarychlé hvězdy. V polovině roku 2014 bylo objeveno 20 takových hvězd. Zdá se, že většina z nich pochází ze středu galaxie. Podle jedné hypotézy kolem černé díry ve středu galaxie prošla dvojice úzce souvisejících hvězd (dvojkový systém), jedna hvězda byla zachycena černou dírou a druhá byla vyvržena vysokou rychlostí.

Jsou hvězdy, které se pohybují ještě rychleji. Obecně řečeno, čím dále je hvězda od naší galaxie, tím rychleji se od nás vzdaluje. To je způsobeno rozpínáním vesmíru, nikoli pohybem hvězdy ve vesmíru.

Nejproměnnější hvězdy

Jasnost mnoha hvězd při pohledu ze Země značně kolísá. Jsou známé jako proměnné hvězdy. Je jich mnoho: jen v galaxii Mléčná dráha jich je asi 45 000.

Podle profesora astrofyziky Coela Helliera jsou nejproměnnějšími z těchto hvězd kataklyzmatické neboli výbušné proměnné hvězdy. Jejich jas se může během dne stonásobně zvýšit, snížit, znovu zvýšit a tak dále. Takové hvězdy jsou oblíbené mezi amatérskými astronomy.

Dnes dobře rozumíme tomu, co se děje s kataklyzmatickými proměnnými hvězdami. Jsou to binární systémy, ve kterých jedna hvězda je obyčejná hvězda a druhá je bílý trpaslík. Hmota z obyčejné hvězdy dopadá na akreční disk, který obíhá kolem bílého trpaslíka. Jakmile je hmotnost disku dostatečně vysoká, začne fúze, což má za následek zvýšení jasu. Postupně syntéza vysychá a proces začíná znovu. Někdy se bílý trpaslík zhroutí. Možností rozvoje je dostatek.

Nejneobvyklejší hvězdy

Některé typy hvězd jsou docela neobvyklé. Nemusí mít nutně extrémní vlastnosti jako svítivost nebo hmotnost, jsou prostě zvláštní.

Jako například objekty Torna-Zytkow. Jsou pojmenovány po fyzicích Kip Thorne a Anna Zhitkov, kteří jako první navrhli jejich existenci. Jejich představa byla, že neutronová hvězda by se mohla stát jádrem rudého obra nebo veleobra. Nápad je to neuvěřitelný, ale... takový předmět byl nedávno objeven.

Někdy dvě velké žluté hvězdy krouží tak blízko u sebe, že bez ohledu na hmotu, která mezi nimi leží, vypadají jako obří kosmický arašíd. Jsou známy pouze dva takové systémy.

Przybylského hvězda je někdy uváděna jako příklad neobvyklé hvězdy, protože její hvězdné světlo se liší od světla jakékoli jiné hvězdy. Astronomové měří intenzitu každé vlnové délky, aby zjistili, z čeho se hvězda skládá. Obvykle to není problém, ale vědci se stále snaží pochopit spektrum Przybylského hvězdy.

Na základě materiálů z listverse.com