•Hubblova ladička (klasifikace galaxií) •Parametry naší galaxie •Základní pozorovatelné parametry galaxií – zdánlivá svítivost (magnituda) m, počet galaxií o svítivosti N(m) ≤ m, červený posuv z(m). •Příslušné závislosti, jak vyplývají z nejjednodušších předpokladů, diskuse oprávněnosti těchto předpokladů. •V souvislosti s předchozím – hvězdné velikosti, Weberův-Fechnerův zákon, Pogsonova rovnice. •Hodilo by se promítnout nějaké obrázky: •Hubblova ladička, •ukázky vzhledu galaxií – naše galaxie, spirální a eliptické galaxie, nepravidelné galaxie, možná i srážky galaxií •http://www.qwertasip.estranky.cz/clanky/jak-se-meri-vzdalenosti-ve-vesmiru--cast-2---hvezdy-a-gala xie.html •Vzdálenosti ve vesmíru 3.hodina Svět galaxií (osnova třetí přednášky) Měření „vzdálenosti“ ve Vesmíru Co by mohlo být v druhé hodině Nějaké testy předběžných znalostí: časové zařazení některých objevů, „z hlavy“ napsané odhady vzdálenosti kosmických objektů od nás, jejich velikostí a počtů. Anketa na téma – je podle vás vesmír konečný či nekonečný, jak odhadujete počet civilizací v naší galaxii, kdy budou objeveny gravitační vlny. Úkoly zadané studentům: vypátrat odpovědi na ěnjaké otázky související s tématem přednášky. Svět galaxií (osnova třetí přednášky z kosmologie) Hubblova ladička (klasifikace galaxií) Parametry naší galaxie Základní pozorovatelné parametry galaxií – zdánlivá svítivost (magnituda) m, počet galaxií o svítivosti N(m) ≤ m, červený posuv z(m). Příslušné závislosti, jak vyplývají z nejjednodušších předpokladů, diskuse oprávněnosti těchto předpokladů. V souvislosti s předchozím – hvězdné velikosti, Weberův-Fechnerův zákon, Pogsonova rovnice. Hodilo by se promítnout nějaké obrázky: Hubblova ladička, ukázky vzhledu galaxií – naše galaxie, spirální a eliptické galaxie, nepravidelné galaxie, možná i srážky galaxií – třeba se najdou i nějaké animace. Možná i něco na hvězdné velikosti. Třeba i test, jaké jsou hvězdné velikosti vybraných objektů, úkol seřadit několik známých hvězd podle svítivosti? Asi v první hodině bych jenom promítl tu ladičku, abych ji nemusel malovat, a snad by se našel ještě dobrý obrázek na ty hvězdné velikosti, jinak bych tam hlavně odvodil několik vzorců. Ostatní obrázky by se mohly přesunout do druhé hodiny, která by byla stavěna na obrázcích a nějakém testu znalostí. Pogsonova rovnice •Základní vztah, který nám určuje relativní hvězdné velikosti, označené m •s patřičnými indexy, je Pogsonova rovnice •Důležitou modifikací Pogsonovy rovnice je modul vzdálenosti. Víme totiž, že světelný tok je nepřímo úměrný kvadrátu vzdálenosti. •Za referenční vzdálenost budeme považovat 10 parseků (pc). •Výsledkem pak bude absolutní hvězdná velikost Řecký astronom Hipparchos si řekl, že pro hvězdy vytvoří stupnici, kde jsou nejjasnější hvězdy označeny číslem. 0, méně jasné 1 atp. Tohle dělení dalo základ popisu hvězd, které používáme dodnes. Jasnost hvězdy čili hvězdnou velikost (jednotka magnituda mag) máme dvojí. Jedna hvězdná je zdánlivá (též relativní) jasnost, ta jasnost objektu popisuje tak, jak ji vidíme ze Země. Druhá, absolutní hvězdná velikost, je jasnost vztažená na vzdálenost 10 parseků. Podle moderní definice zdánlivé hvězdné velikosti je etalonem hvězda Vega, která má zdánlivou hvězdnou velikost 0 mag (podle novějších měření 0,03 mag) . Otázky •Srovnejte relativní hvězdné velikosti nejbližší hvězdy αCentauri (7,76 pc daleko, zdánlivá hvězdná velikost −0,01 mag) a Betelgeuze (α Ori,∼200 pc daleko, zdánlivá hvězdná veœlikost 0,42 mag). •Jak by se nám hvězdy jevily, kdyby si vyměnily vzdálenosti? Optická astronomie •Optická astronomie - viditelná část elmg záření a oblast blízká infračervená •--- to, co lze pozorovat ze Země optickým dalekohledem. • •Magnituda je jednotka hvězdné velikosti (logaritmické míry toho, jak moc hvězda září) byla zavedena už Hipparchem. •Hvězdná velikost může být relativní, tedy vztažená na pozemského pozorovatele, nebo absolutní,vztažená na fixní vzdálenost. •Jasnost hvězd je v různých spektr.filtrech různá, proto bývá její hodnota doplněna informací o filtru. Výjimku tvoří hvězda kalibrační, která má ve všech filtrech stejný tok -- světlo z ní vycházející je etalonem bílé. •Pro astronomické systémy bývá kalibrační hvězdou hvězda Vega(αLyr). • Hubbleův dalekohled dokáže vidět objekty •m= 32mag • Very Large Telescope v Chile (průměr zrcadla 8.2 m) •m= 27 mag. •Lidské oko vidí za výborných podmínek hvězdy •m= 6 mag •. Vysokoenergetická astronomie •Vysokoenergetickou částí spektra se rozumí ta, kterou pozorujeme v rengenových délkách. Pro měření intensity rtg zdrojů se používá jednotka crab •. 1 crab odpovídá intensitě Krabí mlhoviny (objekt podle Messierova katalogu) v intervalu 2 - 10 keV platí 1crab = 24×10−11 W·m−2 •Galaxie – komplikované hvězdné soustavy, čítají 109 – 1012 hvězd, obsahují mezihv. látku, skrytou hmotu, jejíž hmotnost několikanásobně převyšuje hmotnost hvězdné složky. •Galaxie spirální, eliptické, nepravidelné, liší se obsahem hvězdných populací. Naše Galaxie – spirální, možná s příčkou. •Pohled do vzdáleného vesmíru – pohled do minulosti – v principu lze takto zrekonstruovat celou expanzní historii vesmíru 97-25 V současnosti ve zvláštních případech lze pozorovat i soustavy, které vznikly bezprostředně poté, kdy se ve vesmíru začaly tvořit hvězdy a galaxie. Příkladem je gravitační čočkou zesílená galaxie, jež k nám vyslala své světlo, když byl vesmír starý cca 1 miliardu let. •V morfologii galaxií se opakují některé znaky: spirální ramena, středové zjasnění nebo podivné kruhy a příčky. •Eliptické galaxie typicky nevykazují příliš morfologických struktur Podíváme-li se na nějaký pěkný přehled galaxií, zjistíme, že galaxie rozhodně nejsou jedna jako druhá. Toho si při pozorováních všiml i Hubble a rozřadil galaxie do dvou kategorií – eliptické „rané“ galaxie a „pozdní“ spirální galaxie. Předpokládal, že struktura galaxií je evoluční efekt a vytvořil tzv. vidličkový diagram Samostatnou kategorii mimo vidličkový diagram tvoří nepravidelné galaxie (označené I, jako irregular, příkladem nepravidelné galaxie je Malé Magellanovo mračno) S postupem času se zjistilo, že není nutně pravda, že spirální galaxie jsou pozdní a eliptické rané. Galaktická morfologie závisí na mnoha parametrech, nicméně teorie v tomto směru rozhodně není jednotná. •Hubbleova klasifikace galaxií • Měření vzdáleností ve vesmíru •Odhadnout vzdálenost objektů není triviální úkol, neboť každý objekt je jinak jasný. Pro srovnání, •Proxima Centauri, nám nejbližší hvězda je vzdálená 4,2 ly a na obloze je nepostřehnutelná bez dalekohledu, neboť její zdánlivá hvězdná velikost je 11,5 mag •Naproti tomu nejjasnější hvězda letního nebe, Vega má zdánlivou hvězdnou velikost •0 mag a je vzdálená 25,3 ly. •Jasnost objektu zjevně neindikuje jeho vzdálenost. •Abychom určili vzdálenost, museli bychom znát intensitu vyzařování, pak lze vzdálenost spočítat díky faktu, že intenzita klesá s kvadrátem vzdálenosti. Ale intenzitu přirozeně také neznáme. Paralaxa •Zdánlivý posun hvězdy na obloze je poměrně malý.Paralaxa byla poprvé změřena •až v roce 1838 Fridrichem Besselem u hvězdy Cygni. • •Proxima Centauri, nejbližší hvězda po Slunci, má paralaxu 0,7687 arcsec •Převrácená hodnota paralaxy je vzdálenost našeho objektu •Do 1600 ly Paralaxu určujeme cca do vzdálenosti 1 600 ly parmov paralaxa paralaxa Pomocny snímek •Fotometrické vzdálenosti, standardní objekty -- svíčky •Základní metoda určování vzdálenosti vychází z měření jasnosti objektů, jejichž zářivý výkon L známe. Pozorujeme-li jejich bolometrickou jasnost F z (fotometrické) vzdálenosti dL, pak platí: • • • •Problém ovšem představuje míra spolehlivosti stanovení oné hodnoty zářivého výkonu L, jisté zkreslení může vnést i mezihvězdná a mezigalaktická extinkce, která pozorovaný tok záření zeslabuje. • •http://www.osel.cz/8598-nova-metoda-mereni-vzdalenosti-v-kosmu-rentgenova-astronomie.html Vzdálenost Velké mlhoviny v Orionu (M 42) se odhaduje na 1500 světelných let. Její světlo, které nyní na Zemi sledujeme, se tedy na cestu vydalo během rozpadu Říše římské. Obří hvězda mí Cephei připomíná souboj městských států Sparty a Athén. Ještě odlehlejší je mlhovina Laguna (M 8) ze souhvězdí Střelce – její dnešní obraz vznikl před pěti tisíciletími, tedy v období, kdy obyvatelé Mezopotámie pokládali základy dnešního nebeského názvosloví. Nejvzdálenější objekt (a přesto stále blízký), který můžete bez problémů zahlédnout na vlastní oči, je Galaxie v Andromedě (M 31). Zdroj: Robert Gendler. Dvojice hvězdokup chí a h Persei připomíná věk, ve kterém hrstka pozemšťanů stavěla tajemné megalitické svatyně. Kulovou hvězdokupu M 13 ze souhvězdí Herkula sledujeme ze vzdálenosti 25 tisíc světelných let – před 25 tisíci roky na Zemi končila poslední doba ledová. A když se v Africe objevili první zástupci homo sapiens sapiens (tedy moderní člověk rozumný), vydalo se na cestu světlo Magellanových oblak. Tím úplně nejodlehlejším vesmírným objektem, který můžete ještě spatřit bez dalekohledu na vlastní oči, je Galaxie v Andromedě (M 31). Její světlo letí vesmírným prostorem téměř tři miliony roků! Když se na ni dnes podíváte, spatříte minulost starou tři miliony roků. Tedy dobu, kdy se na naší planetě objevili první předci člověka. S pomocí astronomických přístrojů lze sledovat i odlehlejší objekty. Kupa galaxií v Panně, která sestává z nejméně dvou a půl tisíce galaxií, z nichž ta největší je dvěstěkrát hmotnější než naše Galaxie a v průměru má 1 milion světelných let, leží 60 milionů světelných let daleko. Astronomové přitom dokážou rozlišit tisíce takových kup, které se dál soustřeďují do ještě větších systémů o desítkách tisících galaxií a hmotnostech desítek tisíc bilionů Sluncí! Většina z nich se přitom nachází stovky milionů až několik miliard světelných let daleko. Dokonce je zřejmé, že se shlukují do vláken dlouhých miliardy světelných roků – vesmír má tedy z tohoto úhlu pohledu podobu jakési kosmické pěny miliard a miliard galaxií. Hvězdy a galaxie nejspíš existují i ve větších vzdálenostech. Vesmír může sahat ne milionkrát ale milion milionkrát dál… Existuje však hranice, která nás od tohoto vesmíru odděluje. Tou hranicí je čas – žádný objekt vzdálený v tomto okamžiku více než 45 miliard světelných let vidět nemůžeme. Příroda astronomům nabídnula unikátní možnost, jak nahlédnout do skutečně hlubokého vesmíru. Ocitne-li se totiž mezi námi a vzdáleným kosmickým objektem bližší galaxie nebo kupa galaxií, může dojít k zakřivení záření vysílaného vzdáleným objektem v gravitačním poli bližší galaxie či skupiny galaxií. Tento jev tzv. gravitační čočky nám zprostředkuje pohled do částí vesmíru vzdálených až miliardy světelných let. Na snímku jsou žluté galaxie skupiny označované Abell 2218, která se nachází 2 miliardy světelných let daleko v souhvězdí Draka. V jejich gravitačním poli se zobrazuje (v podobě oblouků) mladá galaxie, jejíž světlo se na cestu vydalo krátce po vzniku vesmíru, před 13 miliardami roků. Zdroj: ESA, NASA, J.-P. Kneib (Caltech and Observatoire Midi-Pyrénées), R. Ellis (Caltech). •Vše co vidíme, až na tři výjimky je v naší Galaxii. Zmíněné výjimky jsou malé satelitní galaxie Velké a Malé Magellanovo mračno a spirální galaxie v Andromedě, M31 •Supernovy typu Ia •Existuje třída supernov, které vznikají zhroucením stejně hmotné třídy hvězd, tudíž je velmi dobře definováno, jakou maximální energii může takový výbuch supernovy uvolnit a jaká je tedy v čase maximální absolutní hvězdná velikost. Pro vizuální pozorování je to cca -19 mag. • • • •Pak stačí dle jasnosti supernovy nakalibrovat na vzdálenost. Supernovy nám umožňují určit vzdálenost ve škále megaparseků, asi 500 krát dál než cepheidy. Kosmologický žebřík •Hvězdy typu RR Lyrae •Podobně jako cepheidy mají hvězdy typu RR Lyrae pevně svázanou periodu a luminositu. Střední hodnota absolutní hvězdné velikosti je 0,75 mag, což z nich dělá hvězdy cca 50 krát jasnější než je Slunce. Jsou to hvězdy poměrně staré, nacházející se v zrelaxovaných kulových hvězdokupách. Perioda změn luminosity je v jejich případě okolo jednoho dnu, v extrému i okolo osmi hodin. Ze znalosti průměrné absolutní hvězdné velikosti a námi napozorované hvězdné velikosti pak za pomocí Pogsonovy rovnice umíme určit vzdálenost. perioda-luminosita hvězdy typu RR Lyrae •Hvězda za život projde několika stádii vývoje. Nejdelší období stráví spalováním vodíku na hélium. Popel vodíkových reakci, hélium, se začne hromadit v jádru hvězdy, kterou však energeticky stále zásobuje vodík. Jakmile jsou teplota a tlak v jádru dostatečně vysoké, dojde k zapálení hélia. Je to proces poměrně náhlý -- héliový záblesk •. Po záblesku poklesne teplota i luminosita hvězdy, to způsobí diskontinuitu v jejím vývojovém diagramu. Tato diskontinuita je detekovatelná v histogramech •galaktických hvězdných populací. Vyrobíme-li si pro pozorovanou galaxii histogram, zjistíme, že můžeme pozorovat výrazný pokles, který by byl v pozorovatelný v absolutní magnitudě I filtru 2,MI=−4.2mag. •Známe-li absolutní hvězdnou velikost a víme-li při jaké jasnosti hvězd nastane propad v histogramu, opět můžeme použít Pogsonovu rovnici pro vypočítání vzdálenosti. •Záblesky rentgenového záření • •Mezi hvězdami existují dvojhvězdné (binární) systémy pozorovatelné v rentgenovém oboru. Tyto systémy jsou zpravidla tvořeny hvězdou obyčejnou a hvězdnou neutronovou, popř černou dírou. Objekt jako neutronová hvězda, popřípadě černá díra, stahuje na sebe sesterskou hvězdu, existuje zde přetok hmoty. •Na neutronové hvězdě se nám pomalu kumuluje degenerovaný plyn (což znamená že změny teploty tu nevedou k velkým změnám v tlaku). Materiál se na hvězdě nahromadí a teplotní nestability v něm vyvolají termonukleární reakci event. vedoucí k explozi. Toto se děje s periodou jednoho dne nebo několika hodin. •Luminosita je determinována hmotností, takže i tyto hvězdy můžeme považovat za jakési standardní svíčky. Jedinou jejich nevýhodou je jejich malá jasnost, která z nich nedělá zrovna ideální pozorovací nástroje •Graf závislosti mezi rudým posuvem a modulem vzdálenosti objektu Rudý posuv – tato příčka pomyslného žebříku vychází ze skutečnosti, že náš vesmír se jako celek rozpíná. vzdálené objekty se od sebe musí vzdalovat, a to tím rychleji, čím jsou vzdálenější. Celá situace bývá přirovnávána k pravidelně rozmístěným tečkám na nafukujícím se balónku: dvě sousední tečky se vždy budou při jeho nafukování vzdalovat, přičemž ty vzdálenější se od sebe budou vzdalovat rychleji. Je tedy zjevné, že z jejich vzájemné rychlosti lze zpětně dopočítat vzdálenost, která je dělí. Stejně tak to lze provést i pro velmi vzdálené galaxie ve vesmíru. Rychlost objektu vůči pozorovateli dovedeme snadno zjistit pomocí Kosmologického rudého posuvu. Má to ale háček: přesnost výpočtu silně závisí na přesné znalosti poměru mezi rychlostí vzdalování a vzdáleností – Hubbleově konstantě. A protože hodnotu Hubbleovy konstanty určujeme na základě výše uvedených metod, není to úplně ono. Proto považuji novou kvasarovou metodu za hodnou bližší pozornosti. Kupy galaxií •Kupa galaxií je gravitačně vázaná skupina galaxií. Mohou jich být desítky, ale i tisíce. Ve viditelné části spektra vidíme pouze kolekci galaxií, pro které se jeví velmi nepravděpodobné, že by mohly být gravitačně svázány, neboť jejich radiální rychlosti jsou příliš velké. Chybějící hmota má dvě části, jednou z nich je tzv. intercluster medium •– ICM, které představuje horký plyn, který je detekovatelný pouze na rentgenových vlnových délkách, neboť jeho teplota dosahuje 107–108K. Jedná se především o brzdné záření a záření v emisních atomových čarách. Znalost morfologie tohoto plynu je pro nás velmi důležitá, neboť nese informace o historii kupy galaxií. Z rozložení teplot a chemického složení takového plynu se lze dozvědět, zda kupa galaxií interagovala s jinou kupou nebo jestli nějakou •menší kupu pohltila. •Viditelná složka kup galaxií představuje asi 1 % hmoty kupy, ICM představuje cca 9 %.Zbylých 90 % •představuje temná hmota. Kupy galaxií byly mezi prvními systémy, kde byla temná hmota nepřímo pozorována. •Hertzsprungelův-Russelův diagram (HR diagram) Na diagramu si můžeme povšimnout ještě jednoho údaje. U teploty jsou uvedena jakási písmena. Tato písmena označují tzv. harvardskou spektrální klasifikaci Jednotlivé třídy nesou pojmenování O, B, A, F, G, K, M, (L,T, (Y)) Pro zapamatování slouží říkanka ’Oh be a fine girl/guy, kiss me (less talk)’, Několikrát bylo již zmíněno, že nejčastějším prvkem ve vesmíru je vodík a to jak v atomární, tak v molekulární (H2) podobě. Nejen pro astronomii jsou významné tzv. série vodíku, které jsou spektrálními čarami zářícími na vlnové délce, která odpovídá přechodům ve vodíkovém atomu. Čáry jsou značeny řeckými písmeny, přechod z hladiny α atp. Pokud přecházíme z vyšší na první energiovou hladinu, mluvíme o Lymanově sérii vodíku, která je pozorovatelná v ultrafialové části spektra. Přechody na druhou hladinu jsou nazývány Balmerova série vodíku, porozorovatelé ve vidi- telném spektru, na třetí Paschenova, dále Brackettova, Pfundova a Humphreyova. Vodík samozřejmě není jediným prvkem ve vesmíru. Hojně je zastoupeno také helium. Jakýkoliv těžší prvek astronomové nazývají kovem (ne, logiku to nemá a ani mít nebude). •Jak si představit velikost vesmíru? •Těžko, zkusme to pomocí fotografie z Hubbleova teleskopu. Snímek zachycuje přes 5000 galaxií různého stáří. Přitom fotografie pokrývá jenom jednu třicetimiliontinu oblohy. • • Já jde o záběr teleskopu do části oblohy, která obsahuje poměrně málo jasných hvězd v popředí, aby teleskop o to lépe zachytil slabé světlo galaxií v pozadí. Hubble se ke sledování této oblasti vrátil více než 50krát a celkové trvání expozice bylo přes 23 dní. Díky tomu se mu podařilo zachytit i velmi slabé objekty, zhruba desetmiliardkrát slabší (přesněji 31. magnitudy), než jaké vidí člověk s dobrým zrakem. V podstatě vše, co na snímku vidíte, jsou galaxie. Hvězd je jen pár úplně v popředí snímku, vše ostatní jsou galaxie tvořené miliony či miliardami hvězd. Galaxie jsou různorodé tvarem, velikostí i stářím. Vůbec nejvzdálenějším objektem, který HT zpozoroval, byla galaxie vzdálená od Země 13,2 miliardy světelných let (a světlo z nich k nám letí stejně dlouho dobu). Pozorované objekty zachytil v podobě, kdy vesmíru bylo jen 500 milionů let. 1511 cone Pomocny 2 •Zákrytové dvojhvězdy •Pokud získáme spolehlivé světelné křivky zákrytových dvojhvězd a současně získáme křivku jejich radiálních rychlostí, můžeme určit absolutní velikosti složek, jejich efektivní teploty a tudíž zářivé výkony L, respektive jejich absolutní bolometrické hvězdné velikosti Mbol. Z pozorované bolometrické jasnosti F po odečtení případného vlivu extinkce lze odvodit skutečnou vzdálenost zákrytové soustavy. Tato metoda je zcela nezávislá na předchozích kinematických nebo astrometrických měřeních, její přesnost v zásadě nezávisí na vzdálenosti, jen je problematické ve velkých vzdálenostech tyto zákrytové systémy vůbec odhalit, většina z nich totiž nevyniká velkým zářivým výkonem. •Pulsující hvězdy pásu nestability •Výhodnější skupinou hvězd jsou pulsující obří a veleobří hvězdy patřící do pásu nestability – proměnné typu RR Lyrae a tzv. cefeidy. Zde existuje jasná závislost mezi jejich absolutní hvězdnou velikostí a periodou P. Ta je nepřímo úměrná odmocnině střední hustoty hvězd a vyjadřuje tak rozměry hvězdy. Hvězdy typu RR Lyr pozorujeme ve všech typech galaxií, relativně hmotnější cefeidy jsou ovšem pouze tam, kde jsou zastoupeny hvězdy tzv. populace I, tedy ve spirálních a nepravidelných galaxiích. •MV = –2,80 log P – 1,43. •Sklon závislosti byl znám již dávno pozorování cefeid v sousedních galaxiích – Velkém a Malém Magellanově mračnu, absolutní člen je až výsledkem nedávné rekalibrace založené na výsledcích Hipparca. Nalezením cefeid ve vzdálených galaxiích lze velmi spolehlivě stanovit jejich vzdálenost. Cefeidy jsou považovány za tzv. standardní svíčky v metodě určování vzdálenosti a je jim dávána přednost ostatními metodami. Jejich výhodou navíc je, že jde o hvězdy mimořádně zářivé, byť ne úplně nejjasnější. Právě pomocí nich se stanovuje lokální hodnota Hubblovy konstanty. Dlouholeté pozorovaní cefeid v blízkých galaxiích pomocí HST a jejich navázání na moderní efektivní metody určování vzdáleností galaxií vedlo ke „kompromisní“ hodnotě: H = (70±7) km/s/Mpc. Tato hodnota byla potvrzena i jinými nezávislými metodami jako je třeba sledování reliktního záření. •Dosah metody je určen mezní hvězdnou velikostí dalekohledu. Je-li M = -6 mag a m = 22 mag, pak lze určovat vzdálenosti galaxií do 4 Mpc (M 31 je vzdálena 0,725 Mpc). •“Universe” vs. “observable universe”: •Minor distinction… •Universe = all that exists •Observable universe = all that we can “see” • •The former could be infinite •The latter is most definitely finite •“All of astronomy is reasonably unreasonable.” •à Reasonable assumptions often lead to unreasonable results… observable_universe •The Hubble time: •Using H0 = 70 km/s/Mpc •à 14 billion years •Where does 1012 come from? •Units of H0 are km/s/Mpc… •Convert Mpc to km, and then s to years Fykos • Už prostým okem poznáme, že některé hvězdy jsou jasnější a jiné méně jasné. Starověký astronom Ptolemaios jako první sestavil katalog hvězd a v něm také každé hvězdě přiřadil hvězdnou velikost: • • nejjasnější označil jako hvězdy první velikosti, nejslabší jako hvězdy šesté velikosti. • • Obvyklou značkou hvězdné velikosti je m a její jednotkou je magnituda (mag) • 2. Hvězdná velikost Poměr jasnosti hvězd lišícími se o jednu magnitudu je 2,512:1, tento vztah nazýváme Pogsonův poměr (z roku 1850) a můžeme ho obecněji popsat Pogsonovou rovnicí: j0 je referenční jasnost, kterou má zdroj m = 0 mag, tj. j0 = 2,54 .10-6 lm.m-2. Absolutní hvězdná velikost Hvězdná velikost závisí na vzdálenostech hvězd. Bude-li hvězda dál, bude slabší - její magnituda by byla vyjádřena větším číslem. Absolutní hvězdná velikost je hvězdná velikost, kterou by měly hvězdy ve vzdálenosti 10 pc. Vypočítáme ji pomocí rovnice M = m + 5 + 5.logπ M ... absolutní hvězdná velikost m ... hvězdná velikost π ... roční paralaxa Například Slunce má zdánlivou hvězdnou velikost -26,7 mag. Jeho absolutní hvězdná velikost pak bude +4,84. Slunce by ve vzdálenosti 10 pc bylo poměrně slabou hvězdou. Lidské oko Velké dalekohledy 5-6 mag 30 mag obloha Prostým okem vidíme asi 3000 hvězd Polárka 2,0 mag Vega 0,03 mag Sirius -1,46 mag Úplněk -12,6 mag Slunce -26,7 mag nejslabší očima viditelná hvězda 6,0 mag 3. Zářivý výkon L - je veličina udávající celkovou energii, kterou hvězda vyzáří za 1s. Rozpětí zářivých výkonů: min - 1,5 · 10-5 L ¤ (červení trpaslíci ) Slunce – L ¤ = 3,83.1026 W max - 107 L ¤ (velmi hmotné hvězdy) 4. Jasnost hvězdy j – udává, kolik zářivé energie hvězdy projde za sekundu plochou o obsahu 1 m2. [ j ] = W . m-2 r Hvězda má výkon L 1 m2 Jasnost hvězdy je přímo úměrná jejímu zářivému výkonu a nepřímo úměrná druhé mocnině vzdálenosti. 5. Teplota - spektrální třída (teplota 3000 K až 100 000 K) Typ spektra závisí na povrchové teplotě hvězdy. Spektrální třída vypovídá jak o povrchové teplotě hvězdy, tak o chemickém složení jejich horních vrstev. O B A F G K M 60 000 K 38 000 K 15 400 K 9 000 K 6 700 K 5 400 K 3 800 K Hvězdy mají různou barvu, která vypovídá o jejich efektivní teplotě (modrá = teplejší). HR_diagram copy 6. Rozměr (10 km až 1000 RSlunce). Typ hvězdy Rozměr veleobři až 1 000 R¤ obři až 80 R¤ hlavní posloupnost 0,5 až 20 R¤ bílí trpaslíci 1000 až 10 000 km neutronové hvězdy 10 až 100 km 7. Hmotnost (0,1 až 80 M ¤). V hmotnostech se hvězdy liší. Málo hmotné hvězdy vůbec nevzniknou - gravitační přitahování není dostatečně silné, aby tlak a teplota v centru umožnily zapálení termonukleární syntézy. Hmotné hvězdy se vyvíjejí podstatně rychleji než méně hmotné, takže i jejich „životní kariéra“ je podstatně kratší. 8. Hustota (10-7 až 1015 ρ ¤). V hustotách se hvězdy liší nejvíce. veleobr Slunce bílý trpaslík neutronová hvězda 10−6 g/cm3 1,4 g/cm3 106 g/m3 1014 g/cm3 9. Vlastní pohyb (tangenciální, radiální rychlost) Tangenciální pohyb způsobuje změnu tvaru souhvězdí v průběhu tisíciletí. Radiální pohyby způsobují změny frekvence přicházejícího záření a jsou měřitelné pomocí Dopplerova jevu (změny polohy spektrálních čar způsobené přibližováním či vzdalováním objektu). spcbin_an • U hvězd jsme schopni přímo studovat jen složení jejich nejsvrchnějších částí – hvězdných atmosfér Payne První kvantitativní chem. analýzu hvězdných atmosfér provedla Cecilia Paynová-Gaposhkinová. Zjistila, že hvězdy jsou zcela fádní. Jsou složeny ze 70% z vodíku, z několika málo procent z prvků těžších než helium (O,C,N,Fe…), zbytek tvoří helium. 10. Chemické složení hvězdných atmosfér 2. Zdroj hvězdné energie Termonukleární reakce Proton-protonový řetězec (p-p řetězec) je zdrojem sluneční zářivé energie. Probíhá při teplotách 4.106 až 20.106 K. Roku 1938 ho objevil fyzik Bethe. Pp_cycle 3. Vývoj hvězd Hvězdy vznikají z prachoplynné mlhovin v celých skupinách. Po zapálení TJ syntézy dojde k vymetení zbylé mezihvězdné látky Většinou vzniknou postupně se rozpadávající skupiny hvězd (hvězdné asociace) nebo hvězdokupy. Hvězdy hlavní posloupnosti Probíhají termonukleární reakce (pp řetězec nebo CNO cyklus). Vysoce stabilní konfigurace, ve které setrvávají řádově deset miliard let. Obři a veleobři V jádře spalují helium na uhlík, dusík, kyslík a další prvky. Po vyhoření helia se spalují vyšší prvky až po železo. Vnější vrstvy jádra jsou bohaté ještě na prvky s nižším atomovým číslem, které se zde spalují. Vzniká cibulovitá struktura hvězdy. Obr má malé husté jádro a rozsáhlé řídké obaly, které může ztrácet. Doby hoření reakcí a vrstvy ve hvězdě 4. HR diagram (Hertzsprungův-Russelův) • V HR diagramu jsou znázorněny hvězdy podle povrchové teploty, resp. spektrální třídy a podle svítivosti, resp. absolutní magnitudy. • •1-2 protohvězda, smršťování volným pádem, zvyšování teploty •2 rovnováha gravitace a tlaku látky •2-3 pomalé smršťování při rovnováze •3 zapálení TJ reakcí, „pobyt“ na hlavní posloupnosti •3-4 dohoření H v jádře •4-5 smršťování jádra, zvyšování teploty hr_diag 6 zapáleni He v jádře, červený, žlutý obr 6-7 rozpínání a chladnutí obalu - únik hmoty 7 dohoření He v jádře, smršťování jádra, zapálení He v obálce, až po skupinu železa 8 -> stadia pulsací, gravitační smršťování. 5 zapálení H ve slupce kolem jádra 5-6 hoření H ve slupce, zvyšování hmotnosti He jádra Vznik hvězd v protohvězdných mlhovinách Rodiště nových hvězd • Velká mlhovina v Orionu (M42) • Poloha mlhoviny mezi hvězdami zimního souhvězdí Orion. Na prostředním obrázku je fotografie M42 v malém zvětšení. Jsou patrné i hvězdy ze souhvězdí Orion. Na poslední fotografii je mlhovina ve větším zvětšení, patrná je vláknitá struktura mlhoviny. http://www.aldebaran.cz/astrofyzika/hvezdy/evolution/orion_.jpg http://www.aldebaran.cz/astrofyzika/hvezdy/evolution/m42_.jpg http://www.aldebaran.cz/astrofyzika/hvezdy/evolution/m42_tot_.jpg Například: Nestabilní stadia, exploze • • Novy • • V této fázi hvězda ztrácí své obaly, odhazuje obálku (104 km/s), vytváří efekt novy. Hvězda malé svítivosti prudce zvýší jas během několika hodin či dnů až o 4 řády vlivem překotné termonukleární reakce na povrchu hvězdy. Potom pomalu její svítivost v průběhu několika měsíců klesá na původní hodnotu. Zbytky odhozené obálky se nazývají planetární mlhoviny. • Krabí mlhovina (M1) • Pozůstatek po explozi supernovy v souhvězdí Býka. • Exploze byla pozorována ve staré Číně roku 1054. • Existují záznamy na hliněných destičkách. V době exploze hvězda svítila několik dní i na denní obloze. • Dnes mlhovina s vláknitou strukturou, v centru milisekundový pulsar (rotující neutronová hvězda). M 31 - Krabí mlhovina M 31 - Krabí mlhovina M 31 - Krabí mlhovina Supernova 1987 A • Supernova explodovala v blízké trpasličí galaxii LMC (Large Magellan Cloud) - Velkém Magellanově mračnu. • Byla zaznamenána mnoha světovými observatořemi. Na Zemi byla detekována neutrina z této exploze. • Také je z pozorování HST dobře patrná rozpínající se obálka. Supernova 1987 A před explozí Supernova 1987 A - po explozi Přesýpací hodiny (MyCn 18) • Fotografie HST (WFPC2, 1996). Planetární mlhovina s centrem ve tvaru „Oka“. Hvězda, která vytvořila tuto krásnou strukturu je malá bílá tečka v levé části „Oka“. Struktura vznikla z obálky, kterou hvězda odhodila, když se stávala bílým trpaslíkem. MyCn 18 (Hourglass) Závěrečná stádia hvězd konečná stádia hvězd • Bílí trpaslíci • • Poloměr je 1 000 km až 10 000 km, hustota až 103 kg/cm3, maximální hmotnost 1,44 MS. • Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. • Na obrázku vidíte porovnání velikostí Země, bílého trpaslíka a neutronové hvězdy. • earthwd Neutronové hvězdy Poloměr je 10 km až 100 km a hustoty dosahují hodnot až jaderné hustoty 1010 kg/cm3 až 1012 kg/cm3. Jde vlastně o veliké stabilní atomové jádro. Rychlá rotace a silné magnetické pole. Nesouhlasí-li směr rotační a magnetické osy, vytvářejí výtrysky světelného záření a nabitých částic ve směru magnetické osy efekt pulsaru. Pozorovatel vidí pravidelné záblesky od rotující neutronové hvězdy, podobně jako od majáku policejního automobilu. Černá díra je stejně jako bílý trpaslík nebo neutronová hvězda forma závěrečného stádia hvězd. Zatímco se smršťování neutronové hvězdy zastaví, při vzniku černých děr neustále pokračuje. Tuto kontrakci pak můžeme pozorovat až do doby, kdy se hvězda uzavře před okolním vesmírem vytvořením tzv. Schwarzschildova poloměru, neboli horizontu událostí. 5. Hierarchie hvězd Osamocená hvězda jako je naše Slunce je spíše výjimkou Dvojhvězdy SiriusBvid SiriusBrentgen Sirius A+B Hvězdokupa je skupina hvězd, která se pohybuje prostorem jako celek. Existují otevřené (skupinu mladých hvězd) a kulové hvězdokupy (složené z velmi starých hvězd). m45_ Plejády (Kuřátka, M45) M13 Hvězdokupy Galaxie je obrovský systém hvězd -109, mezihvězdného prachu, mezihvězdného plynu a nezářivé hmoty. Systém je vázaný vzájemnou gravitací. NGC 3953 vzdálená 55 milionů světelných let s průměrem 95 000 světelných let. NGC 7329 se nachází ve vzdálenosti 140 milionů světelných let a její průměr dosahuje 140 000 světelných let. Naše galaxie kupy galaxií Kupy galaxií • Kupy galaxií obsahují stovky až tisíce galaxií. Struktury obsahující maximálně desítky galaxií se nazývají skupiny galaxií. Kupy často ve své centrální části obsahují velkou eliptickou galaxii. Supergalaxie • Supergalaxie jsou seskupení kup galaxií, která se prostírají napříč vesmírem. Mezi nimi je ohromující vesmírná prázdnota vyplněná sporadickými galaxiemi. supergalaxie