1
Úvod do hvezdné astronomie
2
Stavové veliciny
U vetšiny hvezd mužeme ze Zeme urcit jen
nekteré vlastnosti, které jsou popisovány císly,
ríkáme jim stavové veliciny zárivý výkon
barva hmotnost polomer hustota
teplota chemické složení magnetické
pole doba rotace
3
Cíle hvezdné astronomie

• pozorováním zjištuje stavové veliciny hvezd a
  hledá mezi nimi vztahy (souvislost zárivého
  výkonu s barvou hvezd)
• urcuje stavbu hvezd (zmena tlaku, teploty a
  hustoty s hloubkou)
• urcuje casový vývoj (od vzniku po zánik,
  probíhající procesy)

4
Poznávání hvezd
Informace o hvezdách získáváme z jejich
elmag. zárení viditelné svetlo (projde
atmosférou) rádiové vlny (projdou
atmosférou) infracervené zárení (neprojde
atmosférou, sledujeme z družic) ultrafialové
zárení (neprojde atmosférou, sledujeme z
družic) rentgenové zárení (neprojde
atmosférou, sledujeme z družic) gama zárení
(neprojde atmosférou, sledujeme z družic)
5
Modely hvezd
Ze zjištených stavových velicin se výpocty v
souladu s fyzikálními zákony vytvorí model
hvezdy. Pak vypocítáme, jak by vypadalo
zárení, které by tento model vydával a porovná se
s pozorovaným zárením. Model se potom
prípadne upraví.
6
Výhody a nevýhody hvezdné astronomie
Nevýhody nemuže rozeznávat detaily na povrchu
hvezd Výhody muže sledovat najednou obrovský
pocet hvezd v ruzných stadiích
jejich vývoje
7
Jednoduché hvezdy a dvojhvezdy
Krome osamocených hvezd (asi 1/7 všech hvezd)
je možné pozorovat i dve hvezdy, které jsou si
tak blízko, že obíhají okolo spolecného težište.
Ríkáme, že jde o dve složky dvojhvezdy.
Dve hvezdy stejné hmotnosti, težište leží
uprostred.
Jedna hvezda má vetší hmotnost než druhá,
težište je blíž ke stredu pritažlivosti hmotnejší
hvezdy.
Každá hvezda obíhá kolem svého pruvodce a oba
páry obíhají kolem spolecného težište.
8
Zákrytové dvojhvezdy
Poznáme je podle zmen jasnosti, protože obe
složky dvojhvezdy se pro pozorovatele na Zemi
strídave zakrývají a svetlo, které k pozorovateli
prichází, v pravidelných intervalech zesiluje a
zeslabuje.
9
Spektroskopické dvojhvezdy
Pokud ve spektru hvezdy pozorujeme pravidelné
posouvání car k cervenému a pak zase k fialovému
konci spektra nebo pravidelné rozdvojování a
spojování car, znamená to, že se zdroj vzdaluje a
pak približuje. Vidíme tedy jednu nebo obe
složky dvojhvezdy, kterou nazýváme
spektroskopická.
10
Promenné hvezdy
Nekteré hvezdy svou jasnost periodicky nebo i
nepravidelne mení. Takovým hvezdám ríkáme
promenné. Promennost je zpusobena tím, že
hvezda pulzuje, mení svuj polomer i povrchovou
teplotu.
11
Pulsar v Krabí mlhovine
Pulsar je rychle rotující magnetizovaná
centrální neutronová hvezda. Horká plazma naráží
do existujícího plynu a zpusobuje zári napríc
všemi barvami elektromagnetického spektra. Na
snímku je složený snímek stredu Krabí mlhoviny,
kde cervená predstavuje rádiovou emisi, zelená
emisi viditelného svetla a modrá predstavuje
rentgenovou emisi. Tecka úplne ve stredu je horký
pulsar, který se otácí 30 krát ze sekundu.
12
Nova
Jedná se o zvláštní druh promenných hvezd.
Jde o náhlé zvetšení jasnosti staré hvezdy. Nova
rychle zazárí a za nekolik dnu se její jasnost
zmenší. Nekteré novy své vzplanutí pravidelne
opakují s ruznou periodou (desítky až tisíce let)
Nova na okraji spirální galaxie ( v roce 1994)
13
Supernova
Supernova zvýší svou jasnost mnohem více než
nova.V supernovách se tvorí težší atomová jádra.
Supernovou se stane hvezda, která dosáhne
hmotnosti aspon 1,4 násobku hmotnosti Slunce,
když se vycerpají zásoby jejího jaderného paliva.
Asi 100 krát vetší hmotnost hvezdy Eta
Carinae než je hmotnost Slunce - ji ciní
kandidátem na plne rozvinutou supernovu.
Eta Carinae z mlhoviny Klícová dírka asi pred 150
lety prošla neobvyklým vzplanutím, které z ní
ucinilo jeden z nejjasnejších hvezd na jižní
obloze.