HVIEZDY
Určovanie vzdialeností v astronómii
Trigonometrická metóda
Zo zdanlivého posunu �hviezdy na oblohe za pol �roka zistíme uhol �(paralaxu) vo vrchole �trojuholníka, ktorého �základňou je priemer �zemskej dráhy. Používa �sa len pri vzdialenostiach �do 30 pc.
Zákon zoslabovania svetla so štvorcom vzdialenosti
Skutočnú jasnosť hviezdy zistíme zo spektra hviezdy, zdanlivú jasnosť z pozorovania zo Zeme.
Hviezdy vznikajú z mezdihviezdnej hmoty, ktorá je �v Galaxii rozložená nerovnomerne. Látka (plyn a prach) je sústredená v oblakoch. Iba v najviac hustých častiach týchto oblakov, z dôvodu gravitačnej nestability a turbulencie (chaotické pohyby plynových častíc) sa formujú hviezdy.
Hviezda – to je v priestore vydelená hmota viazaná gravitáciou, nepriehľadná pre elektromagnetické žiarenie, v ktorej vo veľkom rozsahu prebiehajú alebo prebiehali termojadrové reakcie premeny vodíka na hélium.
Životnosť hviezdy, závisí predovšetkým na jej hmotnosti. Podľa teoretických výpočtov môže hmotnosť hviezdy dosahovať hodnoty od 0,08 MS do 100 МS (index S znamená Slnko). To preto, že v protohviezde s hmotnosťou < 0,08 MS teplota v jadre nemôže dosiahnuť teplotu potrebnú pre termojadrové reakcie a hviezdy s hmotnosťou >100 MS sú nestabilné.
Polomer hviezd môže dosahovať hodnoty od 10 km do 2 . 109 km.
Sú hviezdy, ktoré majú rovnakú hmotnosť, ale rôzne polomery. Teda rôzne kombinácie hmotnosti a polomeru sú určované štruktúrou hviezdy.
Zdanlivá hviezdna veľkosť (m) – je miera pozorovanej jasnosti objektu na oblohe zo Zeme. �Závisí od vlastnej jasnosti hviezdy, vzdialenosti od pozorovateľa a hodnoty pohltenia svetla medzihviezdnym prostredím.�Zdanlivá hviezdna veľkosť Slnka je –26,5.
Absolútna hviezdna veľkosť (M) –hviezdna veľkosť, ktorú by mala daná hviezda vo vzdialenosti 10 pc.
Spektrum hviezdy - závislosť intenzity žiarenia na frekvencii. V optickej oblasti spektra zvyčajne pozorujeme farebné pásy, ktoré vznikajú rozložením svetla hranolom alebo difrakčnou mriežkou. Je známe, že pri zahrievaní všetky prvky vyžarujú v spektrálnych čiarach (úzke časti spektier) a rodiny týchto čiar sa líšia pre každý prvok. Podľa spektra teda môžeme určiť chemické zloženie žiariaceho telesa.
Rozdielnosť hviezdnych spektier je daná odlišnosťami fyzikálnych vlastností (teplota atmosféry, tlak, chemické zloženie...). �Existuje tzv. Harvardská spektrálna klasifikácia, ktorej kritériom je intenzita spektrálnych čiar v závislosti od povrchovej teploty hviezdy. Každá spektrálna trieda sa ešte delí na 10 podtried (0 - 9).
Spojitosť medzi typom spektra a svietivosťou hviezdy sa stala základom pre Yerkesskú klasifikáciu hviezdnych spektier. Podľa tejto klasifikácie je spektrum charakterizované dvoma parametrami: teplotou a triedou svietivosti. Boli zavedené tieto triedy svietivosti: �I – nadobri: � Ia+ – najjasnejší nadobri� Ia – jasní nadobri� Ib – normálni nadobri�II – jasní obri�III – normálni obri�IV – podobri�V – trpaslíci hlavnej postupnosti�VI – podtrpaslíci�VII – bieli trpaslíci��Naše Slnko je podľa tejto klasifikácie hviezda G2 V, čiže žltý trpaslík s teplotou fotosféry 5800 K.
Dopplerov jav - zmena frekvencie prijímaných vĺn pri relatívnom pohybe vysielača a prijímača.�Ak sa vysielač a prijímač približujú, tak prijímaná frekvencia sa zvyšuje (modrý posun), pri vzďaľovaní sa frekvencia zmenšuje (červený posun).�Pomocou Dopplerovho javu skúmame pohyb hviezd a medzihviezdneho plynu, určujeme radiálne rýchlosti kozmických objektov. Za tým účelom v spektre skúmaného objektu nájdeme čiary so známou frekvenciou z teórie a �porovnáme ich s �pozorovanou. Na základe �kozmologického červeného �posunu bolo objavené aj �rozpínanie vesmíru.
Zrod hviezd
Začína sa rozdelením molekulárneho oblaku vplyvom gravitačných síl. Zo vzniknutých zhustení sa formuje stabilné jadro obkolesené plynno-prachovou obálkou. Pri ďalšej kontrakcii sa zvyšuje jeho tlak a teplota. Pôsobiace sily sa dostávajú do rovnováhy. Zmršťujúci sa mrak, v ktorého strede sa sformovalo rovnovážne jadro, nazývame protohviezda.�Na konci tejto etapy dosiahne teplota v jadre hodnoty �8 – 10 miliónov K. Pri takej teplote sa začínajú termonukleárne reakcie syntézy vodíka na hélium. Protohviezda sa mení na hviezdu a �ocitá sa na hlavnej postupnosti �Hertzsprungovho-Russelovho �diagramu. Takých hviezd je v �Galaxii väčšina.
Hertzsprung-Russellov diagram
Hertzsprungov-Russelov diagram - graf, ktorý má na jednej osi ukazovateľ farby hviezdy zviazaný s teplotou jej povrchových vrstiev a na druhej svietivosť hviezdy, t. j. množstvo energie vyžarovanej za sekundu.
Počas svojho vývoja sa hviezda premiestňuje z ľavej hranice hlavnej postupnosti smerom vpravo hore. Etapa vývoja hviezdy na hlavnej postupnosti závisí od jej hmotnosti. Čím je hviezda hmotnejšia, tým rýchlejšie sa vyvíja.
Pre objekty s hmotnosťou menšou ako 0,08 hmotnosti Slnka je trvanie gravitačnej kontrakcie dlhšie ako doba existencie Galaxie. Preto sa ešte nedostali na hlavnú postupnosť. Nazývame ich hnedí trpaslíci.
V jadrách hviezd prebiehajú termonukleárne reakcie, uvoľňuje sa energia, ktorá sa odovzdáva okolitým vrstvám, nahrieva ich a znovu sa vyžaruje.
To by viedlo k rozopnutiu vonkajších vrstiev hviezdy, ak by nebolo gravitácie. Čím je väčšia hmotnosť, tým silnejšie má gravitačné pole. Takže na vrstvy okolo jadra pôsobí z jednej strany príťažlivá sila a z druhej ich odtláča sila žiarenia. U obyčajných hviezd sú tieto procesy v rovnováhe a hviezda svieti miliardy rokov, pomaličky čerpajúc vodíkové palivo.
Okrem osamostatnených hviezd vo vesmíre pozorujeme vo veľkej miere aj skupiny hviezd.
Existujú viacnásobné hviezdy pozostávajúce z hviezd rôznych spektrálnych a vývojových typov, ale so spoločným pôvodom.
Môžu byť vizuálne (zložky od seba môžeme odlíšiť voľným okom alebo ďalekohľadom), spektroskopické (uhlové vzdialenosti sú veľmi malé, zložky rozlíšime až vďaka spektrálnej analýze), zákrytové (viacnásobnosť sústavy sa prejavuje v zmene jasnosti) a optické (len zdanlivo viacnásobné, v skutočnosti spolu vôbec nesúvisia).
Kvazary
Názov kvazar pochádza z opisu kvázi hviezdny rádiový zdroj. Sú veľmi vzdialené, hviezdam podobné objekty s mohutným žiarením v širokej oblasti elektromagnetického žiarenia. Majú priemernú absolútnu jasnosť až -25,5m. Žiarivosť sa mení „periodicky“ od 100 dní po niekoľko rokov.
Je možné, že predstavujú etapu formovania sa jadra vo vznikajúcej galaxii. Vyskytujú sa prevažne v kopách galaxií na periférii pozorovaného vesmíru.
Neskoré etapy vývoja hviezdy
Jadrová premena vodíka na hélium prebieha v centre hviezdy. Postupne vodíka ubúda a hélia pribúda. Tak vzniká héliové jadro.�Dohorievanie vodíka spôsobí ochladzovanie jadra, to naruší rovnováhu a hviezda sa začne zmršťovať. Kontrakcia hviezdy vedie k zvýšeniu teploty v centrálnej časti, a to k zapáleniu jadrových reakcií vo vrstve okolo jadra, ktorá ešte obsahuje vodík. To nutne vedie k rozšíreniu hviezdy a to opäť spôsobuje pokles teploty vo vonkajších vrstvách hviezdy. Hviezda opúšťa hlavnú postupnosť a stáva sa modrým alebo červeným obrom, prípadne nadobrom, podľa svojej hmotnosti.
Neskoré etapy vývoja hviezdy
Hviezda sa dostala na nový vývojový stupeň. Héliové jadro sa ďalej zmršťuje a teplota v ňom rastie natoľko, až sa hélium zapáli.
U hviezd s malou hmotnosťou teplota v centre héliového jadra nedosiahne teplotu potrebnú na začatie nových jadrových reakcií.
U hmotnejších hviezd sa v každej vývojovej etape vytvárajú vrstvy horenia. Skôr, či neskôr sa všetky termonukleárne zdroje energie vyčerpajú. Neprítomnosť zdrojov energie, ktoré by zvyšovali vnútorný tlak a kompenzovali tak kontrakciu, vedie ku kolapsu – zrúteniu hviezdy.
Neskoré etapy vývoja hviezdy
V dôsledku kolapsu vznikajú degenerované hviezdy, čiže hviezdy s jadrami s extrémnymi hustotami.
K takým objektom patria bieli trpaslíci – vznikajú z málo hmotných hviezd, ktorých hmotnosť neprevyšuje 1,4 hmotností Slnka.
Jadro bieleho trpaslíka sa nachádza v degenerovanom stave (voľné elektróny). Atmosféra bielych trpaslíkov je veľmi tenká, len niekoľko kilometrov a skladá sa z obyčajného plynu (hlavne vodík a hélium). Pod ňou je nedegenerovaná obálka hrúbky niekoľko stoviek km a veľké degenerované jadro.
Neskoré etapy vývoja hviezdy
Kontrakcia hmotnejších objektov vedie k vytvoreniu neutrónových hviezd a čiernych dier.
V jadrách neutrónových hviezd dochádza k splynutiu elektrónov a protónov na neutróny.
Posledné štádium evolúcie hviezdy s hmotnosťou viac ako 3 slnečné hmotnosti je vznik čiernej diery. Látka takéhoto objektu sa nachádza v takom hustom stave, že ani svetelné žiarenie nemôže opustiť silné gravitačné pole. V mnohých prípadoch je prechod do týchto posledných štádií sprevádzaný výbuchom supernovy. Vznik neutrónových hviezd a čiernych dier je nevyhnutne spojený so silným uvoľnením energie.
Premenné hviezdy
Sú to hviezdy, ktoré menia svoju jasnosť v priebehu niekoľkých mesiacov, dní, hodín, dokonca minút.
Za prvú ľuďmi objavenú premennú hviezdu môžeme považovať β Persei - Algol.
Pre európsku astronómiu �je prvou premennou �hviezdou ο Ceti, ktorú �objavil nemecký astronóm �David Fabricius. Nazval ju Mira, čo značí zázračná.
Premenné hviezdy
Klasifikácia premenných hviezd je zavedená vo Všeobecnom katalógu premenných hviezd (GCVS), ktorý vydáva Sternbergov astronomický ústav v Moskve.
Najhrubšie delenie je na 6 skupín: Eruptívne, pulzujúce, rotujúce, kataklizmatické, zákrytové a intenzívne premenné zdroje röntgenového žiarenia.
Každá z týchto skupín sa delí na podskupiny, ktoré sa obyčajne nazývajú podľa prvej objavenej hviezdu daného typu.
1. Eruptívne premenné hviezdy
Menia svoju jasnosť v dôsledku divokých procesov a vzplanutí v ich chromosférach a korónach. Zmena jasnosti je doprevádzaná vyvrhnutím hmoty vo forme hviezdneho vetra. Radíme sem tieto typy:
- γ Cassiopei - rýchlo rotujúci horúci obri. Dochádza k úniku hmoty, čo je sprevádzané poklesom jasnosti až o 1,5 mag.
- premenné Orióna - mladé objekty vyskytujúce sa v oblastiach difúznych hmlovín.
- R Corona Borealis - vysoko svietivé hviezdy vyznačujúce sa nepravidelnými hlbokými poklesmi jasnosti až o 9 mag, ktoré sú spôsobené zatienením prachovým mračnom z vyvrhnutej hmoty a môžu trvať niekoľko stoviek dní.
- S Doradus - najjasnejšie hviezdy v Galaxii. Svetelné zmeny sú nepravidelné s amplitúdou 1-7 mag, spojené s difúznou hmlovinou alebo expandujúcou obálkou.
- UV Ceti - trpaslíci spektrálnych typov K a M, ktoré sa prejavujú občasnou zábleskovou aktivitou. �Amplitúda záblesku je �od desatín magnitúdy �po 6 mag. �Pokles trvá najviac �desiatky minút.
UV Ceti
2. Pulzujúce premenné hviezdy
Prejavujú sa periodickým rozpínaním a sťahovaním svojich povrchových vrstiev. Pulzácie môžu byť radiálne (zachováva guľový tvar) alebo neradiálne (tvar sa periodicky odchyľuje od gule).
- Cefeidy - radiálne pulzujúce vysoko svietivé nadobri s periódou 1-135 dní a amplitúdou stotín-2 mag. Maximum jasnosti zodpovedá najvyššej rýchlosti rozpínania.
cefeida
- RR Lyrae - radiálne pulzujúci obri s amplitúdou 0,2-2 mag. Objavujú sa periodické zmeny tvaru a amplitúdy svetelnej krivky. Vyskytujú sa v guľových hviezdokopách. Maximum jasnosti zodpovedá maximálnej rýchlosti expanzie.
- SR – polopravidelné premenné obri alebo nadobri s periódou 20-2 000 dní a amplitúdou niekoľko stotín-niekoľko magnitúd.
mirida
- δ Scuti - trpaslíci až obri s amplitúdou 0,003-0,9 mag a periódou 0,01-0,2 dňa. Premennosť občas úplne vymizne
- Mira (ο Ceti) / Miridy - Dlhoperiodické premenné obri s amplitúdou 2,5-11 mag a periódou 80-1 000 dní.
3. Rotujúce premenné hviezdy
Hviezdy s nerovnomernou jasnosťou, spôsobenou osovou rotáciou voči pozorovateľovi.
- α2 Canum Venaticorum - hviezdy hlavnej postupnosti so silnými magnetickými poliami s amplitúdou svetelných zmien 0,01-0,1 mag.
- BY Draconis - červení trpaslíci s kváziperiodickými svetelnými zmenami od stotín do 0,5 mag spôsobené škvrnami na povrchu a chromosférickou aktivitou.
- opticky premenné pulzary - pozostatok po supernovách
4. Kataklizmatické premenné hviezdy
Prejavujú sa vzplanutiami, ktoré sú spôsobené termojadrovými výbuchmi. Väčšinou sú to dvojhviezdne systémy, ich zložky navzájom silno vplývajú na svoj vývoj. Často sa pozoruje, že horúca trpasličia zložka je obkolesená akréčnym diskom sformovaným z materiálu pochádzajúceho z chladnejšej a rozmernejšej zložky.
Pri akrécii hmoty na bieleho trpaslíka sa rovnováha narúša. Akreovaná hmota z rozpínajúcej sa zložky, ešte predtým ako dopadne na povrch bieleho trpaslíka, vytvára okolo neho akréčny disk. Akrécia zvyšuje množstvo vodíka na povrchu. Po dopade je silno stláčaná veľkou gravitáciou a ohrieva sa. Keď sa nahromadí dostatočné množstvo, dosiahne teplota kritickú hranicu, pri ktorej sa začne jadrová syntéza. To ešte zvýši teplotu na povrchu. Ďalšie nahrievanie vedie k zapáleniu jadrovej reakcie aj v akréčnom disku. To spôsobí vzplanutie, pri ktorom sa hmota vyvrhne mimo gravitačného dosahu bieleho trpaslíka. Jadrové procesy sa na istý čas zastavia. Ale znovu sa obnovia, keď sa nahromadí dostatočné množstvo hmoty. To sa opakuje až kým sekundárna zložka neprejde do ďalšieho štádia svojej evolúcie. Opísaný proces poznáme ako vzplanutie novy, ktoré sa opakuje po určitom čase.
Novy - tesné dvojhviezdy s orbitálnymi periódami �0,05-230 dní. Jedna zo zložiek je biely trpaslík, ktorý zjasnie o 7-19 mag a potom sa postupne vracia na pôvodnú jasnosť. Chladná zložka môže byť obor, podobor alebo trpaslík. Vzplanutie nastáva v povrchových vrstvách.
Rekurentné novy - novy, u ktorých sa pozorovali najmenej dve vzplanutia.
- Supernovy - hviezdy, ktoré v dôsledku výbuchu v ich vnútri zvýšia jasnosť až o 20 a viac magnitúd a potom pomaly slabnú. Spektrum počas výbuchu je charakteristické veľmi širokými emisnými čiarami. Rýchlosti expanzie sú rádovo tisíce km/s. Štruktúra hviezdy po výbuchu sa úplne zmení. Na mieste pôvodnej hviezdy zostáva pulzar.
Podľa tvaru svetelných kriviek a spektrálnych charakteristík sa supernovy delia na:
supernovy I. typu - v rozpínajúcej sa obálke nie je vodík. Sú to staré hviezdy s hmotnosťami < 1,2 МS. Vyznačujú sa veľkou svietivosťou (až 2,5 miliardy krát viac ako Slnko). Nárast jasnosti je prudký s ostrým maximom. Spád jasnosti je tiež rýchly a rovnomerný.
Keď je biely trpaslík masívnejší (okolo 1,3 slnečnej hmotnosti), alebo je sekundárna zložka veľký červený obor. Biely trpaslík pri rýchlej akrécii naberá toľko hmoty, že jeho celková hmotnosť prekročí Chandrasekharovu hranicu 1,44 hmotnosti Slnka. To vedie k rýchlej kontrakcii. Celého bieleho trpaslíka zachvátia jadrové reakcie produkujúce v krátkom čase obrovské množstvo energie. Tak prebieha obrovský výbuch – vzplanutie supernovy I. typu. Hviezda sa úplne rozletí bez zostatku.
supernovy II. typu – obálka zložená z vodíka a hélia. Sú to mladé hviezdy s veľkou hmotnosťou a svietivosťou len miliardu krát viac ako svietivosť Slnka . Charakteristické je širšie maximum s menej rýchlym poklesom jasnosti.
Vznikajú, keď veľmi hmotná hviezda na konci vývoja vstúpi do štádia červeného (nad)obra. Vonkajšia vrstva sa skladá z H, He a jadro z Fe, Co a Ni. Po vytvorení železného jadra sa zastaví proces syntézy prvkov. Hviezda nedokáže vyrobiť dostatok energie na zabránenie kolapsu. Teplota prudko stúpa, dochádza k syntéze ľahkých jadier, ktorá je explozívna. Vzniká rázová vlna, ktorá odvrhne hmotu hviezdy. Zostane len jadro, z neho sa sformuje neutrónová hviezda.
Ak hmotnosť hviezdy prevyšuje 3,2 hmotnosti Slnka, gravitačné pole je také silné, že vzniká čierna diera.
Gravitačná šošovka
Je to astronomický efekt, ktorý nastáva, ak svetlo z veľmi vzdialeného zdroja prechádza okolo masívneho objektu.
Gravitačnou šošovkou môže byť veľmi hmotný objekt, napr. čierna diera, obria galaxia alebo kvazar.
Tento efekt je známy aj ako gravitačné šošovkovanie a bol predpovedaný v roku 1936 českým astronómom Františkom Linkom ktorý k nemu dospel využitím Einsteinovej všeobecnej teórie relativity.
Tychova hviezda – najjasnejšia supernova novoveku
Zažiarila 11. novembra 1572 v súhvezdí Kasiopeja. Niekoľko dní bola jasnejšia ako Venuša a dala sa vidieť aj cez deň. Bola pozorovateľná 18 mesiacov. V maxime dosiahla jasnosť -4,1m.
Keplerova supernova – posledná voľným okom pozorovaná v našej Galaxii
Na oblohe zažiarila v októbri 1604 v súhvezdí Hadonos, bola viditeľná voľným okom 12 mesiacov a dosiahla jasnosť -2,5m.
Pulzary
Sú to neutrónové hviezdy so silným magnetickým poľom, ktoré spôsobuje vyžarovanie rádiovej energie v úzkom kuželi, pravdepodobne v smere magnetickej osi. Keďže magnetické osi pulzarov majú rôzne smery, našu Zem zasiahne len žiarenie niektorých z nich. Preto nie každá neutrónová hviezda je pre nás pulzarom. Zatiaľ známe pulzary majú periódu menšiu ako 2 minúty.
U Geminorum (trpasličie novy) – tesné dvojhviezdy zložené z trpaslíka alebo podobra a bieleho trpaslíka obkoleseného akréčnym diskom. Orbitálne periódy sú 0,05-0,5 dňa.
Fyzikálne sú vzplanutia spôsobené termálnou nestabilitou akréčneho disku, pri ktorej sa z neho uvoľňuje hmota, ktorá potom dopadá na bieleho trpaslíka.
Ich typickou vlastnosťou je flickering – krátkodobé chaotické zmeny jasnosti.
SS Cyg
Podľa charakteru svetelných zmien trpasličie novy delíme na tri podskupiny:
1. SS Cygni - jasnosť sa �zvyšuje o 2–6 mag za 1-2 �dni a potom niekoľko dní �klesá na pôvodnú úroveň. �Dĺžka cyklu je od 10 po �niekoľko tisíc dní.
2. Z Camelopardalis - tiež majú cyklické vzplanutia. Líšia sa tým, že občas sa nevrátia k pôvodnej jasnosti, ale ostanú na úrovni medzi maximom a minimom. Tento tzv. „standstill“ trvá niekoľko normálnych cyklov.
RX And a „standstill“
3. SU Ursa Majoris - charakteristické dvoma typmi vzplanutí: „normálnymi“ a „supermaximami“. Supermaximá sú jasnejšie o 2 mag, asi 5-krát dlhšie a nastávajú menej často. Počas nich pozorujeme typické periodické oscilácie nazývané „superhumpy“. Orbitálne periódy sú kratšie ako 0,1 dňa, perióda je jemne dlhšia ako orbitálna a amplitúdy sú 0,2-0,3 mag. Superhumpy sa vysvetľujú precesiou nesymetrického akréčneho disku.
Supermaximum YZ Cnc
- Novám podobné premenné (nova like) - fotometricky a spektrálne podobné trpasličím novám, ale niet u nich vzplanutí. Vysvetľuje sa to tým, že tempo prenosu hmoty je také veľké, že akréčny disk je sústavne v jasnom stave – vo vzplanutí. Niektoré vykazujú permanentné superhumpy.
- WZ Sagittae - supermaximá nastávajú len raz za niekoľko desaťročí. Vysvetlenie je v extrémne pomalom prenose hmoty.
WZ Sagittae
- AM Her (polary) – magnetické premenné. Biely trpaslík má také silné magnetické pole, že úplne rozruší akréčny disk a prenášaná hmota prúdi priamo na magnetické póly bieleho trpaslíka.
- DQ Her (intermediálne polary) – magnetické premenné, u ktorých magnetické pole nie je dostatočne silné na to, aby úplne rozrušilo akréčny disk. Rotácia bieleho trpaslíka nie je synchronizovaná z orbitálnou rotáciou, rotuje podstatne rýchlejšie.
Formovanie akréčnych diskov
- Z Andromedae (Symbiotické premenné) - tesné dvojhviezdy zložené z horúcej hviezdy a hviezdy neskorého spektrálneho typu (červený obor, dlhoperiodická premenná typu Mira...), a to všetko obalené v rozsiahlej hmlovine ionizovanej žiarením horúcej zložky. Sumárna jasnosť vykazuje nepravidelné variácie s amplitúdou do 4 mag.
Model symbiotickej sústavy
5. Tesné zákrytové dvojhviezdy
Premenlivá jasnosť je geometrického pôvodu . Rovina obežnej dráhy je taká, že pri vzájomnom obehu dochádza z hľadiska pozorovateľa k zákrytom. Následkom toho vidí zmeny v jasnosti systému a to s rovnakou periódou ako je orbitálna perióda dvojhviezdy.
Existujú tri druhy klasifikácie zákrytových dvojhviezd. Predstavíme si triedenie podľa tvaru svetelnej krivky.
Vysvetlenie zmien jasnosti zákrytovej dojhviezdy
- W Ursa Majoris – periódy sú �kratšie ako 1 deň. Zložky sú takmer v kontakte. Hĺbka primárneho a sekundárneho minima je takmer rovnaká. Amplitúdy sú zvyčajne väčšie ako 0,8 mag.
6. Opticky premenné zdroje röntgenového žiarenia
Tesné dvojhviezdy, ktoré sú zdrojmi silného, premenlivého röntgenového žiarenia. Jedna zo zložiek je horúci kompaktný objekt (biely trpaslík, neutrónová hviezda alebo čierna diera). Röntgenová emisia pochádza z hmoty padajúcej na kompaktný objekt alebo do akréčneho disku okolo kompaktného objektu. Spätne röntgenové žiarenie osvetľuje atmosféru chladnejšej zložky a je vyžiarené v optickej oblasti.
Zaujímavé hviezdy
Proxima Centauri – najbližšia hviezda k Slnku
Je od nás 270 700-krát ďalej ako Slnko, čo je 4,28ly. Je to červený trpaslík spektrálnej triedy M5 s absolútnou jasnosťou 11,3m. Bola objavená až v roku 1915.
Zaujímavé hviezdy
Barnardova hviezda – najrýchlejšia hviezda na oblohe
Má najväčší vlastný pohyb po oblohe, až 10,36’’ za rok, čo znamená, že za 180 rokov sa na oblohe posunie o mesačný priemer. Objavil ju v roku 1916 americký astronóm Edward Emerson Barnard. Je to červený trpaslík v súhvezdí Hadonos.
Zaujímavé hviezdy
Sírius A – najjasnejšia hviezda na oblohe po Slnku
Nachádza sa v súhvezdí Veľkého psa. Je od nás vzdialená 8,69ly a má zdanlivú jasnosť -1,47m. Je to hviezda, ktorá je len 2,35-krát hmotnejšia a 2-krát väčšia ako naše Slnko. Patrí k bielym hviezdam hlavnej postupnosti.
Zaujímavé hviezdy
Pištoľová hviezda – najžiarivejšia hviezda na oblohe
Nachádza sa v súhvezdí Strelec, blízko centra Galaxie. Jej svietivosť 4 až 16-krát prevyšuje naše Slnko. Je to najžiarivejšia hviezda v celej Galaxii. Osvetľuje emisnú hmlovinu v tvare pištole.
Zaujímavé hviezdy
S Doradus – najväčšia známa hviezda
Je to zákrytová premenná hviezda, ktorej zložky sú �1 200 až 1 400-krát väčšie ako naše Slnko.