Díky práci astronomů z různých zemí jsme se za poslední desetiletí naučili mnoho o vývoji hvězd a jejich vývoji. Všechna data byla získána pozorováním mnoha hvězd v různých fázích vývoje.
Hlavní vlastnosti hvězd jsou:
- svítivost (celkové množství energie emitované hvězdou za jednotku času (L),
- povrchová teplota,
- hmotnost
- poloměr.
Mezi všemi těmito vlastnostmi existuje souvislost. Toto spojení je znázorněno v Hertzsprung-Russell diagram (Spectrum – Svítivost je znázorněna na obrázku)
Z tohoto diagramu můžete vidět, že hvězdy vytvářejí určitou sekvenci. Pruh táhnoucí se z levého horního rohu do pravého dolního rohu se nazývá „hlavní sekvence“. V pravém horním rohu jsou chladné, ale zároveň obrovské hvězdy zvané rudí obři. V levém dolním rohu jsou „bílí trpaslíci“. Velmi horké hvězdy, ale také velmi malé. Slunce má spektrální třídu G2.
Podívejme se na hlavní vlastnosti podrobněji.
Svítivost
Hvězdná svítivost (L) se častěji vyjadřuje v jednotkách sluneční svítivosti (4x erg/s). Svítivost hvězdy se vypočítá z energie dopadající na Zemi za předpokladu, že je známa vzdálenost ke hvězdě. Hvězdy se liší svítivostí ve velmi širokém rozsahu. Většina hvězd jsou „trpaslíci“, jejich svítivost je někdy zanedbatelná i ve srovnání se Sluncem.
Charakteristika svítivosti je „absolutní hodnota“hvězdy. Existuje také koncept „zdánlivé velikosti“, který závisí na svítivosti hvězdy, barvě a vzdálenosti k ní. Ve většině případů se “absolutní velikost” používá k realistickému odhadu velikosti hvězd, bez ohledu na to, jak daleko jsou. Chcete-li zjistit skutečnou velikost, stačí umístit hvězdy do nějaké konvenční vzdálenosti (řekněme 10 kusů). Hvězdy s vysokou svítivostí mají záporné hodnoty. Například zdánlivá velikost Slunce je -26,8. Ve vzdálenosti 10 PC bude tato magnituda již +5 (nejslabší hvězdy viditelné pouhým okem mají magnitudu +6).
Povrchová teplota
Známé zákony termodynamiky nám umožňují určit tělesnou teplotu měřením vlnové délky na maximu černého záření.
Pokud je tedy povrchová teplota 3-4 tisíce K, pak je jeho barva načervenalá, 6-7 tisíc K – žlutá, 10-12 tisíc K – bílá a modrá. Níže uvedená tabulka ukazuje rozsahy vlnových délek odpovídající různým barvám, které lze pozorovat v optickém rozsahu.
Barva a vlnová délka
| Barva | Rozsah vlnových délek, A |
| Fialová, modrá | 3900 – 4550 |
| Modrá | 4550 – 4920 |
| Zelený | 4920 – 5570 |
| Žlutý | 5570 – 5970 |
| oranžový | 5970 – 6220 |
| Červený | 6220 – 7700 |
Posloupnost spekter hvězd vyplývajících ze souvislé změny jejich povrchových vrstev je označena následujícími písmeny: O, B, A, F, G, K, M (od horkého k studenému). Každá z těchto tříd je rozdělena na 10 dalších podtříd (příklad B1, B2, B3. ). Přehledná klasifikace spektrální třídy hvězd je uvedena v následující tabulce
Spektrální třídy hvězd
| Označení třídy hvězdy | Charakteristický rys spektrální čáry | teplota povrchy, K |
| O | Ionizované helium | > 30 000 |
| B | Neutrální helium | 11 000 – 30 000 |
| A | Vodík | 7 200 – 11 000 |
| F | Ionizovaný vápník | 6 000 – 7 200 |
| G | ionizovaný vápník, neutrální kovy | 5 200 – 6 000 |
| K | Neutrální kovy | 3 500 – 5200 XNUMX |
| M | neutrální kovy, absorpční pásy molekuly | |
| R | Absorpční pásy kyanogen (CN)2 | |
| N | Uhlík |
Hmotnost
Hvězdy jsou také rozděleny podle hmotnosti, ale v užších mezích, na rozdíl od svítivosti (která se může lišit faktorem 1000). Existuje jen velmi málo hvězd s hmotností 10krát větší nebo menší než Slunce.
Vědci, kteří studují rozložení hvězd podle hmotnosti a berou v úvahu životnost hvězd různých hmotností, rozdělují hvězdy podle hmotnosti v okamžiku jejich narození. Zjistili, že pravděpodobnost zrození hvězdy o určité hmotnosti je velmi přibližně nepřímo úměrná druhé mocnině hmotnosti (Salpeterova funkce):
Toto je obecný vzorec. V mnoha oblastech vesmíru je nedostatek hmotných hvězd. V oblastech, kde je mnoho mladých hvězd, je méně hvězd s nízkou hmotností. Vědci se domnívají, že první hvězdy byly jasné, hmotné a měly krátké trvání.
Poloměr
Poloměr hvězd se může velmi lišit a také měnit. S příchodem schopnosti provádět spektrální analýzu se objevily informace o chemickém složení hvězdy. Z hlediska chemického složení jsou hvězdy vodíkové a heliové plazma, ostatní prvky jsou mnohem menší. Na každých 10 tisíc atomů vodíku připadá 1000 atomů helia, 5 atomů kyslíku, 2 atomy dusíku, 1 uhlík a 0,5 železa. Dalších prvků je ještě méně.
Byly učiněny pokusy zkonstruovat teoretickou evoluci hvězd podél hlavní sekvence na základě představ o ztrátě hmoty těchto hvězd, ale tyto pokusy byly neúspěšné.
Čas strávený hvězdami v hlavní posloupnosti závisí na jejich počáteční hmotnosti. Čím větší je záření a hmotnost hvězdy, tím dříve spotřebuje svůj vodík.
Autor: Taťána Sidorova, datum aktualizace: 17.05.2018
Opakovaný tisk bez aktivního odkazu je zakázán!
