í J OBSAH 19» Předmluva................ ^ 1. ÚVOD............... ľ 1.1. Úvodní poznámky.............. 1.2. Vývoj astronomie a astrofyziky............ 1<> 1.3. Důležitější historická data v astronomii a astrofyzice....... 19 2. NÁSTIN KLASICKÉ ASTRONOMIE....... 21 2.1. Základní souřadné soustavy v astronomii.......... 21 2.2. Hvězdný čas................ 27 2.3. Souřadnice ekliptikální............. 28 2.4. Souřadnice galaktické.............. 28 2.5. Transformace souřadnic............. 29 2.6. Aberace ................ 3* 2.7. Měřeni vzdáleností ve vesmíru............ 34 2.8. Určení astronomické jednotky............40 2.9. Refrakce................ 42) 2.10. Čas.................• ** 2.11. Změny v rotaci Země..............50 2.12. Moderní definice času..............51 2.13. Důsledky rotace Země - Coriolisova síla..........52 2.14. Precese a nutace...............54 2.15. Souhvězdí, označení hvězd.............59 2.16. Katalogy hvězd - ročenkyj efemeridy a hvězdné atlasy.......60 2.17. Zdánlivý a skutečný pohyb planet...........62 2.18. Keplerovy zákony..............65 2.19. Souhrn základních pojmů Newtonovy mechaniky a pojem centrálni sily ... 67 2.20. Jednoduché odvozeni gravitačního zákona.........68 2.21. Gravitační konstanta, zrychleni na povrchu Země, hmotnost Země .... 70 2.22. Zachováni momentu hybnosti a zákon ploch.........72 2.23. Princip zachování energie a některé aplikace.........74 2.24. Geometrie rovinné dráhy.............77 5 1 rfki I XI. II II 14 I 1 M U U ML 110. t lt III 111 114 111 114 UH 114 11». VJO in. itt in 1*4 1A U4 1J7 1J4 IÄ t»J»T. ' *?* , cljcocM *á«. Krpkro« rOVOJCC ZtíOOÚ V ASTUOFTBCE PohTh (»!>«* tm0" -^1 _hL„r, £arrni >iinir*-|-k obfíkti ZJfeni «wpein«to půroda ■ • Spřktrí ttpniii Sprtmim nxjtku » beta Ntgatrmi not ndfta . - • ■ SprUn mnMtui..... Pmrm inKinirr é (oku lÉrtoí hm» tnewt ■ ■ Tlak lifrni...... Nttrrrt rrahT pro rtítni taného tíkat Záŕnu hTíidnéhn doku Abwvpcni kcttftamt, optickí douiťka RitTTua pfWMU rtrcni Vtat) iaMaxina 1 funkci idrot* Stav íéAt* nmwrinv a rovnice kontinuity Roaprrl ■ abaorper .... TtramirnaBiicki rmwrthi Abwrpcc. cmíK rrnoceni a yontánpl 110 110 113 117 US 120 122 124 129 1 31 134 134 1 i9 Ul 142 142 144 146 147 148 150 151 154 155 158 159 162 165 167 170 171 172 173 175 175 5. 5.1. 5.2. 5.3. 5.4. 5.5. 5.6. 5.7. 5.8. 5.9. 5.10. 5.11. 5.12. 5.13. 5.14. 5.15. 5.16. 5.17. 5.18. 5.19. 5.20. 5.21. 5.22. 5.23. 5.24. 5.25. 5.26. Barevny index...............179 Barevny exces............... 180 Bolomctncká magnituda............. 180 Svítivost a absolutní hvízdne velikosti , . ....... 180 Atmosférická extinkce.............. 182 Některé dalsi fotometrické veličiny v astrofyzice........ 185 Měřený tok zářeni a hvězdná magniruda.......... 187 Teploty hvézd............... 188 Spektrálni klasifikace hvězd............ 191 Excitace a ionizace vodiku ve vztahu ke spektrální klasifikaci..... 196 Spektra hvězd a absolútni magniruda, diagram spektrum - svítivost a barva - svítivost. 197 Jiné metody spektrálni klasifikace........... 207 Hmotnost (hmota) hvizd - dvojhvězdy.......... 209 Dynamické paralaxy.............. 212 Vizuálni dvojhvězdy.............. 213 Dvojhvězdy s neviditelným průvodcem.......... 217 Spektroskopické dvojhvězdy............ 219 Zákrytově dvojhvězdy.............. 223 Empiricky vztah hmotnost - svítivost.......... 228 Uríeni průměru hvězd............. 230 Rotace hvézd................ 235 Magnetické pole hvězd - magnetické hvězdy......... 237 stavba a VÝVOJ hvězd......... 240 Nitro hvézd................ 240 Opacita................. 244 Přenos energie ve hvězdách............ 245 Podmínky vzniku konvekce............. 247 Přehled základních rovnic vnitrní stavby hvězd........ 250 Degenerovaný plyn.............. 254 Jaderné reakce - zdroje energie ve hvězdách......... 257 Vznik prvků s vysokými hmotnostmi - nukleosyntéza....... 265 Vývoj hvězd - vývojový význam diagramu spektrum - svítivost ..... 271 Vývoj různých typů hvézd............. 279 Vývoj těsných dvojhvězd............. 285 Funkce svítivosti............... 287 Vznik hvězd................ 288 Nukleární reakce v počátečním vývoji hvězdy......... 294 Některé další problémy vzniku hvizd.......... 295 Problém neutrina............... 299 Proměnné hvězdy............... 302 Pulsující proměnné hvězdy............. 304 Dlouhoperiodické proměnné............ 309 Potopravidelné a nepravidelné proměnné.......... 310 Novy................. 311 Supernovy................ 314 Hvězdy s rozsáhlými atmosférami a ztráta hmoty........ 317 Wolfovy-Rayetovy hvězdy............. 319 Konečná stadia hvězdného vývoje........... 320 Neutronové hvězdy a černé díry........... 321 7 2.31 ;.}2. 2j3. za. 2.» 236. 231. aŕni sliv 7 35 Rvchlost ve dra" • ' ,loI.a 7 '7 Pohybové rovnice, problém avou |h Princip problému « tíl« • 2.29. Brfiiclni problémy m reles ■» 30 Rocneova mez Poruchy - mS»'é ■*"***' Skrr. priJiv a odliv Urin/po^v^sa.c.rn^dx^, Dráhové elementy n!,net CHJnr*-"1 Pn^op uxícru gravitační P*™** P""" ^ Pohyb Měsíce Zatmím Slunce a Ménce . • Kl.r[er,.v.t rovnK „milých Jruzic zAJtEVl V ASTROFYZICE Zitljjr: vlasmosri plazmatu Rmyb nabité částice . i _'lThJ| ZikUdn, vztaM- pro dynamiku >*ch ryChl['in Zlřeni kosmických objektu . Spojili zářeni tepelného původu Zářeni netepelnébo původu . Spektra atomů • Zeemanův jev Spektrum vodíku a helia Ncfativni iont vodíku . Spektra molekul 3.12. Poiem intenzity a toku zářeni 3.13. Hustota zářivé energie..... Tlak zářeni........ .Věkteré vztahy pro zářeni černého telesa . Zářeni hvězdného disku • Absorpční k lencient, optická tiouifta Rovnice prenosu zářeni...... Vztah mezi intenzitou a hinia zdroje Stár zářivé rovnováhy a rovnice kontinuity Rozptyl a absorpce ....... Termodynamická rovnováha..... Absorpce, emise vynucená a spontánni Boitzrnánnova rovnice ...... Sobova rovnice........ Spojitě a nespojíte spektrum hvězd .... Klasicky crtolátor a čárový absorpční koeficient 3L28. Prolily spektrálních car v atmosférách hvězd . 3J9. BnrUfiiil Duppltiuvjui efektem . . . . JJflL Sfeirny prolil trxtaráinjch 4w..... 131. ■aiialuauil ttřka čáry...... Ut Mil 3. 3.1. 3.2. 3J. 3.4. 3.3. 3.6. 3.7. 3.8. 3.9. 3.10. 3.11. 3.14 3.15. 3.16. 3.17. 3.18. 3.19. 3-». 3-21. 3-22. 3J3. JJ*. 123. 3-26. 3.27. 79 /sS) 81 4.3. 82 4-4, 83 4.5. 85 4.0 86 4.7. 88 4.8. 8« 4.9. 92 4.10. 94 ; ' 4.H. "6 li *» 99 4.13. 103 4.14. 110 4.15. 4.16. 110 4.17. 113 4.18. 117 4 19. 118 4.20. 120 4.21. 122 4.22. 134 4.23. 1» 1 ?l 5. 13« 5.1. 134 l>9 5.3. 111 54 142 3.5. 142 9.6. 144 5.7. 14» S.8. 147 5.0. 148 5.10. 150 5.11. 151 5.12. 134 5.1V 155 5.14. 158 3.15. 139 5.K.. 162 3.17. 165 5.18. 167 3.19. 170 5.20. 171 3.21. 173 5.22. 173 3.23. 5.24. 175 3.25. 173 5.26. ■viti Barevny index....... Barevny occen....... H.doiiicirická nuiyniluda..... Svítivost a absolutní hvězdné velikosti Atmosferická extinkce...... Některé, další loiomctriukŕ Veličiny v astrofyzice Měiuiiý tok zářeni a hvé/.dnú magnijuda . Tepl»iy hvizd...... Spektrální klasifikace hvězd .... 1 \v n.m- u ionizace vodiku ve vztahu ha spektrální Masti sk:". i Speku a hvězd u ;ib ulutni nuv-miuda* diagram spektrum - svítivost |jnr nu [Odv ť| i*.! i r :il ti i I l;i-.dtkace Hmotnost (hmota) hvřzd - dvojhvézdy Dynamické paralaxy..... Vi/uulm dvojhvrzdy..... Dvojhvězdy % neviditelným průvodcem Spektroskopické dvojhvězdy Zákrytové dvojhvězdy . . ĽinpiriĽk\ v/uli hmornoM - svitivmt Určeni průmérú hvézd .... Rotace hvězd ..,„,.. Magnetické pníc hvězd - magneticie Hvizdy STAVHA A VÝVU] HVfiZD Nitro hvilá......... Opacit*.......... Prenos energie ve hvězdách..... Podmínky v/mku konvekce ...... Přehled základních mvni. vnurni Mavby hvizd Degenerovaný plvn Jaderne rulic - zdroic energie ve hvězdách . Vznik prví n -I Mni hmntntistmi - mikleosyntéza Vy vím hW/d vývojový vyznám diagramu vFcktrum ■ Vývoj rújtiivch tvpú hvrľd..... Vývoj tčanýcli dvnjhvízd..... Funkce svitivnst........ Vznik hvězd ........ Nukl-arni reakci.- v pnialet mm vývoji hvizdy . Některé daKi problémy vzniku hvizd Problrtn neutrina ....... Promínné hvř/dy....... Pulsujlti rromcnnč hvizdy..... Dlouhopťriodické proměnné .... Pnlnprnvitlclné a ncpravidcltir proměnné . Novy......... Supernovy.......♦ Hvc/d v * rozíáhlými atmosférami a ztrdla hmoty Woífovy-Rayctnvy hvŕzdv..... Končina stadia hvězdného vývoje NriumruAr hvézdy u černé díry 5.27. V*. 5.29. i-30. 5.M 5.32. 5. J 3. 5.34. 5.35. 5.3*. 5.37. 5_» 5.39. 5.40. Ml. J.42. 6.1. 6.2. 6.5. 64 0.5. 6.6. 6.7. ts. 6.9. 6.10. 6.11. 6.12. «43. 6.14. 6.15. 6.16. 6.17. 6.18. 6.19. 6.20. 6.21. 122. 7. 7.1. 7.2. 7J. 7.4. 7.5. 7.*. Alc/ihvěidn* limou .Menhs-ezJný plyn .... H I oblasti - řauVnl tirurraiiuho nUíku Urtou teploty a hustoty mtnhvrí dnvch oblaků H II ubluri....... £.iusoi cáry o.tarnjch prvku Planetárni mJht»viny..... Mezihvězdný nraeli Selektivní To/piyl jbson>v niczihs-czdneho prjt.hu Rozptyl světla na mezmvčzdny..-h .astidch - reflexní mlhoviny InfnCcTvcnč zareni rncziiivčrj::>.h ca^ri.- Chemie-ke ilotali mcxihvczdnelhi prJi.hu Tmomí prachov)tíi rátsnc v mrahvézdněrri prostoru Alczihrrj-djirr :.i.'I.'sľI'........... Vznik mezihvězdný ch molekul .... HVĚZDNÉ SOI MUt t S1KIKH K A M SMÍKI Stavba i ialaxii Zikladm parametry (íaiaxie .... Celkově roztahy Galaxie . Sloílcy Galaxie....... Hmota G&oooc a )eji rozloženi Pohyby hvězd v Galaxii Sekulárni paralaxy Rotace Galaxie Hvězdokupy a uoaacc Stabilita hvězdokup Extragalaktické obleky - jaJanr Smysl rotace g-ilajcii a ipiráini struktura Vzdálenost galaxii Ľrceni hmotnosti galaxie Rádioví zářeni galám Lokální skupina galám, Kvasary , ....... Zbjtkové zářeni vetmiru Struktura vcsrmnj SLUNEČNÍ SOĽSTAVA Úvodní poznámky .... Někteří základni pojmy fyziky planet Slunce . Sluneční činnost Sluněni vítr . Zemi 7.7. Mčtic IX. Merkur 328 329 130 333 334 338 339 Ml 34S (47 347 348 349 351 353 358 ■mi 360 364 366 367 m 372 379 381 3S7 3 "JO. 401 ■105 407 410 412 414 416 423 426 429 431 43J 146 446 451 . 457 465 . 475 . 477 . 482 . 490 7.1. Venule...... 7.10. Mori...... 7.11. Jiipfcet ...... 7.11. Saturn ...... 7.13. Until 7.14- Neptun...... 7.15. Pluto...... 7.16. Planetky - asteroidy Iplum-undv) 7.17. Komety..... 7.18. Meteory a meteorické roje 7.10 zUHliakauu světlo . 7,20. V/nik sluneční šoumavý Seznam souhvězdí .... Názvy některých jasných hvězd Použita i .loporuccna literatura Kel- il !■ ..... 491 491 •1'Mi 498 500 Ml 501 502 504 511 518 520 . 525 . 528 . 530 . 531 8 Úvod 1.1. Úvodní poznámky Astronomie a astrofyzika jsou vědní úhory zabývajíc! se studiem vesmírných těles, kosmického prostoru a vesmíru jako celku. Astronomie je jednou z ncjstíiršich včd a její význam pro počátky matematiky a fyziky netřeba zdůrazňovat. Věda o vesmíru, jak by bylo možno nazvat astronomii a astrofyziku, je součástí fyziky, avšak na rozdíl od ostatních fyzikálních směrů jsou předmětem zkoumání . icvy nenapodobitelné v pozemských podmínkách. Fyzikální pokus V laboratoři libovolné opal .i\.iuln\' není charakteristickou metodou astronomie. Ve ' i-smíru probíhají procesy v takovém rozsahu teplot, tlaku, hustot a v takových časových i pJmtorovýcfa rozmetech, že sc vymykají dnešním možnostem laboratorní ti bniky, Ovšem studiem těchto jevů astronomie a astrofyzika doplňuje fyzikální obraz svčta. Rozvoj fyzikálních vid není dnes bez výzkumu vesmim \ I vasarů, pulsarů, tepelného zářeni vesmíru a nepřehledná řada dalších poznatků astrofyziky naznačují, že v obrovských prostorách vesmíru je nutno hledal odpověd na mnohé otázky základního fyzikálního výzkumu, \ mmomic proniká i do technických disciplín, ľomocí umelých družic Zemč K ii-,kuu\'niiii dálková telekomunikační spojení, mapuje sc s vysokou přesností zemský povrch, vyhledávají nerostná bohatství, předpovídá počasí a řeší se řada dalších ryze aplikačních úloh, významných pro každodenní život. Děleni astronomie na dva obory, tj. astronomii a astrofyziku, vzniklo pomčrnč nedávno. Pod pojmem astronomie sc včtšinou rozumí především klasické směry, jako je sférická astronomie, zabývající se určováním poloh a zdánlivým pohybem nebeských tčlcs, nebo nebeská mechanika, která studuje skutečné pohyby těchto tčles. V novčjším pojetí je to astrometrie a astrodynamika. Mluvl-li se v této souvislosti o klasické astronomii, neznamená to, že jde o nauku bez perspektivy dalšího vývoje. Moderní laserové metody určování vzdáleností umělých družic a Měsíce nebo výkonné moderní samočinné počítací stroje znamenají úplnou revoluci v astrometrii, geodetické astronomii a nebeské mechanice, 13 odpovídá na otázku kdi • - Íj5£iífl .......^..............* , informace tím. že ztišíme, i.ik nebeská ^Vtasmosn, Í*W je jejich *TOlřnl M,vbl- |lk * vy-irJesa záři, iakč mají r',vrciK"L 11 u, ,,[tonomii a asii»l>/ikn společné, viícii a podobor. Mnohŕ proWemt im » sc pfcvažnó sirukiurou Typickým pJäUadetS je sielirn' asmMK j dynamikou hvězdných sys jinak, než že sc studiem I studuji.,cjich f^.UW vlastnosti astl..ly/..c ic řada speciálních Jako v každém rfdnta ^™ ' nej ,V Sluncčn. ťvzika c /ahvvá téměř směru, z nich* aanúdtou be ^ a JiejB v|,vv Slunce n chradne fyzikálni strukturou Mumc slunicni uuh«- u« gnľSoSi hmoty a záření v extremních podmínkách uvmt, v okol, su,«. husrvch tcls studuie rclat.cst.cka astrofyzika. X novější Jobe, kdy v mcvahvězd-némprostoru bylo obleveno velké množství složitých molekul, vzniká odvětvi, které možno nazvat astrocliemií, ROJ* astrofyzikou pevný t h fed " « ves- míru se nachází hmota převážné ve formé plazmatu, tsou pro astrofyziku významné jak fyzika plazmatu, tak magnetohydrodynarníka. Z hlediska pozorovacích metod se časfo rozlišuje astronomie optická, radio-astronomie, družicová astronomie, rentgenová astronomie apoJ. Avšak všechna tato děleni nejsou příliš podstatná, neboť jeden směr nemůže existovat hez druhého. Sotva by bylo možno správné vykládat podstaru radioastronomicky objevených pulsaru bez doplňujících optických dat. Astronomu nutno studovat a pěstovat bez podceňováni či přeceňování kteréhokoli smetu. K vážnějšímu studiu nelze přikročit bez přiměřených znalosti z fyziky a matematiky. Proto i když v této knize ,c použito matematického aparátu \ c velmi -.kminné míre a výklad o zářeni, o spektrech atomu a molekul ,e velmi elemcnlarn. hez předpokladu znalosti kvantové fyziky a teone pole, prcce jen určitý stupeň matemwicko--fyzikálniho vzděláni se u čtenáře předpokládá. Každá kapitola této knihy byla koncipována jako úvod do jednotlivých hlavních směru soudobé astronomie a astrofyziky. Ovsem při současnem rozsahu poznatků je nemožné dosáhnout plné vyváženosti výkladu. Nebylo úmvslcm nahradil dvč vetu dfla publikovaná v češtině v minulosti. Je to především na svou dobu výtečná dvoudílná .Astronomie" sepsaná kolektivem autoru: Guth, Link, Mohr, Š.crn- HaCarŮV "ĽVOd J" ob«"é -ronomie", vvdanv J°Z 2S St neZachycuil dne4ni slav vidy, avšak některé, zejména nénádlla^ienah Sfi * Ä S*"" *»■ ™ ™i- 7zz ľcĽz esy uzu'e pŕedcm k ***** >akvk"" p«h- o sepsaní uceleného přehledu astronomie a astrofyziky. I'n ni kapitola kto knihy zalil iiujc Miučny nástin sférické astronomie a nebeské mechaniky Pro hlubší studium poslouží například Procházkova „Sférická astio-"......<■-.v '•Imi pěkní- pojatá Andrlcho „Nebeská mechanika" ■ Um barová „Geode- lická astronomie". Závažnejší pro další studium je třetí kapitola, stručne nazvaná Záření v astrofyzice. Je to soubor vybraných úvodních stati do teoretické astrofyziky, včetnř stručného nástinu teorie hvězdných atmosfér. Výklad o spektrech atomu a molekul je naložen na zcela primitivním pojetí a čtenář obeznaly ■ kvantovou fyzikou puuiijc i telu kapitoly jen některé části. Odstavec o základních vlastnostech plazmatu a pohybech nabite částice v magnetickém poli je pouze orientační a nenahrazuje úvod do magnetohydrodynamiky. Nicméně pro pozdější studium fyziky plazmatu bude piosiudovaná látka k užitku. Mimo to je zasvéiené|šl výklad v knize J. Klcczka „Plazma ' lahoiaioři a ve vesmíru", vydané \ roce PMiX "len, kdo případně nezvládne kapitolu Iřeli, může pokračovat ve studiu základních veličin hvězd, o klerých pojednáva člvná kapitola, Obsahuic miinnnějši základní vědomosti i astrofyziky, bez kterých neni možno pokračovat ve studiu dalších kaji Hol, ij. kapitoly 5 - Vývoj hvězd a hvězdných soustav a 1 apiinlv (i Hvězdné systémy. iad vzniku hvězd v kapuole páté je založen na konuakčni teorii a teprve \ Šesti kapitole je yuiaA na poznámka o li y poleze explozivního vzniku hvězd a hvězdných soustav. Úvahy jsou zjednodušeny lim, že se zanedbává vliv rotace hvězdy na její vnitřní Stavbu, vývoj i vznik. Čtenář musi mít na paměti, že pravé tyto kapitoly nejrychleji zastarávali a s odstupem času bude nutno stále pečlivěji a ča- n-|i text ověřovat a doplňovat studiem přehledných článků o poznatcích astronomie i astrofyziky. Pojednaní o Slunci a přehled sluneční soustavy jsou - poněkud netradičně -v až do poslední kapitoly, I zejména výklad o planetách je redukován na velmi slitičtiý popis jednotlivých těles. O Zemi jako planetě je zde pouze /.minka, neboť fyzikální struktura zemského tělesa je předmětem geofyziky. Výklad o astronomických přístrojích a pozorovacích metodách (az na drobné poznámky) je vypuštěn zcela. Popis moderní přístrojové techniky (zejména v sou-vislo.it -. metodami družicové astronomie a astrofyziky) nebylo možno vtěsnat do Jui I nihy Popil ttiaskkycfa pHitroj* lze nalézt v již dříve citovaných Jílech .....lodcrni | -i icchnice pojednává vhodnou formou monografie B. Valníčka „Moderní technika v astronomii" z. roku 1964. t,;,,, jmen ttuorfl |c nnezau n miiiiimini, aánt v úvodním studiu jejich množství spiše ruši. ľ .....on.miic a .isti..tv/ik\ sc v sMučasné době naráží na obtíže při používáni Fyzikálních jednofek. V textu se respektuje soustava jednotek SI. Aviuk neni tomu lak v řadě jiných děl a v zahraniční liicratuřc. Proto čtenáře nesmi překvapit, nalezne li \ piclnlch svčlovvch vědeckých časopisech zcela běžně pro vlnovou délku am-.-it o,„ i A nebo A, ij. 0,1 nm), právě tak jako erg nebo gauss. 15 . rfiimcKti astronomické tcrm.nolbgi a, - • Mfflrfi^^"*0;' v neodpovidaiId Po,m« svi,,v»s Jisty zdroi obiiJi F" sd[jvosU hvězd>. vc rbtoroetro. , což Ľ. osti iik nc- • nv ekvivalentní tenrnn lumin ^ (a v .1,l,lV,,1c„, " 0Značeni rane nebo pozdní typy tofal n.ln^vO.RnehoKvU.Pc. . jnónim názorům BVýWfWeM vystihuje často uživanyv.--_ vvhn0ui. rozMhuivtétokmzejsenaprtki^' _ _ cást spektra zachytitelná fotografickou jako například v pojmu vizuální nebo i deskou nebo běžným fotooasob.cem. Skua n ^ ^ zářeni ,e fftal kolem «10 nm. M gj £ na , jcn označeni £ pravou ^^.SsES^^ I- - P bS tam, lede icmnínaziirnenj^istem Naut inu tecn -mistě přimo poukázáno a ,e,.ch smysl po/o.n^.mu ctenan ntumkiK 1.2. Vývoj astronomie a astrofyziky Základni astronomické poznatky jsou velice starého data. Potřeba znát rytmus ročních dob ti vynutila sestavení lednoduchého kalendáře odvozeného ze snadno pozorovatelných zdánlivých pohybu nebeských těles, tedy především Slunce a Měsíce. Rada zachovaných prehistorických kamenných staveb (např. v Anglii Sionehcnge nebo i zbytek kamenných staveb u nás) svedčí o tom, že principy časomíry a měřeni poloh objektu na obloze byly známy téměř všem národům již na počátku jejich kultur. Vysoce vyvinutá astronomie byla v Mezopoiámii, Egyptě, Čině, Japonsku a středni Americe mnoho století před našim letopočtem. Jak známo, velmi vysoké úrovně dosáhla v období rozkvětu ře^ké kultury. Šest století před naším letopočtem Thales Miletský měl zcela jasnou představu o kulatosti Země, správně předpokládal, že Měsíc je osvětlen Sluncem, l byl dokonce schopen předpovědět sluneční zatměni v roce - 584. Přibližně v polovině šestého století před našim letopočtem Pythagoras zcela jasné hovořil o sférickém m™ v ■'t', SlUnCC' ° rmaĽÍ Zemč kolcm vlastni ° <*ěhu Planet Merk^a a Venuše kolem Slunce. Ve třetím století před O^U«eten5S T^ÍZ^rT *r0VnáVal Země-Slunce • Íemč-Měsíc a tyž Anstarchos zakladal své astronomické vvklaHv „o u i- Jeho následovník Eratosthenes z měřeTvviW if* h'h<*enlnckem systemu: a Syeně odhadl rozdíl zeměpisn cľSe ££ Sľľ! ? °bZ°rem V *Täí ť snyen sire* těchto dvou měst a zároveň odhadl jejich 16 vzdálenost z doby cestováni velbloudích karavan. Z těchto dvou oai pak odvodil obvod Země, který . |ak se soudil se příliš nelišil od dnes známé hodnoty. Hippar-(i,,.-. Uery žil kolem roku 150 před naším letopočtem* sestavil velmi dobrý katalog jasných hvězd a objevil věkovitý pohvb zemského pólu (precesi). Průběhem doby bvU zdokonaleny jak pozorovací, tak matematické metody používané pro pozorováni a výklad zdánlivých pohybu planet a ostatních nebeských objektu. Zasloužili se o to četní řečtí geometri, např. Apollonius. V roce 150 našeho letopočtu Claudius Ptolem......- napsal 13 knih, které pak přešly do kulturní historie pod souborným názvem arabského původu Almagest (poarabštělý název Megali sintaxis). V Ptolemaiově díle, ve kterém se silně odráží aristotelovská filozofie, je uplatněn geocentrickí; názor, vc kterém je Země postavena do středu vesmíru. Ptolemaiovy spisy byly přepisovány a rozmnožovány především Araby, kteří maji zásluhu na tom, že celá starověká astronomie zůstala zachována po dobu hlubokého zaostávání rozvoje astronomie v Evropě, tj. zhruba po osm století od pádu římské říše do poloviny 13. století. Arabové sami astronomické poznatky příliš nerozhojnili, avšak zanechali mnohé termíny, názvy hvězd a měřici metody pro pozdější dobu. Velmi významné bylo téměř přesné určení prccesního posuvu jarního bodu arabským astronomem 13. století Nassir Edincm. V Evropě teprve v první polovině čtrnáctého M,. | epsal |.>hanncs de SacrobOKO učebnici astronomie opřenou o Ptolemaiův Almagest. Tento spis, top. icřio varianty byly používány na všech tehdejších univerzitách po dlouhou dobu jako základní učebnice astronomie. Na pražské univerzitě již krátce po jc|im založeni v roce B48 bylo čteno celkem 6 knih i matematiky ,i astronomie i.mczi nimi i Almagest patrně v pařížském přepisu), což svědčí o relativně vysoké náročnosti tehdejšího studia na pražském učeni. Nutno ovšem připomenout, že v té době byla astronomie spojována s astrologii a většinou přednášeny společně s lékařstvím. Tento stav trval prakticky až do šestnáctého století. Tehdy již bylo patrno, že výpočty poloh planet, Slunce a Měsíce nevyhovuji Ptolemaiově geocentrické hypo-uv.e a bylo nutno hledat jiná vysvětleni. V roce 1543 vyšel Kopeniikuv spis „De revoluiionibus orbium coclcsiium", který oživil myšlenku heliocentrické soustavy. Znamenitého pokroku však dosáhla astronomie po získáni velkého počtu pozorovacích dat zejména o pohybu planety Mars, které nashromáždil Tycho Brahe a na jejkhž zaklade Johannes Kepler odvodil počátkem sedmnáctého století známé tři zákony popisující dráhy I pohyb planet v heliocentrickém planetárním systému. V téže době Galileo Gali lei tvými objevy heliocentrický systém jako realitu plně potvrdil. Tyto objevy pak byly zobecněny Isaacem Newtonem a ostatními význačnými zakladateli fyziky 17. století. Druhá polovina 17. a 18. století se vyznačuje vzrůstajícím počtem dílčích objevů význačných astronomů, jako byl např. Halley, Hevelius a Huygens, známý též svými objevy v optice. V devatenáctém století byla rozvinuta klasická astronomie zabývající se především výpočty drah planet a komet. Počátkem 19. století byly také objeveny malé planetky mezi Marsem a Jupiterem, určena paralaxa hvězd a poprvé namířen spektroskop na Slunce, planety a hvězdy. 17 2 & doby známe f^c - ,t cunge, Lapíce, W_______ vtfcó. lako b)" oaPr- Gauss* Bcsscl> ** především metody vypočtu drah těles , asttonornove prohloub.li f^J Srudium poruch /působených vVeolľrUé dráze jedné pW pôsobených touto planetou v dráze TnovjToírynezaiisle nast^F )v/lkji..: vlastnosti nebeských tčl«, .mové aflMÍl „,,v,lkv. V topí 1814 Freunhofer objevil ^iSo pogsoo položil základy k exaktní Urana, astronomovi a vzniká tak nové roW- absorpční čáry ve T'ff tbrmu[oval zákony Pro teorii zářeni a ko- fotometrii hvdzd, v roce ISou Mru atkltv fotografovat hvízdni spektra, nečně v roce 1872 Henry ^J™**^ ai spektrálni klasifikaci hvězd. P0-tt^*O^^^SmSSáfáUa teoretické rfklady prosu,, čátkem dvacátého století k. P Hcruspru„s a RusseU objevili diam hvézdnych atmosfér ^S^Sv-RusseUúv diagram . V ,é dobé závislost mezi spektrem a svíuvostl (Menzspruugu ~» ft* a teorie rclauvuv, které stlnč ovlivnily M astrofvzikv. Eddmpon v r. 1916 vybudoval první teorii vnnrni stavby hvizd. Současně se rozvi,! i experimentální astrofyzika. Jsou konstruovaný velké zrcadlové dalekohledy, jimiž je možno fotograficky studovat spektra slabvch hvizd a vzdálených mlhovin a fotoelektrický ment jejich jas. Zjišruje se, že spirálové mlhoviny jsou hvězdné systémy a naše Mléčná dráha |e icdnou z velmi četných galaxii. Hubble objevuje systemaucký rudý posuv ve spektrech těchto galaxii a dokazuje přímou závislost mezi vzdálenosti těchto objektů a velikostí rudého posuvu. Prvně se objevuje myšlenka rozpinaiiciho se vesmíru. Počátkem 30. let Janský detekoval rádiové záření z vesmíru. V roce 1937 byla Bethem teoreticky objevena příčina zářeni hvězd - termonukleární reakce 'proton-pronmová reakce), tedy řadu let předtím, než termonukleární reakce byly vyvolány umčlc v atomové bombě. Po druhé světové válce se naše znalosti o kosmickém prostoru rozšířily diky rozvoji radioastronomie a výzkumu kosmického prostoru pomoci raket a pozdí,, umělých družic Země 'sputnik, SSSR, 1957; a kosmických sond. Tím bylo umožněno studovat zářeni pncházejlci k nám z různých kosmických těles ve všech vlnových délkách elektromagnetického záření. "I ak byl,, například obje-m»m*mmtU>g vodíku , mezihvězdném prostoru, které umožňuje lepe ■TSSĽSSS By!ľ lépt ^-áno krátkovlnné zářeni Slunce m, lim Velmi riJEÄl^SSrS V rotC ,%2 3 PUJ" prostoru 'Gagann 196,. , konec^v rcTÍS SÍ!? 5"*" d° k"-m,tkčho 11. V současné době se buduTľutorn^k "a MČS'U (Ap°"° kém pritom a získáváme informace o ^-*^?MW**< '^"vatořc v kosmic-Wmm 0 nelbl'« 1900, M. Ptandc: pomlky kvantové teorie. 1900, K Sch«arzsch.lJ p,.č.i.kv ,e,,ne hvé/dnwh ji......in. 19.«, I:. Her./sprum: zán^í spckirum-.vi.nos. I Icr.zsprumiiiv-Ri^dlLiv diagram). 1905, A. KuiMcin: A' 1908, G. t. Hale: ohicv magnetického pole ve ttaxMch skvrnách. 1913, H. N. Russcll: zívaJost jpektnim-sviiiiost íHcrrzsprunguv-RusscIlúv dia-graml . 1916, A. tddmplnn. teorie initřiu sijihy hvizd. 1918, Jí. Shaplcy. excentrické postaveni Slunce v Galaxii. (920 23, (.'. Curtis - E. Hubblc: extragalaktická podstata spirálnich mllnu in 19.29, B, Huhble: rudy posuv ve spektrech galaxii 1930, C. Tombaugh: obicv planety Pluto. 1932, K. G. Janský: rádiové zářeni z vesmíru. 1938, H. Bethc: nukleární reakce ve hvězdách. 1945, — : počátek rychlého rozvoje radioastronomic. 1947, A. V. Amharcumian: obiev hvězdných asociaci. 1957, SSSR: sputnik - první umělá družice Zemí, počátky kosmonautiky. 1961: ]. Gagarin: první oblet Země v kosmickém prostoru. 1962, — j objev kvasaru. 1968, — : objev pulsaru. N'. Armstrong, E. Aldrin: první lidé na Měsíci 19/3,- : observatoř na obézně dráze kolem Zemí s lidskou posádkou. 20 2. Nástin klasické astronomie 2.1. Základní souřadné soustavy v ;.■>( ro.iomii Jednou ze základních úloh při pozorováni nijakého déjc, zejména pak pohybu .éles, je jednoznačné stanoveni jeho polohy v daném časovém okamžiku. Z toho důvodu volíme vhodný souřadný systém. Ve fyzice se povětšinou setkáváme se soustavou pravoúhlých soiifjJnic. Pokud je to nutné, použije se souřadnic polárních, případné souřadnic na kouli čili sférických. DalSl souřadně systémy je nutno volit podle daného problému, který se řeší. Podstatou definice souřadné soustavy je de&úce základní rot inv procházejici počátečním bodem (počátkem souřadnic) a základního směru. V astronomii je většinou počátek souřadnic bud v miste pozorovatele topocerttrické), ve středu Zemí (geocentrické), nebo ve středu Slunce (heliocentrické, nebo některé planety či Mčsice. Prvvoůhlé souřadnice jsou dány počátkem 0 a rovinou i>, ve které leží osy x, y na sebe kolmé a osa kolmá na rovinu g (obr. 2.1). Jestliže například počátek souřadnic |c střed Slunce, rovina <_> je totožná s rovinou oběžné dráhy Zemé a základni směa |C určen polopřimkou, která prochází bodem, ve kterém je Země v okamžiku nimi rovnodenností. Zisků se pravoúhlý souřadný' systém, ve kterém může být poloha kteréhokoli tělesa v daném okamžiku jednoznačně určena třemi souřadnicemi: poloha Země je v danem okamžiku jednoznačně určena souřadnicemi .v, v nebo pruvodičem r a uhlem, který tento prúvodič svírá se základním směrem. TentO systém souřadnic má velký vyznám například pro výpočet drah planet a komet. Pravouhlých souřadnic lze použít i při odvozeni souřadnic sférických, v astronomii nepostradatelných, ľoloha bodu H v prostoru je určena souřadnicemi x,y,z nebo pomocí dvou úhlu a pruvodiěe r, tedy vzdálenosti bodu H od počátku. Prúvodič i právě lak jako bod // lze promítnout do roviny o, kde příslušný průmět jc bod H a prúmčt průvodiče r', který svírá se základním směrem úhel '/.. Skutečný průvodič pak svitá s rovinou f úhel fi. Vzdáleností r a úhly /, fi je poloha bodu 11 jednoznační určena. Úhel /! má nad rovinou znaménko kladné, pod 21 i I nabývá tedy h°dnül "d ° do koule, pak počátek souřadnic je ve 0 Oir. 2.7. Poloha bodu // v prostoru je jednoznačné urinu v souřadném syslímu definovaném tíemi vzijemni kDlmýnu osiini í,y, z, a to bud promítnutím prúvodičc r do jednotlivých«« nebn prúvodidcm r a úhly ž, y; úhel / Ježi v rovině o jejíž poloha je definována osami r, y. Písmem x, v, z jsou označeny souřadnice s kladným znaménkem. kteréhokoli bodu na kouli je pak určena úhlem / íi ji fa pochopitelné tčž průvo-dičem r, který však pozbývá významu, jelikož ie pro všechny body na povrchu koule stejný a totožný s jejím poloměremj. Na povrchu koule vznikne proložením roviny středem koule hlavni kružnice. Průsečík roviny <> s povrchem koule je tedy jednou z hlavních kružnic. Ttmkrttl nici lze označit jako rovník. Osa z, kolmí k rovine h protne kouli vc dvou bodech - pólech. Oběma póly 1« vést na kouh hbovolné množství hlavních kružnic, kolmo protínajících rovník. Tyto kružnice lze označit jako poledníky. Souřadná soustava na Zemi jsou souřadnice na kouli, základní rovinou je rovina rovníku, kolmá k ose rotace Země, která zde realizuje osu z. Z předešlého výkladu plyne, že základem souřadnic na kouli jc základni rovina a na této rovině základni směr. Ľ naši Zcmŕ tato základní rovina prochází rovníkem a základní směr je určen spojnicí vedenou ze středu Země k průsečíku základního poledníku s rovníkem. Na obrázku 2.2 určuje tcnio kladný smír osa v. Ke každé základní rovině lze vést středem koule kolmici. Při stanovení nijakého souřadného systému na kouli jc nutno vidy vycházet z tohoto principu: první úlohou je stanovit základni rovinu, druhou základní směr. Obr. 2.2. Prechod * pravoúhlých prostorových souřadnic k souřadnicím sférickým. Počátek aott-fadné «nuslavv definované o utni x, v, * je vc středu koule. I ibovolna rovinu vedená «federn koule ji i'iiiinu \ hlavni kruínui io poloměru rovném poloměru koule k Ii impf, osa í rotační mou koule, puk rovina (> definuje nu kouli hlavni kmhmi analogickou napi se remskvm rovníkem. Osami v, a prochází hlavni kružnice analogická napf. se základním poledníkem na Zenu Poloha budu na kouli jr jednoznačné určena úhls '. m |esili>e poloměr koule r • . pak pororovatr se vlilv nachá/i v poiaiku souřadného systému n lé le.lv se sifeslo koule slíry. Astronomickí sou' radnice z tohoto pfedpoklmln vycházejí Pojem sírr.i, případně nrbeski sléra se natolik víil, řc-souFadnice na kouli se označují téř jako souřadnice sférické. smíry cpŕíi o nijaké reálné hody a směry, j, souřadnic ic to rota V P«rodť W mm» "*aJ^?<Ä 'j^ri'oM Zemí, která «ke « -ŕir3Jč zeměpisný .Jvšak je otí&nlm Zemí P^™^, \\(3k rri určos-ám poloh „rfjdnK srncích a výhra, to radnic na kouli čili soi lépe hod). 'JSbSfi* obtektu ta poožn několika ..izi.sch m,u-, která se k řešeni te které úlohy Aorr-."" ■UM • Země mi v poměru k našim lělcsnyn. my. mírům rrtmir* ohromnv a pozorovatel nu do,cm, že .'kol,,, Ltanna, pokud nenf hornatá a kopcovitá, je rovina. Na š.rem klidném moři le predstava rovnu dok... nalá*. Tato rovina jako hy byla pod ohrommm přiklopeni oblohy a zdanliví protíná oblohu tu obzoru horizontu, ic kolmá na smír tiie a je rovinou horizontálni. Přímka vedena kolmo k rosini horizontálni ie přímka vertikálni a protíná sféru ve dvou bodech: v zemru ěiJj naJhJavniJni (ti. nad hlavou pozorovatele) a v nadiru (podnožniku1. Va obr. 2.1 je znázorněna nebeská koulc-sfcra, tako kdybychom se na m d/vaii zmíišku. Primka vertikálni spojme body Z a X, a /.ntštuic polohu roviny obzoru, která te hlavni rovinou obzornikovVch či horizontálních souřadnic. Jeden z hlavních úkolů pro stanoveni souřadných soustav ic splněn. Zbývá jen stanovu základní smír. Každým bodem na povrchu Zemí, a tedy i pozorovacím miniem, můžeme vest rmfrrfnft, tzv. mistni. Mistni poledník rum určuje smír severojižní a protíná obzor re dvou bodech, a to v hodí severním a r bodě jižním, kterc jsou na obr. J J ozna-Ěcnjphmen? \ a S. Smír k jižnímu hodu S ta zvolit za smír základní, a Um se stává hod nini výchozím bodem •ouřadrue obzornikových. Jak patrno z obr. 2.3, je horizont hlas-ni kružnici na sféře Podobní můžeme vést ■fcwtf kružnxi tak, aby procházela hody severním, ninim, zenitem a nadtrrm. Tato kružnice je místní nebesJn' poledník nebo mistni mendiin. Mistni meridi • 'podací prátečik roviny, kolmé k rovine obzoru « proložené zemským poledníkem,* acbakou ílerou. Kolmo ke smíru teseronlnirnu ie smír Vfcfoodoz ípadnl ■Wtínaitó sferu opít ve dnm bodech: v hode východním E . v západním tt" IWy ta Itfofato faborofac mnotbtrl hhrvnich kružme pmehézejidch zenitem w,r»«. - . i 1. 1 nenes*) poledník kolmo protínali obzor. Jsou to rrttu nad obzorem *. /ak ,e z obrázku patrno, K výtka hvézdv uhrl k-,^ ^tjzzc> rjj * -3S ítssřs .t..r_. W "vŕ7da v «nim mi vvíku . hvizd* kterí přiví „padá neho vychizf, má vXln, 0 . . ' nadiru ' *™- **" r**» I* ponnmwrl nad po •kutcínt ohmr nil. ne» jr r hnnmmu i, ^.„nl™ t, 24 MMo výšky nad obzorem lze použit úhlově vzdálenosti od zenitu, zenitovou vzdálcno-i . k-u-r;i inibýva hodnot od 0 (v zenitu) do 180' (v nadiru). Vztah mezi žemlovou vzdálenosti u výškou je zřejmý, - 90 — )i. Druhou souřadnici je azimut A. Je to úhel, který mezi sebou svírají mistni poledník a vcrukalni kružnice vedená hvězdou. Méřl se od bodu lížniho směrem zá-pormm, u. ve směni pohybu hodinových ručiček. Hod jižní má azimut 0 , bod západní SN) , bod severní INI) a bod východní 270 . Obr 2.J. Astronomu:** •oufadm.e na ncltnxc tieie (vil ten). N'cbeski tflcsa, kteri procházen p..|.\lnikeiii, ni.nl .i/iiiuii bud 0 . nebo ISO Pi.hIiik) ncbeskelii' i.l.-a pok-duikcni. kulminase neboli vrcholeni nastává v okamžiku, kdv i.- /i-iiit.iv.i /d.ilrnost nebeského tělesa bud nctmcnšl, nebo ncivítšl, pokud sc if-li-so účastni toliko zdánlivého pohybu obloh\ Rozeznává sc svrchní horn) a spinlnl dolní' kulminace Svuhni kulminace n.isiav.i v okamžiku nej-mrnšl zrnilo., v/d.ilcnosii. spodní kulminace při ncivětši zenitové vzdálenosti. Slinut ■ |•!.(•., poledni ir . horní kulminaci a \ piiln.Ki ve spodní kulminaci. jelikož směr k ženini |c smetem tlžniic, nrnl pochvb o tom, >c vc sicinctn okamžiku budou ob/oinikosr ■ oiiía.liu.. i.dnoho ,i téhož nebeského lělcs.i na uiznvch 25 pozorovacich místech na Ami ru/n . ^ m 2U» zdivého ^)^* ^ftllť Zem* »d .c,.„.W«;.vr. •.••'/.-.■ ■ „u „bl..ln, poiliopiiclné puvŕ vc smrt u chodu vyvolává dolem 'f'"^ . _v,rn,n, ., S péta. 0** C beská stera nu nefconeo vésr rov "inu prlniiiu r Svírova C na obr. U protíná «tote» .fcru v severním (Po) a iünim (ft) .vfto. dbanou přímku se zemskou osou.krera protne sféru ve svetových polce! Každou rakovou rovnobežnou přímku nr núícme tedy povazovat za svetovou osu. vém pólu Oba polv musí nutní ležet na nebeském poledníku (mer.dianu). Kotao ke svírově osel t,, rovnobežne s rovníkem, ,e pro!ožena pozorovacím mi u,„ rovrna, lež Protíná sféru v nervétíl kružnic,, nebeském .ovniku ckv.rn.ru S. osa tedy urču,c polohu základní roviny, což re v lomio případe rovin, ros niku, 1 „-rou vzhledem k nekonečnosti nebeské sféry můžeme přesunout do místa pozorováni. Je nutno leští stanovit základní směr Je ro směr od pozorovacího místa Je průsečíku rovníku s meridiinem, označeným písmenem M. Pólem severním a jižním lze vést libovolné množství hlavních kružnic - kružniL c deklinačnl. Jednou takovou deklinačni kružnid je i meridiin. Deklinačnl kružnice lze přirovnat kc kružnichn sýškovýrn, právě rak, jako ic možno přirovnat rovník k otvoru i po| k zenitu. Rovina ekvátoru ic hlavní rovinou souřadnic rovníkových ůli ckvaiorcál-nich. Tyto souřadnice lze rozdělit podle výchozího bodu na dva druhy: a) RovmkovewuřaJmctpn-čho druhu maif za výchoz! bod |iž zmíněný prú-scčlk M meridiánu s rovníkem. Od tohoto bodu počítame, poJobnŕ jako azimut, hodinový úhel /. Hodinový1 ůhei něiakc hvězdy H |c úhel, který svirá deklinačnl kružnice proložená hvězdou s meriJunem, poutaný vesmíru denního pobj lni oblobj Hodinový: úhel, který1 je na obrázku J.í označen písmenem i, sc mini rovnoměrné s časem. Hvězda procházející' mcridiánem nu hodinový úhel ř 0. Jelikož, obloha se otáčí rovnoměrné, re zřejmé, že mezi mirou časovou a obloukovou ; 360° 24», rdi I h 15 ľ = 4min 1 min 15 ľ = 4» •» 15 ľ 0,06 s. Druhou souřadnici je deklmacc označena a, ktera ,c obdobou výiky hvi/dv rad K» ttd)'uheU.cn-, víra ^m.ce pozorovarcl-hvíz.k, nos, fili distal' ľ et V/da,en,,S" ,c ' Pr'P*«č P..I..V, , z,,,„- w» fi«i___i . ■-ľ 00 ™- i""1 P6' má tedy pólovou distanci 1K0 Mezi pólo- vou distanci a deklinaci platí upír vztah Deklinace A je pro určitou hvizdu stejná pro všechna místa na Zemi a v čase »e ,„•,.„'«< vlivem zdánlivého pohybu oblohy Diuliá souřadnice se sice mini jak se zeměpisnou délkou pozorovacího nilsia, laV i ■. Lasem, ale změna hodinového uhlu je [oviiomět tiá. b) Rmnikmými toufadnictm Jruhťho Jruhu )sou opři deklinace nebo pólová vzdálenost, avšak místo hodinového uhlu, který- se v každém okamžiku métu, je zde úiiel neminie! se s časem. Místo průsečíku rovníku s místním mcridiánem je nutno použit výchozího bodu na rovníku, který se /ůčasiňuic rovnomerného pohybu oblohy. Takovým hodem je místo na rovníku, kde )c Slunce v ukamžiku jarni rovnodennosti, Je lo bod inrnl. Slunce vykonává zdánlivý roční pohyh na dráze (zvané ekliptika). Ekliptika ■< nejvítšl kružnice na sféře nebeské, která protíná rovník ve dvou bodech, a to v bodé jarním v a v bodě podzimním. V těchto bodech je Slunce v okamžiku jarni, resp. podzimní rovnodennosti. Rovina, kterou lze proložit ekliptikou, je rovinou ekliptiky, svirá s rovinou rovníku úhel přibližné 2i,5 , který je sklonem ekliptiky (na obr. 2.4 |c označen písmenem t). Rovina ekliptiky )e totožni s rovinou oběžné dráhy Zcmř. Jami bod V je hledaným výchozím bodem a vzhledem k němu uriu|c se rektas-cenze, tj. úhel, který svírají mezi sebou deklinačnl kružnice, proebizejici jarním bodem, a deklinačnl kružnice hvězdy, jejíž rektascenzi určuicmc. Rcktasccnzc roste proti smíru denního pohybu oblohy. Deklinace u rektascenze hvězd není závislá na zemepisné poloze, pokud lze zanedbat rozmer Zemí kc vzdálenosti nebeských tí les, a iak již bylo řečeno, s časem se mřnl velmi pomalu. Pomalá změna těchto souřadnic závis! pfedcvsim na témřx rovnoměrném posouváni jarniho bodu po rovníku vlivem věkovitého pohybu zemské osy ívi/ kapitola o precesi). Při přesném měřeni poloh hvězd je nutno přihlédnou! i kc krátkodobým pohybům i, I '. konečne rychlosti světla a u blízkých hvizd i k jejich vzdálenostem, popf. k vlastním pohybům na sféře. Hvčzdný čas P = 90* - ». (2.1.1) V astronomické pi mono . n.o h.-dmow uhel něiakc hvizdy 1 cnio ukol ic řešitelný, ic-li znám místní hvězdný čas. (Podrobný Wklad o čase je v kapitole 2.10.) Hvivdnv čas tr hodinový ulici lamího Nkíu. To znamená, že v okamžiku svrch-nilio průchodu jarniho hodu mcridiánem ic IW"0" hs'ŕzdného čawu. Je-li ho»lino\">-úhel larniho liodu 15* = lb, pak mlstn! hví/dns čas ic přiví lh, a vrcholí hvězdy, které mail rcaktasccnzi 1». Zapadá-li larnl bod, |e 6 hodin hvězdného ů»u ■ ie-li ve spodní kulminaci, ic \1 Innlin hví/dnrho času M.iriii- li m i.ikou hsézdii •■ lindiiiKVMii uhlem r a icil reaktascenze |C i. pak, jak je |iž patrno i obr. 2\, součci rcktasccn/c a hodinového úhlu ic hvízdný čas. 27 aii plaii vzorec hvězdný čas x + t. O.-?. 1 ] Pro hodinový úhel hvězdi Pla.i ope, , hvězdný čas - * • (-2.2} • h<-l hvězdv jrleonis fKcirulus), která mi rcklascenzi . 5S2 * hodmv „a^nč na hvězdný ca. ukazu|I 11 hodin 17 minut, je , u h 17 min 10 h 06 min 1 b U min . KJyhy hodiny seřizene na hr&dný éas ukazovaly H hodin 55 minut, pak , = 8h55min 10 h 00 min 1 h 11 min . V tmu Připni vyšel tentýž hodinový úhel, ale se záporným znamenW i o znamená, žehvězda ještě neprošla mendiáncm bil nekulmmovala a hvězdu nu.no hledat východní od mendiánu. To je pochopitelně, protože pravč vrcholí hvězdy, i-r,r^ miiií rekiascenzi H hodin 55 minut 2.3. Souřadnice ekliptikálni Další astronomické souřadnice jsou souřadnice ekliptikálni. Základní rovinou je rovina ekliptiky. Jak jjj hylo reCCQO dřivé, ekliptika protíná rovník v hodě jarním a podzimním. V těchto bodech je Slunce v době juni, resp, podzimní rovnodenností. Přímka kolmá na rovinu ekliptiky protíná sféru ve dvou bodech, pólech ekliptiky /\. a /'. obr. 2.4). Póly ekliptiky můžeme w- kružnic*, podobné jako světovými ..|\- vedeme kružnice deklinační. Ekliptikálni souřadnice jsou obdobou rovník h. Je to ekliptikálni délka z měřená od larniho bodu ve směru ročního zdánlivého pohybu Slunce l ekliptikálni Krta i měřena po šířkových kružnicich. Kladně se počítá k severnímu pólu ekliptiky, záporně k pólu jižnímu. EkuptikáJních souřadnic se užívá především při výpočtu drah lěles ve slin ni soustavě. 2.4. Souřadnice galaktické - au* „ ,Zák,adni rovinou «>uradnk galaktických |c rovina Galaxie I Mléč-n^drfha-Galaxie). Mléčná dráha se klene jako ,asný pás pres celou oblohu vTdelľoS^oTohľ'' 't0 Pľh°P1,elnC! "* PŕĽSn° °hM&0í ' ™ videlnosti. Poloha oviny ,e tedy stanovena mezinárodní úmluvou , , n. řečeno isou stanoveny sonřadnice ga.aktických pólu). Výchozím bodem ,e ľtred (Ixlc. 28 Galaktické souřadnice |m.u iialaklicka délka i a Írku h podobné iaks> u souřadnic ekliptikálních. Souřadnic galaktických *e užívá při ■.indiu pohybů hvizd a suruktury mléčné dráhy. 2.5. Transformace sou řad nie /. uvedeného přehledu |e patrno, že se v astronomii užívá několik souřadných soustav. V různých případech lze použit různých druhů souřadnic, avšak většinou se vychází ze souřadnic rovníkových. Je proto nutno často převádět souřadnice nebeského objektu i jedné soustavy do druhé - čili provádět transformaci souřadnic. i>l„.J.4. Vzájemná nricniace ekliptiky I ..uniku na slcřc. V dobr letního slunovrat u dMtjJ I.....v.. .h .In Shrne. |....i.,lu vil.... i,« u......mírem! iako obratník Knk.i. 5 OpW rmmiiu. slunovratu jc tnutu zdánlivou drahou obratník Kozoroha. 29 i^rr nro danv okamžik pozorování obzornikové suuřad-Obvyklým úkolem ic nalez. F ^ fovniltorvĽh nebo naopak. Vždv je nuino wccn^hyi^y^^-^ ^ ^ ,,nl,pl,m,u jiíku , a zemepisnou délku /, neN. nU»nri M«d^ ^ ^úhetajku, iehož vrcholy jsou hvízda «, ^^ÍM^ôT^n^k^ obzormkové souřadnice, .zimu, a výsku A, r«p. zenitovou vzdálena* - 90 - A, P»" eoi* = »m^ «ino +co»y cosi cosi, sin z sin cos <> sin ', sin cos .4 -cos r sin 4 4 V cos <» cos ř. (2.5.1) plaii Naopak pro hledané rovníkové souřadnice, rektascenz, a a deklinaci sin i - cos z sin y - sin s cos

- cos ? cos í cos (í — ?>) = = cos (f — i), d — f pro hvězdu na sever od zenitu a sa — y — ó pro hvizdu na jih cos * - sin d sin q ■ cos y cos o cos ; lze použit i pro výpočet doby, po kterou )e těleso, jehož deklinace je f>, nad obzorem pro mJsto o zeměpisné šířce f. Jelikož při západu - 90' a cos z = 0, platí sin f sin ó — cos 7 cos 1 cos tn 0 , cosřo^-ig-FtgJ. (2.5.3) kde t0 je poloviční denní oblouk, tj. hodinový úhel tělesa, které zapadá nebo vychází Doba, po kterou je toto těleso nad obzorem, je 2io. Těleso pozorované v zeměpisné šířce 7 opíše nqvétii poloviční denní oblouk rmn, 12'' 180", má-li deklinaci dml,., pro kterou plati tedy jo od zemru Rovnici cotg <>„ neboť cos 180'= -1. Jelikoí cotg d tg {90 - A), ,c pro lakovou hvězdu " - hm f. Hvězda nezapadá pod obzor podobné jako všechny hvězdy, pro TZJŽ 7™tp"™ šířka Prahy ,e . 50 , mdiž všechny objekty LtSStľÍľ "ť •10 ,,0U -kumpolárni, v Praze ne- zapadá,!, ro ,e am ,fqmé,, prostího geomctrick(íh() ná/oru 30 K transformaci souřadnic rovníkových na ekliptikami délku 1 a šířku f seuř.ije v/iuhii sin >. cos /.' sin A sin • - cos fi cos i sin i , cos X cos jl cos A cos x, sin f! sin o cos < — cos A sin 1 siní, (2.5.4) 0*r. 2.5. Zdánlivá'dráhu tiles na tfUe * různou deklinaci. kde • jí sklon ekliptiky. Při výpočtu rovmVw. li -ouř.klok uJ.iie se obdobných vztahů sůl « cos A = — sin rf sin r cos /l cos 1 sin > , cos a cos cos A, (2.5.5) sin o sin /I cos .■ cos /> sin 1 sin k . Je snad vhodné připomenout, že uvedené vztahy lze snadno odvodu zavedením dvou systému pravoúhlých souřadnic x,y, z a x',y',s' o společném počátku, kdy rovina x, y k rovině \ , v je skloněna o ulici ■ (sklon ekliptiky) a osy 1 a x' splývají. Osa a smiřuje k severnímu pólu a osa ; k pólu (severnímu) ekliptiky. Převedením pololn libovolného bodu r ledne souřadné soustavy do druhé lze dospěl k vyše uvedeným rovnicím. Obdobně se posiupu,c při u.instoimači rovníkových souřadnic na galaktické. Proto lze pto takovou íilolui většinou použil vhodnveh tabulek IM. a he-race Důsledkem konečne rychlosti vvf-tlu |c abcraee. Podstatu itbcracc pochopíme i. klasického přirovnáni světelného paprsku ke střele vystřelené do buku vozu. Prsní strnu vozu proru/l střela v bodí A, a ie-li vuz v klidu, proraz! prutiiši stěnu \ protilehlém budě .1 Jestliže --c '.Sak vůz pohybuic, uraziza dobu, Hernu střela poiiehuic k yu.hč-hnuti 'iřky so/.u, dráhu J, o kterou bude bod n A * Obr. Drahy střely pohybuilei se rychlosti c; 2. ve voze pohybuheim *e stálou rychlosti v. 1. pozorované v nepohybujicim sc voze; druhého průstřelu R posunul proti bodu A'. Pro pozorovatele v jedoudm voze se střela uchýlí od původního smíru o úhel a. Tento úhel je závislý jediní na rychloMi c střely a na rychlosti v voru. Skládají se zde dva pohyby - střely a vozu. Totéž piati i o rychlosti Země a svetelného paprsku přicházejícího k nám z hvizdy. Okamžitý směr, ve kterém se Země praví pohybuic, nazýváme apexem. Rychlost tohoto pohybu je průmětně 30 km s '. Touto rychlosti je unášen každý přistroj na povrchu /.ctně, kterým hvězdy pozorujeme, např. dalekohled. Aby bylo hvězdu viděl vc středu zorného pole dalekohledu, je nutno jej sklonit vc směru pohybu Zemč - tedy k upexu - o úhel a. Úhel z ic z.ávHy na rychlosti Zemi V a světla c, což jsou veličiny téměř konstantní, a na úhlu {!, což je vzdálenost hvězdy od apexu. Maximálni úchylku, čili aberaci, budou jevil hvězdy vzdálené od apexu 90% neboť tg * - sin >i. c (2.6.1) lehko/ p , |0 ', pak i 10 '(sin I ) 1 sm ,i 20,47' sin rf, kde 20,47' je abcračni konsiatu.i a současné maximálni hodnota .ibct.ice, což. ic úhel již znační velký. Proto livl.i alicrycc oblevena iliívc než p.ualax.i hvězd. Oblevil )i v roce 1727 Bradley, když c snažil ment hvězdné vzdálenosti. Tuto aberaci, která vzniká ročním pohybem Země kolem Slunce, nazýváme aherace roční. Jelikož se hvězda 33 „ , vato m*1,0 ka*J>'m "ki"»>lkť'n . vm.Vci nulivbu p.vnri>vaii.ľ . „ r ,|;U pcri.uiii.kv pohyb. Upili, ddípriky ie r-*>* f» »■ u,,;,v .. t..m 1 •*«*»' ^,k;' uJav.rcp.vdk.pnKMsaehps.porr-r 2.7. Méŕení vzdáleností ve vesmíru Princip mířeni vzdálenosti ve vesmíru lze ukázat n.i klasické úioze: zjistit neznámou vzdálenost nedostupného bodu // i obr. 2.8) mířením uhlu ve dvou stanovištích Pi a Pt ve známe vzdálenosti d. Zrncřunc-li uhel i, který spolu svírají spojnice HP\ a P,P* ze stanovišti /':, a potom úhel fl, kléry-virajl spojnice HP: a PiPi, múieme si zkonstruoval troiúhclnik o vrcholech /' I'H, neboť zníme vzdálenost PiP: a úhly a a p*. Spojnice ľj'- yt základna ti ' I i Chel *, který vznikne u vrcholu H, ie úhel, pod ktervm vidíme zjki.i.luu z hodu H, a nazýváme jq paralaxou. Ům vítšl bude základna neho čim menši v/.da lenost bodu, tfm vetší bude paralaxa. V astronomii se mŕŕí velké vzdálenosti, a proto musi byt základín dostateční velká. Je proto volen jednak rovníkový polomer Zcmé pro .. i ilenoMi idcoM ívc dunečni soustavé), jednak vzdálenosti Slunce—Zcmé úli astronomi- , i ľ .lumka pro vzdálenosti vétSí. Zjednodušený postup při určení vzdáleni mi Země Mísíc tfkr •> 7 Směr ivěieinébo paprsku v daleko-hledu" v'iílwt wmém poli je hvězda i. promítá-lid « do směru okamiitího pohybu /emě -apexu. 2- promítali" "* *> sniěru kolmého na tento pohyb. |j 20,5 a není MM na vzdálenosti hvizdy, čímž se ■ vh,Klu a M» t»r 2 5 Peimi paralaxa Mcwce, Pro rwzorovatelc a™ na rnv™*u roiuilcl Zemí bude střed Mctict v poloze .VI, v zenitu a do téhož směru se promni i u uředu Zemí ť>. V okamžiku, kdy pro pozorovatele Mésic zapadá a jeho střed ie v poloze Ml, zenitovu vzdá-lenost 2 "O', aviak měřeno ze jiředu O bude Z« ■ '*> Kozdil Z /.<> je denni paralaxa Mísíce přesněn, denní honzonulni ekvuti,. reálni paralaxa;. Známc-li paralaxu tělesa a ,eho zdánlivý poloměr, můžeme zjistit, jak je toto těleso velké vzhledem k Zemi. Je to vlastně poměr paralaxy a zdánlivého poloměru onoho tělesa. Skutečná velikost tělesa je dána vztahem ď K 6378 . kde K jc poloměr tělesa v km, ji paralaxa tělesa, J zdánbvy poli l i"sa a konstanta 6378 je poloměr Země v km. Vypočteme ledy velikost Měsice ď _ 153ÍS87' 931,87 , ^-JľÔm 3422763 ř? — 0,2723 . 6378 - 1737 km. Poloměr Měsice je 1737 km, tedy o něco větší než čtvrlina poloměru Zem Slunce má denni paralaxu 8,79 - pod tímto úhlem bychom K Slinu e viděli poloměr Země. Jaký je jeho poloměr, je-li jeho střední zdánlivý poloměr uměř stejné veliký1 jako u Měsice? [Téma 7 . 10» km.) Paralaxy ostatních členů sluneční soustavy |sou podstatné menší než paralaxa Měsíce. Mezinárodní hodnota střední denni paralaxy Slunce je 8,79 , avšak vzhledem 36 k lomu, ie měřeni paralaxy Slunce ie velmi obtížně, ie nutní, používat různých nepřímých metod, ie lato hodnota poněkud vy5M, ncX sc namířilo v posledních letech Skutečná v/d.ilenttst plyne z paralaxy icdnoduchou iieomcirii. Pro vzdálenost > tělesa plall r = -^—r R , (2.7.1) sin .-? * v ' kde K ie poloměr Zcmi- Palší přiklad: středni vzdálenost Slunce vypočitámc zc střední paralaxy 8,79«« f in h,h 0,0000126, r=Wô426 6378 149.«*. 10* km. Středni vzdálenost Země—Slunce je tedy přibližní 150 miliónů kilometrů. Tato vzdálenost je, jak )ii bylo drive řečeno, astronautická jednotka a většinou ji vyjadřujeme vzdálenosti ve sluneční soustavě. Jelikož i přesnými fotografickými metodami lze měřit paralaxy jen do 0,02 , jc lasné, že těleso ve vzdálenosti asi 70—80 astronomických jednotek má denni paralaxu tak malou, že jc pod hranici měřitelnosti. Ncjbližši hvězdy jsou však Obr. 2.10. Zdanlivý tofnl pohyb hvězd v důsledku paralaxy. Hvízda H-i se proinitj na oblohu do tísné blízkosti polu ekliptiky. Bíhem roku tc posouvá kolem polu ekliptiky po kružnici (přesněji po elipse, jcjiz excentricita odpovídá excentricite dráhy Zemí! Hvězda lli na ekliptice koná toliko periodický pohyb po OMCEB Viechny hvězdy mezi póly eklipnkv a ekliptikou vvkoná-vajl eliptický pohyb a velká poloosa této elipsy odpovídá pir.il.ixc hví/dv. 37 |Cd„otck, dcnni paraluxa ,e nem^iclná. ,,, 10 volit základnu ^gffi^ p„ll>mťr vc skutcčnoMi průměr) vatel dosáhl obou hodu. lakovou ve paralaxe. kdežto hvč/viv 11.1 eklipn.o hudou konal harmonicky'-pohyb jednou za rok po úsečce rovnoběžné • ekliptikou, jejíž pol. n 1 ni délka bude rovna přisluiné paralaxe. Paralasy hvězd jsou vesměs menll tu .Toto nepatrné posouváni hvězd na sféře je jedním z důkazu obŕhu Země kolem Slunce. Tycho Brahe nesouhlasil s Koperníkovou naukou, nebol nenah pmtoyrjvezd. Ovicm hodnoty jsou velmi malé a Brahe měřil s přesnosti při Paralasy néktench assnfdl a blizkvch hvězd: Proxima Centauri SO 1 - neibližši známá hvězda 7 Centauri 0,756 61 Cygni 0,299 prvni změřena paralaxa Sirius 0,376 * Velkého psa Procyon 0,291 * Malého psa Vega 0,140 * I.yry Polárka 0,008 x Malého vozu. P«Iuy fietni astronomové, přitom Bradiey v 18. stójcti nalez, a,,,, | Jitkou vzdáJenosd je parsek (zkratka pc potemér dráhy Zemé pod úhlem ,edné o vracenou hodnotou paralasy, tedy *), což je vzdálenost, zc které sc icvf Mnukovč vteřiny Tato jednotka je pře- 1 I pc 10pc«.o,l , 100 pc o 0,01*, Vp^lrterartrfe se JZ« ^~ ^ ** ^Ví k ^njemu vyjádřeni vzdálenosti I své- v»«*li M tím telnv rok, což. je dráha, kterou urazi světelný paprsek za rok. Rychlost světla je (00000 1 10 1 vteřinu, a tedy délka jednoho světelného roku je 1 světelný rok 9.46 . I0>- km 0,307 pc . Světelný lok nám udává dobu, za kterou k nám dospěje světlo z. určité hvězdy. / neibližši hvězdy Proxtnui t 'eniaiui sc k nám '"iří světelný signál, světlo, 4,3 roku, ze Slunce 8,3 minuty. Vzájemné vztahy mezi lednotlivymi vzdálenostmi jsou: I parsek 206 265 astronomických jednotek 3,26 světelných let, 1 světelný rok 63 250 astronomických jednotek 0,307 parsek, I astronomická jednotka 0,00000485 parsek 0.0000158 svetelných let. Skutečná vzdálenost hvězd uvedených v předešlé tabulce je tedy: Proxima Centauri 1,31 pc x Centauri 1,31 pc 61 Cygni 3,34 pc Sirius 2,66 pc Procyon 3,42 pc Vega 7,15 pc Polárka 125,00 pc. 1'rc-Miost paral.ix přimo měřených Z posuvů na nebeské sféře (tj. paralax trigono-mciti tých je asi 1 znamená, žc timto způsobem lze určovat vzdálenosti maximálně do 40—5i» parsek. Je-li u blízkých paralax chyba přibližně 10 ",, pak 11 vzdálenosti nad 40 put sek je chyba u trigonometrických paralax 60—100 Až dosud h\lv katalogizovaný trigonometrické paralaxy u 5822 hvčzd, z nichž 3770 hvčzd má paralaxu menši než 0,02" 1300 hvězd má paralaxu v mezích 0,02 —0,05 185 hvizd má paralaxu v mezich 0,05 —0,08 IÍ2 hvězd mi paralaxu v mezích 0,08—0,11 I 15 hvězd má paralaxu včtši než. 0,11". Lze tedy říci, ze pouze asi 1000 hvčzd má paralaxu spolehlivě trigonometricky změřenou, ľ větších vzdálenosti si pomáháme nepřímo a určujeme vzdálenosti většinou z fyzikálních vlastnosti hvězd. Vycházíme z předpokladu, žc hvězdy o jisté teplotě a s jistými charakteristickými vlastnostmi ve spektru maji stejnou svítivost. Pomocí hvězdi které maji zaručenou vzdálenost a jisté charakteristické fyzikálni vlastnosti, odhaduicmc vzdálenosti podobných hvězd, u kterých nelze paralaxu měřit přímo. Tyto nepřímo získané paralaxy nazýváme spektroskopické (jelikož je nutno znát spektrum hvězdy). U dvojhvězd lze odhadnout vzdálenost z velikosti velké poloosy, je-li známa občžná doba a hmotnost obou hvězd, neboť podle Kcplerova zákona plad •* (Aí, 4- Aí,) r-, (2.7.2) „ U limo" druhé hvŕ/.dy a f , . ,/, hm-" i'•'dne hvwdi. ■ (), |..lnl|axu ÍÄ^ —paralaxy ptk pttno změríi. Váo«*s rro vP0* , 1.1/ ffi ,ásobku hmoty SIluk (2-7.3) :lmž vc vrt siné ./ se klade rovna dvojní Hodnota dři au . , , 0 tlbJBe v kapitolehmJ:lth- 2.8. vzdálenosti v Určení astronomické jednotky Kcplerovy zákony vedou k určeni vzdálenosti plane,, avšak jclnojka tomto případě je'vzdáfcnost Sluncc-Zcmě. \yiaclrcni vzdál meziplanetární a vůbec ve vesmíru v jednotkách jako například kilometr nebo metr vyžaduje stanoveni sluneční paralaxy. Přímé určení paralaxy Slunce není pi ak Iq možné. Je nutno užit některé z nepřímých metod, i'nnctp nepi im. se urči geocentrická vzdálenost nijaké planety, která ma velkou a přesně mi I-nou paralaxu v určitém bodě své dráhy. Jestliže je známa vzdálenost Země—; | v určitých časových okamžicích a tc známa dostatečné přesně i drahá téti i planety kolem Slunce, pak je možno určit i vzdálenost Země—Sítnice V* sou e sluneční paralaxa zjištěna s velkou přesnosti na základě radarových . ni planet. Princip metody plyne z následujícího příkladu: V určil y Ji J.i r-valech se změří pomoci radarových odrazu okamžitá vzdálenost Zeme \ e (nebo jiné planety). Radarové pozorováni též poskytne informaci i o okanižľ • ch-losti planety vzhledem k pozorovateli. Tím je pro určité body v dráze Země i Vesnic velmi přesné určena jejich vzájemná vzdálenost i jej] okamžitá změna. To umožní nejen kontrolu dřívějších výpočtu drahý planety, ale i stanovu vzdálenost Slunce. Z Keplerových zákonů je totiž známa vzájemná poloha obou planet, jakož i vzájemná vzdálenost, avšak ta je vyjádřena v astronomických jednotkách. Rada- rové měřeni poskytne údaj vzdáleností v časovém intervalu, který jc nulnv k návratu SSStSS *******' ^hlost, svitl, vc vakuu lze snadno pľ^oSod ľ7 " VZdalen0,t ^|ádřenou vc bodných jednotkách. ÄÄSKÍSSr^A^ jednotkou astronomické jednotky takto získaná jc 149 597 892 c 5 km , i ji .i n I- I- 21 ■i L 6 1 *• i e I 9 čili 19<),(W 1 7H<( světelných sekund, tj. čas, který potřebuje světelný signál k překonání vzdáleností Slunce — Země. Radarová měřeni plně nahradila starší metody založené na geometrickém měřeni deuni paralaxy planety v blízkosti opozice, jakým bylo například rozsáhlé měřeni paralaxy a poloh planei ky Pros v i riválech letech tohoto století. V opozici se Sluncem měla tato planetka velkou denní paralaxu a dráha byla určena ■ nejvétši možnou přesnosti. Presto však výsledek byl určen sc střední chybou o tři řády horši, než je střední chyba dnešních běžných radarových metod. Poslední měření tohoto druhu se uskutečnilo v roce 1970 s využitím příznivé opozice planetky lcarus. Pro úplnost ie nutno se zmínit ještě 0 původních metodách určeni sluneční paralaxy z přechodu vnúřnich planet přes sluneční disk. Přccházi-li např. Venuše přes sluneční disk, je zdánlivá dráha pro dva pozorovatele, ! uri isou v různých místech na Zemi, posunuta. To znamená, že například pozorovateli v blízkosti severního pólu sc promítá kotouček Venuše blíže k nžnimu pólu než pozorovateli, který je poblíž jižního pólu zemského. Z těchto posunuli by teoreticky bylo možno zjistit nejen vzdálenost Venuše, ale i paralaxu Slunce. Metoda však není dostatečně přesná, jak ukazují výsledky dosažené v 18. a 19. století. Astronomická jednotka v systému Mezinárodni astronomické unie (IAU) z roku 1976 je 149 597 870 km. 2.9. Refrakce ku:rv ovlivňuic asironomicka pozorováni; ,c i..m .riA na rozhráni Jvou po^ed. .ip- ■ vAludk-rife vaku,,,, -vzduch apod. '• ^ nJ . „ Vznik rclrascc. 1'apr**. kico »•*-»* J" lu"'- l*r. . " . ,[..,,.„) uhlem ... amv se ke kolrni.i i m nrn ,• v,„„.,Zc,„,k.,u ^mimu fc mu2n„ n ptalnavil rozJrfcn.ni na.různé ir.tv. 35 lomu kJcsa i vvškou aad rovr.hc... Zemi Vt vakuu K I l'jrrsck dopjJaiui - "l-l^k." * Jtmo»iery «c » icdnotlivych v rihach IfcrW k* kcámid a pro poiorovarele na povrchu Zmat se bud | ohfckt blilc zenitu, zenitové vzJalcnosti v.- skun-.ii.-i zenitová vzdálenost 2« K. R fc hojnou aimoslcrickc rcfraktv pod jakým na rozhraní dopad!. Světelný paprsek |e při přechodu do hustšího prostředí láme ke kolmici a při přechodu z hustšího do ri.Kiho se láme od kolmice Pro lom světla na rozhraní dvou prostředí piati znamv vztah i i/ obr 2 I I Cíli 'i, sin a, konstanta . (2.9.1) sin i. n; sin aj kde «; a n<_ jsou indexy lomu obou prostředí. V případě, že na Zemi dopadá paprsek z hvězdy, láme se v ov/.duši ki ici k vernkálni přímce;, a to tak, jako by ovzduší bylo rozděleno na icdnoilive mm vy, směrem k Zemi stále hustší. Na každém rozhraní se paprsek láme, takže k /tni dopadá pod jiným úhlem, než pod kterým dospěl k první vrstvě. Paprsek k icdy v ovzduší zakrivuje, takže M hvězda pozorovateli jeví vvše nad obzorem, U I d skutečnosti ,e. Tento jev zvaný astronomická refrakce čil, lom světla v Ovzdll* oude nejmensi v blízkosti zenitu a největší u obzoru n^^kk™ľIelÍnapOVrChuZemŕ'k'leovzduSimi1 index lomu M I * slut, Í ľ 'i ** íedn0,llVé ^ '1'x*noty n směrem vztahu platí ' * ,C Uhc'refrakcc' 1>od,c výše uvedeného Iclikož A' ie uhel obecně velmi malý, platí sin '/. cos K cos X sin K n sin X . cos K 1 ; sin H R ; z toho K i„ JJtgZ. (2 9.2) Pokud nc-ni z nějakého důvodu ifeba popsal skutečnou dráhu paprsku v atmosféře, posiači znal hodnotu indexu lomu toliko těsné při Zemi, tj. celý výpočet se /|cdnodir-i na jednu jedinou vzdušnou vrstvu stejné husloiy. /.a normálního tlaku a icplolv O t! jc index lomu vzduchu n 1,000 293. Pouze náhodou n — 1 = O.ooo 211 odpovídá číselně jedné obloukové minutě vyiádřené v radiánecli. a prolo pro menši zeuilové vzdálenosti platí tg '/. R v obloukových minutách, čili pro '/. 45 je K 1 . Přesné hodnoty refrakce nuino poěiiai s ohledem na změnu atmosférického tlaku a teplotu ovzduší K lomu účelu byh sestaveny refrakčni tabulky, ve k.crý-ch jsou siřed.ii hodnoty refrakce tabelovány právě lak |ako opravy na teplotu a tlak. Refrakce uspišujc východ a opožďuje západ nebeských objektu o několik minut. Re-frakci nutno vzít v úvahu, chceme-li z měřeni určit skutečnou polohu tělesa, a to lůn spiše, čím bylo těleso v době pozorováni dále od zenitu. Index lomu n je závislý nejen na hustotě prostředí, ale i na vlnové délce světla. Při pře- uv; li měřeních je nutno vzít v úvahu, že červené paprsky jsou méně ovlivněny refrakei než modré. Hvězdy s rozdílnou barvou mohou při velkých zenitových vzdálenostech jevil rozdíl v refrakei. Zelene světlo sluneční se „vyhoupne" někdy před východem či po západu) Slunce nad obzor v okamžiku, kdy sluneční kotouč je obzorem téměř zakryl. De-formaic slunečního či měsíčního kotouče nad obzorem je též projevem refrakce. Spodní okraj kotouče je refrakei zdvižen výše než horní. V ná--ledující tabulce jsou uvedeny hodnoty refrakce, tj. rozdíl mezi zenitovou vzdálen- tj li.c/.iy. > • ii. QČnou lomem ov/dusi, a skutečnou zenitovou vzdáleností: sin (Z ■ Rj n sin Z, vzdálenost Refrakce* 0 0,0 10 0,2 20° 0,4 30 0,5' 10 0,8 50 1,1 60 1,7' 70 2,6' 80 5,3' 85 9,9 90 34,4 Hodnoty refrakce pian pro tlak | ,013 . Kl - P.i v nadmořské výíce 0 metrů a tcplol* ovzduíl 0 °C. 43 2.10. Cas V *M* ^haníce S^^ScÄ^^ má všakjistéslahinv. Jeho « urěue wuhdní soustavě, nabvvi ho teprve ve sw« . pohybem m...Ji. ' ^ ^ ^ pfo. Teprve tehdy jc čas měřitelný. 1 rcdstajrnc jť„ „ lMm, Jvot, sn.ru dva body, které jsou ztemněv kl d ■ jcm času pozbyl /de W nehybných hodech, můžeme U snad... < ^ t Wyž se oba body •««. nehoř nenastáva ..u.fna z.tu-n... 7 • nils,.,va /měna polohy; po vzájemně pohybu,,. Míli oá sele Y*B » ■ ^ lzc mcřll U. hodu se r»W ve zvoleném - ^M « ^ n;|m0ralv ,., /„stava ; ;í j n. ?, M volitne „c.ikv periodické dě,e, ktcrě ££££ Je možne použít například kyvu íýztkálniho kyvadla, ktorc k srd k^dlon'eh hodin, neho se k měřeni času užívá piczoelcktnckých knuto krentet,.-křemenné hodiny nebo kmitu molekul atomové hodiny), Zakladu. ľenooV[ •. děl, rotace Země. ze kterého hýla odvozena jednotka času - sekunda stiedmho cas a, neni absolutné rovnoměrný, nýbrž ma listě nerovnoměrnosti. Neuděláme v-...' s.idni chybu, budeme-Ii v prvém přihlíženi považovat čas odvozený z pohybu Země za rovnoměrný. HVÉZDNV A SLUNEČNÍ DEN. Výchozím časem pro nás bu čas hvězdný, s kterým jsme se seznámili v druhé kapitole. Základem je, jak víme, hodinový úhel jarního bodu. Doba, která uplyne mezi dvěma ivtchní i kulminacemi jarního bodu, se nazývá hiCcJny dtn, Jarní bod neni viak I naprosto pevným, a proto doba, za kterou se Země otočí kolem osy, jc o něco krai i, neboť musí jarní bod „dohánět"; rozdíl je však nepatrný, řádově 0,01 sekund. , Hvfedn>> &s má mimo Jiné len význam, že je možno jej astronomicky nu pos vánimi přímo určit a odvodit z něho střední cas, kterého používáme v denním . i-vore. Denní život je totiž určován hodinovým úhlem Slunce, a nikoli hodino, ,, uhlem jarního bodu. Z toho důvodu se v praxi řídíme dnem slunečním. Defin , slimeenlho dne však není tak jednoduchá, jak by se na první pohled zdilo snňdTTr6 PředeVŠta A" ******* což je doba, která uplyne mez, J, spodnnntkulrnmacerniskutečného Slunce,které můžeme pozorovat na oblož' Pokládejme, Jop^V^Ť^ * HVÉZDN™ ČASEM. Predného času. síľcľvšak není £2 l JC pfCSně 12 hoJi" během jednoho roku, dlizí deľi Z ľ >f ^ P° ni Přehne -pen znamená v ^Z^ITJZ^ ľ? "* ° "«»* ^ nUty- Jei,koz se S,un« pohybuje bčhcm roku 44 pruli dennímu pohybu oblohy, nastane náslcdu|ici spodní kulminace Slunce téměř o •! minuly později než spodní kulminace jarního bodu. Hodiny uka/.ujici WmiiiVmi se tedy budou oproti hodinám hvězdným opožďovat téměř o 4 minuty. Za měsÍL se rozejdou o eclé dví hodiny a zhruba za pul roko o plných 12 hodin. VI.IV Ni-ROVNOMĚRNOSTl ZDÁNI. IVf.I-IO ROČNÍHO SI.DNl-.t NÍIIO POHYBU. Slunce se však pohybuje po ekliptice nerovnoměrní. V důsledku dtuliého Keplciovu zákona M zdánlivé pohybuje nejrychleji V dohé, kdv jc nui Země nejbliž. tedy v perihelu, nejpomaleji pak v afclu. Časový interval od jarní do podzimní n>\ nodennosii irvá IHři dni, kdežto druhá polovina roku doba oběhu) írv.i 17') dni, čili je zde rozdil celého týdne. To znamená, že na severni části ekliptiky je Slunce o týden dek než na jižní. Během této doby se pravý sluneční čas ncopožďoval o téměř 1 minuty denně, nýbrž 0 hodnotu menši. Jinými slovy, pravý den sluneční je nepatrně kratší v létě než V zimě. Druhá nepravidelnost v délce pravého slunečního dne tkvi v tom, že měříme hodinový úhel, tj. rovníkovou souřadnici, avšak Slunce sc pohybu|e po ekliptice. Tyto nepravidclno',!! pravého slunečního času znamenají podstatné rozdíly proti času rovnoměrně plynoucímu. Maximální rozdíly jsou až čtvrt hodiny, čili téměř jedna setina dne. Dříve, kdy sc čas měřil slunečními hodinami a kdy na přesnosti tolik nezáleželo, nchvlv tyto rozdíly závažné. Avšak později, s rozvojem astronomie a ostatních vid, sc změnou výrobních prostředků, jakož i tempa denního života, bylo nui:io zavést čas, který by nezahrnoval tyto nepravidelnosti. ZAVEDENI STftEDNlCH SLUNCI. Pravé Slunce bylo proto nahrazeno tělesem fiktivním, tzv. středním Sluncem. Rozeznáváme dvojí střední Slunce První ■ ... S oce « pohybuje po ekliptice rovnoměrně. Taková situace by nastala, kdv! . ..mé pohybovala po kxužniri,'äli kdyby se pravá anomálie ztotožňovala s anonv. •; sticdni. První Itřednj Slunce se ledy posouvá po ekliptice o hocliiľi , dno pfirůstku Střední aiiotiuilic\'_čili o hodnotu středního denního pohybu /■■ ■ .. i, .••••••> s pravým Sluncem sc setkává toto prvni střední Slunce na přímce apsid, tcd\ v perihelu a afelu (k pojmu anomálie, přímka apsid apod.: viz kap. 2.24; 2.34). lim jc odstraněna nepravidelnost zdánlivého pohybu Slunce, způsobená pohybem Země po ekliptice. Druhc Itřednl Slunce odstraňuje periodickou nepravidelnost způsobenou um, že měříme hodinový uhel Slunce, které koná svui pohyb po ekliptice. Na ekliptice je sice přírůstek délky prvního středního Slunce rovnoměrný, ale neni rovnoměrný na rovníku, což si snadno odůvodníme. Rozdčlimc-li si ekliptiku na stejné intervaly a vedcmc-lj dělicími body deklinační kružnici, nedostaneme na rovníku stejné intervaly. To znamená, že denní přírůstek rektascenze, a tedy i hodinového úhlu Slunce, opčt neni stálý. Tuto „závadu" odstraňuje druhé střední Slunce, které se rovnoměrně pohybuje po rovníku. ObČ střední Slunce se setkávají v okamžiku 45 mezi dvěma po ttM . . .„ . k „oirnu stŕeJnihO dne, (sluiiecmho) STŘEDNÍ ČAS. ^f^SU^ dnrhénfl středního je doba, která uplyne mez. d«rns.j ^ j,.uhého středního Slunce /, 1CC. Označtme-Ii strední cas i a a což is'Jun plail vztah 12" - K |í W W IX X XI XS ■>ŕ tSÍ Pinč synžcná krivka t znázorňuje pruhéh CajOVC. rovnice lwt.cn. n*"- Záporne hodnoty označuji o kolik se pravŕ_ Slunce rfj kulminaci zpozdí za Sluncem středním (ä> a kolik mimií v.clioji později".. Kladné hodnoty naujiak vyjadřuji Casuvy pŕcdsiih pravého Slunce proti Siunci stred, nimu. Krivka J naznačuje pruhe). Časové rovnice pro prípad, íe by so Zenit5 pohybovala po kruhové dráze, aväak sklon zemské osy k rovine dráhy Zemé by zostal týi jako je v současny dobé. Krivka ŕ naznačuje p.ul rovnice v pŕipadé, >c by sklon ■ .v Zenié kc dráze byl nulový, y. kdyby se projevoval toliko důsledek druhého Keplcrova '/.ikona Rozdíl mezi slunečním časem pravým a časem středním je takzvaná časová rovnice*. Označfme-li čas pravý 7% pak platí pro časovou rovnici vzorec r=t„-t, (2.10.1) kde R je rozdíl obou časů, ve kterém jsou obsaženy nejen ncrovnoměrnosi i ■ e popsané, ale i posunuti janíího bodu způsobené nutaci, o které bude pojednáno později. Hodnota R se udává pro střední půlnoc každého dne, v populárních ro-čeiikách - například v naší Hvězdářské ročence - bývá udán čas pravého poledne, tedy čas svrcltríího průchodu pravého Slunce pro —15° poledník (středoevropský), Jelikož čas střední je prakticky čas rovnoměrně plynoucí právě tak jako čas hvězdný, budou vztahy mezi časem hvězdným a středním jednoduché. Za jeden tropický rok, tedy za 365,2422 dní, vykoná střední Slunce 365,2422 zdánlivých oběhů po obloze. Za tutéž dobu vykoná však jarní bod o jeden denní * ^ľrov^lvcľ^ľ' STCínÍ h°dlny- Mmíme ledy ůdai iiuntínIch hodin "P'-* • Secľv Z * SP0ÍUÍtó PSdá Stí" ™ P°^ne v jednotlivých 46 obci. více, což je přirozené, jelikož střední Sluňte, které se za rok dostane opět do bodu jarního, se o etlý jeden deimí oběh opozdi. Plail tedy, ř.c 365,2422 dni středních 165,2422 1 dní hvězdných; je il.Iv jeden den střední delší než jeden den hvězdný, neboť 466,2422 24 hodin středních 24l'03"l561555 42- času hvězdného 1 den střehli 1,002 7 57 y 1 dne hvězdného ;l naopak I LÍen hvězdné 03yy7 269 57 dne středního 565,2 122 "360,2422 24 hodin hvězdných 23ll56'"04,090 54- času středního. PÁSMOVÝ CAS. Jak |c zřejmé z předešlého výkladu, má každé mísu., přesněji každý poledník svůj místní čas. Původně se skutečně užívalo mtsi- Ofo. 2.13 Rotační au Země zaujímá v prostoru heliem roku stale týl smiř (a»-nedbá-li se nutuce a preccsc\ Jclikoi je sklonenú k rovině dráhy Zemí, změní sc deklinace Slunce héliem toku a dochazi tak kc střídáni riH nich dob ního času. Později byl zaveden pásmový čas. Pásmový čas se vždy liší celistvým počtem hodin od světového času. Je to tedy místní čas patnáctého, třicátého, pěta-čtyřicátého atd. poledníku. Každý z těchto poledníků je středem pásma Širokého 15 , ve kterém je jeho místní čas jednotný. Pásma nemají z důvodů praktických přesně geometrické hranice, nýbrž sleduji pokud možno hranice států. U nás používáme středoevropského času, tj. místního času 15° poledníku východní délky, který prochází v blízkosti měst Nymburka, Kolína a Jindřichova 47 • u . KU n J středoevropského v rozsahu K Hradce. Mi«ni ** * ce.kych -m^h - - J _s n)>m!I. SMcd.w,.,- - C,s minul až 13 minui. na ^S^Ä"- < středni a západ..." 1 .vr. T1 ieo hodinu odlišný .-d 6» Ju'■ • .. sl,uvisi i pojem d.ii.ivc jae*.Mediiavmřs..žcbychon, s-elm. r J. ,HHii„. středa I. C*m» do druhého. Predpokladáme, že hv u nas tnlo | B'" 12"' 20" meze |c datum o den i příslušné upravil darum. .í než na východe. Při přejezdu datově hranic: je nutno J.91 •18" 13" 14° 15: 16s 17a 18° 19" 20° 21° 22* východní delka Obr. 2.14. Rozdíl mismiho času vzhledem k času středoevropskému . různých niisiceli i Kdybychom v myšlenkách šli směrem na východ, prejdeme do misia. I .:■ ie 2 hodiny po půlnoci, tedy čtvrtek 2. června. Postupuieme-li nekonečně rychli le na východ, přecházíme z pásma do pásma, až přijdeme do Uchoziho mi c sice bude 22 hocitn, ale náš kalendář bude ukazovat datum čtvrtek 2. červu.i, li i -li ve skutečnosti je v tomto miste teprve středa 1. června. Kdybychom po»tU| li na západ, opět bychom došli až k pásmu „půlnočnímu", avšak při jeho překn, mi bychom pochopitelně měnili datum na úterý 31. května. Tyto nesrovnalosti nám naznačují skutečnost, kterou jsme nevzali v úvahu, že tedy datum musí nikde vzrnknout. Místo vzniku je čára vedená přibližné po 180 poledníku a vyhvh.i|,V, se obydleným krajům. Na této tzv. datové mezi nebo čáře datum vzniká o půlnoci, SSZiT f na a opét na datové mezi zaiukl To * pásmový cas po obou stranách datové meze je tentýž, avšak na západ od datové * Kladne ^ fc ^ ^ ^ ^ ^ ^ 48 KAl.UNllAfi. Mimo časové jednotky, iku je hs.dina, minma a sekunda, máme časové jednotky den, týden, měsíc a rok, které jsou základem kalen-dáic Kalendář udáva datum zcela určitého dne. Hospodářský u společenský vývoj lidstva vvvol.il policím kalendáře již v prvém úsvitu kultury. Periodické střídáni ročních období přímo ovlivňuje přírodu a donutilo člověka, aby tato období nějak dělil. Postupem doby vznikly Iři druhy kalendářů: lunární, lunarně-sluuečnl a sluneční. Lunárního kalendáře se pravděpodobně používalo již v dobách velmi dáv-nvch. Měsíční fáze, pravidelní se opakující během 2*1 až. 30 dnu, umožnily rozdělit ročni období na 12 až. 13 téměř stejné dlouhých úseků, tj. měsíců. V moderní době se užívá kllatddfc • liuučmho (řídicího se ročním oběhem Slunce), který ovšem také prošel vývojem. Původ našeho kalendáře je v kalendáři egyptském, kde rok mél .365 dnu. Avšak zdánlivý oběh Slunce či tropický rok má 365,242 198 79 dnů; to znamená, ze ceypiský rok byl zhruba o 1 4 dne kralši, čili přibližné za 4 roky je roz.lil icdnoli" dne Pre.t 2000 lci\ při reformě limského kalendáře, který-byl do té doby lunární, bylo použito kalendáře slunečního, avšak do každého čtvrtého roku nového římského kalendáře byl vložen jeden den. Timto přestupným dnem bvl 24. únor každého čtvrtého roku*. Když ■. jednom roce připadne jarní rovnodennost nu poledne 21. března, v dalším roce nasianc večer, v třetím roce o půlnoci a ve čtvrtém roce by byla jarni rovnodennost ráno 22 března lim, že do každého čtvrtého roku přidáme před jarní rovnodennost jeden den, vrátí se okamžik rovnodennosti na 21. březen. Každý čtvrtý rok v tzv. jutidttském (římském) kalendáři je rok přestupný a má366 dni. Jsou to roky i lei .počtem dřlitclným čtyřmi. Ale ani juliánsky kalendář nevyrovnávána-prosto přesní zlomky dne, neboť průměrná délka jeho roku je větší než u roku tropického. Juliánsky rok má průměrně 365,2500 dni, tropický rok má 36522422dni, ro/dil je 0,0078 dne To .mámená, že juliánsky rok je o 11 minuta 14 vteřin delil než rok tr. | í ento rozdil uce není veliký, ale přece způsobil, že jarní rovnodennost se za 128 roku posunula .. jeden den zpět. Koncem 16. století nastávala rovnodennost již 11. března Proto byla v roce 1582 provedena reforma kalendáře tak, že po 1. říjnu následoval ihned 15. říjen. Současně bylo stanoveno, aby roky, kterými konči století, napr. 1700, 1800, 1900, byly přestupné jen tehdy, jsou-li dělitelné 400. Byl tedy přestupný rok 1600 a bude přestupný rok 2000, 2400 atd. Osi.iinilci.Mi. 1700, |800, 1900,2100, 2200, 2300, přestupná nejsou. Tlm se zkrátí průměrná dílka kalendářního roku na 365,2425 dne a je dclši o 3 . 10 1 dne než rok tropický. Za 3000 let vzroste rozdíl mezi dnem jarní rovnodennosti a 21. březnem Mezi 2 !. I 25, únor hvlv v každém čtvrtém roce vsunuty dva dny, které byly právní pokládány za den jediný. S římským pfAvtJB se loto počítáni udriclo až do našich dob; teprve v nikterých novéjSIch obchodních zákonech se pokládá za přestupný den 29. únor. 49 /cinŕ znamen... -c převádí encrcie icmčŕ 2 . 1(1- k\V do prílivu a odlivu mori apoJ Tato cnetiue vc pozvolna vyzáří prevážni iako tepelná energie z vodnich hladín. používame poca«"......^ , lkl„ definovaný sc ns« va annus ««u» druhého středního Slunce ic ' ■ ýhodoU používa pru. ncborokBesseluv. ^^^SSSl ^ , „ , ľ„-,lk,m , běžného číslovaní ufeänlcn dno D m k.t, „0clu. Například |7i, «. r ££L |l;i,,„skv danu,, IQB t. I. J97S 0" M- 'P.- I s<- , SIat,MCC ve odpočítáván. Například .^^S^ujnvhvozd- nými dny. 2.11. Zmčny v rotaci Zemč Zavedením prcmvch normálu fanitočtů, jako jsou křemenné či atomové hocunv, bvJo možno odkryt oepravidclnosu, popř. i sekulárni zmeny v rotaci ion* Ideálně přesné hodiny udjvaiid efemeridový cas (viz 2.12) by vviuzovaly hodinami „jdoucími pudle" i. tace mov Zl... změny rozdílu měřeného času W srovnaní žícmě :. těmito periodami ierne s těmito periodami. I, Roční periodu s amplitudou přibližně milisekund. Příčina je < prs ,.!dných klimatických změnách na povrchu Země, zejména v přesunu vzdušin' di .: ■ - I n ich hmot Jed a sníh apod.). 2. Půiročni periodu s amplitudou přibližné 10 milisekund způsobenou eliptickou dráhv Země, a lim i periodickým kolísáním gravitačního působeni Slunce na >iu-jíci Zemi. 3. Periodu 13,8 a 27,6 dne i amplitudu pod jednu milisekundu způsobuje e ŕcen-iricita měsíčni dráhy. Amplitudy, které jsou zde uvedeny, znamenají, o kolik se „zemské hodiny" pied-béhnou či opozdí. Délka dne, tj. jedna močka, se příliš neměni, jen t červnu a v červena je o něco kratší, přibližné o 0,6 milisekundy. V květnu „jde Země pozadu", zhruba o 30 milisekund, v záři je napřed přibližně o 25 milisekund. Kromě těchto periodických kolísáni jsou zde sekulární změnv rotace. Jc pozorováno, že siderická doba oběhu Měsíce se prodloužila za 100 let o 0,031 s, což částečné nutno přičíst změně doby rotace Země. Mechanismus brzdění ro- S. 2^ ^ třeba hkdat PfedeVŠÍm VC SlapCCh " PÍÍ1ÍVU 3 °dlÍVU (vÍzk*P'1- t). prcKllouženi dne o jednu sekundu za 60 000 let Nutno poznamenat, že toto - byť nepatrné - zmenšování rotačního momentu 50 2.12. .Moderní definice času Změny rotace Zemí vynutily též nové definice času, který by podle neuiónského pojetí plynul rovnoměrně, i), čas efemeridový. Základem cfcmeridového času, t|. času rovnoměrně plynoucího, jc pro potřeby nebeské mechaniky definovaná efemeridová čili astronomická sekunda SI 556 925,97474 ^P"**0 roku pro začátek roku mou. Podle mezinárodně přijaté derinke z roku 1967, sekunda l.iko fvzikálni jedaotka času |c doba trváni 9 192 631 770 period zářeni, odpovídajícího přechodu mezi dvěma hladinami v jemně struktuře atomu cesia ! Cs. i a-, který rovnoměrně plyne, se liší od času středního slunečního. V roce 1975 narostl rozdíl efemeridový čas - střední sluneční na -44 sekund! V poslední době se užívají tyto časy: l T 0 jez astronomických pozorováni odvozený čas-světový čas < Lniversal Time), který ie vztažen k 0 poledníku do jisté miry shodný s dřívějším „greenwichským" středním časem GMT); LI 1 je UT 0 opravený o pohyb zemského pólu, někdy též označovaný jako rotační čas; UT 2 (méně používaný je UT 1 opravený o roční variace v rotaci Zemi; UTC jc svčtový čas koordinovaný , roordinated) byl zaveden 1. ledna 1972. Jc»; čas plynoucí rovnoměrní, avšak v pravidelných intervalech po skocích o 1 sekundu opravovaný tak, aby se nelišil od času UT l více než 0,7 s. (V praxi sc označuje jako GMT čas); BT efemeridový čas je v podstatě UT 2 vztažený na počátek roku 1900; AT atomový Cas je blízký efemeridovému času; liší sc toliko definici sekundy; [AT - mezinárodni atomový čas - vzniká )ako vážený průměr ze sedmi nej-Icpšíeh atomových časových laboratoří, které maji v celku k dispozici několik desítek cenových atomových hodin a speciálních časových atomových normálu. Jak patrno, časy skupiny UT a zejména UTC jsou časy, které vyhovují potřebám navigace, poněvadž lépe definují orientaci zemského povrchu ke stfednimu Slunci. Naproti tomu HT a AT vyhovují laboratórni potřebě přesné stálé frekvence. Časový signál československého rozhlasu je blízký systému UTC. Pro praktické potřeby výše uvedené definice času plně postačí. Jisté však je, že velikost časové jednotky z hlediska obecné relativity závisí například na gravitač- 51 ,.n -iiiu tm poňatou Zemí isou ta* inaj* rclalivisiickc odchylkv. - Coriolisova sila 2.13. Důsledky rotace Zcme ■ u- is.ronom.c, zdanlivý denní pohvb obloiiv n.nj důkazem rotace Zeme J pn»......... /_.in. !v/ pórováni iblohj jednoznačném iesprávnv. Existuje však meáriosi souřadnému systému ncpohyhuie. dokázat rotaci ZctiO bez pórovatí. ale K-i eji střed se vzhledem k pevnornij Obr. 2.15. Zmény rozdílu nu luzné definovanými časy, ti. změna ditS dne: a) Změna rozdílu tonto. vým časem 'prakticky sh ■ časem eiemeridovýmj a časem ' i 2 (viz text) (podle Stovko . CasoN .• Jnotkt jsou milisekundy, b) Zrnina rozdílí efemeridoveho času a času ouvníhi z astronomických pozorováni (UT), Časová jednotka: strední den 11» '". Jestliže néjaký předmět je uveden do pohybu ve směru místního poledníku, jeho dráha se uchyluje směrem západním při pohybu od severu k jihu a k východu při pohybu od jihu k severu. Tento jev vysvětlil v roce 1835 G. G. Coriolis.' Jestliže je »n^Uľ^V.2eraepÍSné Šiřce 'p> Pak )eh0 okamžitá Potupná rychlost lPn ZSS,zp ia výškových rozdiIů na p°vrchu)'vzh,edem k z^z^iztz'^ °* ^ S 1 C0S * * b0d na zem^m -vniku « losa otvecné kolmou na poledník. Je-li například vypuštěna raketa po poledník* 52 v zeměpisné šířce g fiO , pak tato složka jc 0,23 km s 1 a raketa na rovník dopadne západně od poledníku prucházepcfm mhleni stanu. V opačném směru by se raketa uchýlila o stejnou vzdálenost na východ. Obdobná situace nastává i u telesa pohybiiiíviho sc volně a bez třeni po rolujícím kotouči Hmotný bod ve středu kolonce se uvede v přímočarý rovnoměrný pohyb rychlosti p směrem k nějakému (>br. 2.1tí. 1'ohyh tilesa na rotujícím hybuic hrniiiny bod - např. kuličku zc středu rotujícího kotouče k jeho týž směr i kdy i se kotouč pod ní otáčí (předpokládá se. že neexistuje žid ne kulička urazi vzdálenou AH r pevni spojený s kotoučem v bodě text.) kotouči. Jestliže se po-rovnornčrnou rychlosti okraji, zachovává stále rovnoměrnou rychlosti třeni). Za dobu, kterou se posune pozorovatel li do bodu B. (Viz místu li ve vzdálenosti r od středu kotouče, kam by bod dospél na nerotujícím kotouči za čas t. Rotuje-li koiouč úhlovou rychlosti co, posune se misto B do místa fi po draze dí = r ru dí. Jelikož dr =» v át, pak je zřejmé, že i = v <■> t-. (2.13.1) Pozorovatel v místě B unášený rotaci kotouče by pozoroval, že na pohybující se hmotný bod působí zrychleni kolmě k průvodiči střed kotouče - pozorovatel a které působí proti rotaci kotouče, neboť by mohl popsat dráhu s vztahem s - ~ acor r-, (2.13.2) kde a,. by bylo Coriolisovo zrychlení způsobeno Coriolisovou silou, «(,»r = 2vw . (2.13.3) Coriolisova síla způsobuje stáčeni vzdušných proudů na Zemi (pasáty, antipasáty), nerovnoměrné vymílání západních (východních) břehů řek, tekoucích ve sméru poledníku, vede k vytvářeni meandrů, nerovnomernému opotřebováni koleji na tratích apod. Podobně se uplatňuje Coriolisova sila ve všech rotujících systémech. Coriolisovým efektem lze vysvětlit též stáčeni roviny kyvu kyvadla, které předvedl v roce 1851 Foucault. (Původní Foucaltovo kyvadlo byla réžká koule zavesená 53 u , .ŕi/skcho Pantheonu;. Rovina kyv Arim **" *°* kl>': T ,kvh by íKsuitto kývalo s,clnv na „Omct-vcm "^f^o na «^^lÄŕnT« bod» v P™"™, napŕ' . iczcmcV'"'" "** 1 slcký dukát rot*» Zeme. 2.14. precese a notace Starověk. Hnanom liippaichos objevil téměř pred 2100 len ,ri,v. náuJm svých míření a měřeni predchodcu, že eklipiikálni délky hvězd vesmť, vzrostly. Poznal, že loto v/rúsiáni je způsobeno pohybem larniho bodu. který S( Obr. 2.17. Zemi je možno si pŕeditiV vit jako rotační elipsoid iu ohf, 9 znázorněn v poledníkovém Fezu, j0 néhoi ic vložena koule N i ; , ,v,Ľľ hmotv v rovníkové ohlasu elipsoidu piisotu gravitační v|js M;-.1L. , -lunce (naobr. nem naznaěenoi, které v.' ,ítaj| narovnat osu Země kolmo ke ,jnM střed Zemí Mřrd Mísíce rcs| slun. m). Tím vzmka dvojice ru>n .ch -* vyvolávající precesni pohvl, osy. MlStC O neustále posouvá prou zdanlivému ročnímu pohybu. Hipparchos ■ jeho -,, I vnik Ptolemaios určili, že roční hodnota tohoto posunuti je okolo 36 . Později ' :do-viku, kolem roku 1260, nalezl perský hvězdář Nassir Kdin hodnotu 51 i »ncšni přesná hodnota 50, 256 je této poslední nejblíže; jc to velikost uhlu, o který se posune za rok jarní bod vstříc pohybu Slunce po ekliptice. Od dob Hipparcha se posunul o 29", čili o celé jedno znamení zverokruhu. Za 72 let čini lato změna přibližně I*. Fyzikálně vysvětlit tento jev se podařilo teprve Newtonovi na základě jeho gravitačního zákona. Na obr. 2.18 a 2.19 je poledníkový řez Zcmč znázorněn jako průřez rotačního elipsoidu, do kterého lze vložit kouli o poloměru rovném menší, rj. rotační poloose. Rovníkové přebytky hmoty znamenají přebytky hmoty na obvodu setrvačníku - neboť Země je skutečně obrovský setrvačník. Kdyby na tento zemský setrvačník nepůsobila žádná rušivá síla, zachovávala by osa rotace -osa zemská - v prostoru neustále stejný směr (viz kapitola 2.22). Avšak rušivé síly, především gravitační síly Měsíce a Slunce, nutí zemskou osu konat tentýž pohyb, jako koná osa setrvačníku, na který působ! vnější rušivé sily. Setrvačník se nepoddá 54 lmt, ué.nku ruMvsch sil, nýbrž jeho osa vykonává po pláiti kužele pohyb, a to ' ,,„,,1 kur., závisí na momentu setrvačnosti a velikosti rušivých sil. "5 v u-.vvcb s,l působících na Zem, ,c- la složka přitažlivé sily Měsíce a sK,„" c. která pta* i nik-li na celou Zem,, ale na přebytkv hmoty působí jakoby ItOMJcr Obr. 2.1». RuUvé sily působící tu rolující Zemi vyvolávají pohyb osy Zemi po pinšn kužele o vrcholovém uhlu přibližní 23,5'. Smír prccesniho pohybu je v opačném smyslu než je smír rouec Zemí. Perioda precetniho pohybu je 26 000 let. Vektor ,Y leží v rotační ose (viz. kap. 2.22). v těžištích oněch přebytku), lato dvojice sil se snaži narovnat osu rotace kolmo ke směru, vc kterém púsobi rušivá tělesa ; Měsíc a Slunce), tedy kolmo k ekliptice. V důsledku toho vykonává osa rotace Země precesni pohyb. Vykonává jednak vlastni precesni kuželový pohyb přibližně jednou za 26 000 let (tzv. platónský rok), pak v době necelých 19 let vlnivý pohyb nutační (nebo stručně nutaci), který objevil Bradky v roce 1747. Precesni pohyb zemské osy se děje tak, že osa Země opisuje plášť kužele, jehož osa je kolmá k rovině ekliptiky, tj. vykonává takový pohyb, ž.e při plné otočce vytvoř! kužel (vlastně dva kužele o společném vrcholu ve středu Země) o vrcholovém úhlu 2. 23,5° = 47". Nebeský pól vykoná tudiž jednou za 26 000 let kolem pólu ekliptiky kruhový pohyb o poloměru rovnajícím 55 >c sklonu e jc zanedbávána,'. 'roicvi «e ,i-/.inĽiina^"-,• -fcviíné iVlŕsíce. (ton» ř« ^wrdho pól"/ je posun průsečíků eklip_ Mřcjn/ *wpy p^"!;;, j ^cnö» pohybu «y | ■ Mi.m t„H,, ztmaeaA ľ,. ^ " m„ precesni pohyby iarniil0 &U sklon" osy k rovng^ v kmitáni SVÄOVé osy ko|ern 1,-cuni ' - ,, ■ nUta rik.v srouiitoii- ,-- pri Ro/cznav.imc ho J u: ,„ /mŕnJ polohy jarního lx.du v jň_ Obr- -I"- "\ . puvuJni poloh., uriiih,, í.^ľľruJ.-.kuekl.pokv an.vn.ku Ä hodu OP* ■ „„.....« 5e posune /j icdmuli.. ^r^SrílŠÍU o -unotu ~ i v rekcií«nzi n m ' ísouobsaženvgravúační účinky jak planet, tak i MČSÍCC Slunce. precese má za následek posuv jarního bodu po ekltpt.ee s periodou 25 725 let proti ročnímu pohybu Slunce, čili jarní bod jde vstříc Slutu a proto precese z latinského precederej. Hodnota tohoto posuvu je pa - 50 ,371 rok . Rušivé síly planet způsobují v podstatě precesi pólu ekliptiky (tedy nikl ke rotační osy jako v předchozím případě). Planetární precese přidává k posu\ uho bodu posuv p,,i -- -0 ',125 rok a současně zmenšuje sklon ekliptiky o 0 ,47 rok. ZliimMlárdaplanetírní precese se skládá všeobecná precese (generálni,. fe itližfl v okolí jarního bodu Yo na počátku roku (viz obr. 2.20) je poloha ekliptiky EQ a rovnJku R0 a po roce se zrněni na £ a R, čili posunuty' jarni bod bud . ... , r-------^ "«> cm posunurv larnt ood bude .pak nova! po rovriíku R. ppi - fi -> y, jako by se pouze jarni bod posu-Ceiková (generální) precese v délce je Btórx*^ ^f ^ ~^ CM £ = 50V528/rok (pro rok 1974). sin.zarok jc nepatrna/ t tiková presese v deklinaci |c " '" Po sin/ 20 ,047 rok. Celková precese v rektaseenzi jc m D . y -ři.cos. -pP| 46",085'rok. Pro roční změnu polohy hvězdy v důsledku precese jc rok m « tg .S sin * Aí/rok „ cos* $44,1) Při přesných měřeních je však nutno uvážit i dlouhodobě í sekulárni) variace výchozích hodnot, nebot jak sklon ekliptiky, tak i precese v délce p jsou funkce času «(0 23-27 8^6 - 0',4684 i, PO) =- 50',2564 0 ,0222 i, kde t je vyjádřeno v tropických letech počínaje rokem 1900, Ovšem polohy opravené o precesi jsou vztažené na jakousi střední polohu rovníku, resp. osy zemské rotace. Tedy k jakési střední poloze světového pólu. Ve skutečnosti tento pól vykonává ještě nutačni pohyb. Nutace je, jak již bylo řečeno dříve, periodické kolísáni pólu, tedy rotační osy Země, vyvolané pohybem uzlu měsíční dráhy. (Pojem uzlu dráhy viz kapitolu 2.34). V menši míře zde působí všechny periodické poruchy, které maji za následek kolísáni v precesním pohybu jarního bodu a sklonu ekliptiky. Měsíční dráhu je skloněna k ekliptice přibližně o 5 a gravitační sily Slunce se snaží meiěrd dráhu narovnat díl roviny ekhptiky. Výsledek |e precesni pohyb měsíční dí periodou 18,6 let. Z toho plynou periodické změny ve směru, ve kterém maximální rušivé síly Slunce a Měsíce na rotující Zemi. Výsledkem je, že světový pól opisuje kolem střední polohy nutačni elipsu s velkou poloosou 9 ,21 B malou poloosou 6 ,86. Nutace tak mění polohu jarního bodu na ekliptice a zároveň sklon ekliptiky. Obě tyto změny jsou periodické a závisejí na úhlové vzdálenosti výstupného uzlu měsíční dráhy od jarního bodu L>. Změna v délce je ái - - 1 7*24 sin D a změna vc sklonu ekliptiky dr - 9 21 cos Q. Skutečný pól opisuje vlivem precese a nutace na obloze vlnovku. Precese znamená plynulou a pravidelnou změnu polohy pólu, kdežto nutace jsou změny periodické a v podstatě vynucené kmity. Přesné určení polohy zemského pólu naráží na Četné obtíže. Již sama precese je známa pouze z pozorováni a nelze ji přesně teoreticky odvodit, i když přiciny jsou fyzikálně jasné. Není totiž přesně známo rozděleni hmoty uvnitř zemského tělesa a teprve nedávno pomocí umělých družic bylo dosaženo podstatnějšího pokroku. Až dosud bylo možno precesni konstanty určit pouze empiricky ze změnt poloh hvězd vzhledem k jarnímu bodu. Tato měřeni jsou však nepříznivě ovlivněna sku tečností, že i hvězdy mají vlastní pohyby. 57 .,r,v,dclnv HlU ' ,c , fyzikálni"" ľ**1** 1 sclrvaěniku. k* oSa .....- ftÄ^S "^ni mrni .uta^e 1C '- • ki u nvl.""" Pr. p U M1 rotace i* Ilc • ' í . , ..líluil poicwj "------ s Jasem t -*ce*«sC , H^orovairf. °PJ V.-Medern k ľ>^ )Vi„hv-kt^vm ' . ,nj aberari a paralaxu, j opravena j. zJinl.vJ nn> jl,cr3ti' ■ ,, n zdanlivá rníítS "Pr , pravá (B*» * /J Oŕr Poloha zemského sever, niho ŕôlu vzhledem k mmlos -i .ou-^Aoustavč v klech in7J poďte Bureau Interruiionalc de I 1 leu-« (Mezinárodní ŕatové íluíbs HlfJ vPařiřia Inicrnatiooal Polai M..non Service ; mezinárodni »Iužby pro studium pohybu pólů 1PMS Prumer oblasti, vc kterc ie pól pohyb.'val je približne 15 metrů. 3. strední mista. t;, pravá místa při započteni antace ■ precese př, . jisté darům, rzv. epochu nebo ekvinokcium f např. 1970, 0 apod. , tj. poča sc-lova roku. (V katalozích jsou uváděna střední místa například pro ekl inol pro rok 1950 nebo 2000 apod.). Při udání polohy nějakého objektu, např. komety, je vždy nutno připojil udaj, ke kterému ekvinokdu či epoše je poloha vztažena. Oprava na precesi je též nutná při automatickém nastavováni vel!.'. - h mo« mických přístrojů, pokud poloha hvizdy jc udána pro nějaké časové vzdálené ekvinokcium. Pro tvto účely většinou postačí jednoduché precesni tabulky dostatečné přesné až do deklinaci ;: 60 . V blízkosti pólů ovšem výpočel polohy vyžaduje přesnějšího postupu. Precese se odráží i v definici délky roku, neboť tropický rok, což |c duba mezi dvéma po sobé rrasJcdufícími průchody středních Slunci jarním bodem, není totožný s dobou obehu Země kolem Slunce v pevném souřadném systému. Země uzavře svou draho za ,,k „J, richý, .,. za dobu, která uplyne mezi dvěma průehodv Slunce uretiy,,, hodem na „Moz.c pcvnvtn vhledem ke hvězda,,. ]M J^Č, £* ."I''- ****** kĽ ***** • 50 3 směrem k západu, je Xk^ ŮP'ne n.U1?" ;U;Jllt' *Ľ ™P*™4 Povolná změna polohy drahv 7emě v prosnou znamená, ze doba klerá uplvne mezi dvěma po*6W násk-duUcimipru-■ ^ľlt r,:;SUm,,"SĽ"Ľk-'Ľ--J-'^ym rokem, * k " Jdc , J. ?fo,25046 dne. I au, doba ,e iz.v. rokem anomalisi,Lkým. 2.15. Souhvězdí, označení hvězd Jehko/ hvězdy jsou různě jasné, jc možné vyčtenu nápadná a charak-.cnsiicka hvězdná seskupení či souhvězdí usnadňující orientaci na obloze a idenúfi-kaci leduoíhvych hvězd. Původ jmen souhvězdí není jednotný. Mnoho souhvězdí pojmenovaných podle zvířat, má pravděpodobně svu, původ v Mezopotámii' Názvy většiny souhvězdí jsou odvozeny z řecké a římské mytologie. Ptolemaios popsal 18 souhvězdí, jejichž názvy se používají dodnes. Později, zejména v době velkých riimcrhtlch cest, byla pojmenována většina jižních souhvězdí. Proto zde nájdenie názvy jako Sextám, Oktant, Dalekohled, Plachty, Mečoun, Tabulová hora, Indián. Na rozdíl od jasných hvězd, které definovaly tvar souhvězdí a jejichž příslušnost k jednotlivým souhvězdím byla tedy nesporná, byly slabší hvězdy někdy přiřazovány různým souhvězdím a bylo nutno stanovit jejich hranici. V suučasné době rozumíme pod pojmem souhvězdí určitou oblast na obloze. Podle usnesení Mezinárodní astronomické unie je celá obloha rozdílena na 88 souhvězdí. Nejednotnost v ohraničení souhvězdí byla odstraněna teprve v r. 1930, kdy byly ■ • ....... "i :\ linovány hranice souhvězdí pomoci deklinačnich a rovnoběžkových knižnic. Graficky jsou tyto nové hranice souhvězdí vyznačeny např. V Bečvářově Atlasu Coeli. ;pcni hvčz.d v souhvězdí usnadňuje pouze orientaci na hvězdné obloze. Hvč.' lj v souhvězdí spolu mnohdy prostorově nesouvisí. Mohou být v různých vzdálenostech a pouze se promítají do stejné oblasti. V některých souhvězdích se i ivšem setkáváme též s fyzikální souvislostí: např. většina jasných hvězd ve Velkém voze i \ oři prostorovou skupinu, podobně též hvězdy V Orionu nebo Plejádách. Mnohé jasné hvězdy byly již ve starověku pojmenovány vlastními jmény. Některá, jako Sirius a Capclla, jsou řeckého a latinského původu, jiná jsou původu arabského (Rigel, Vega, Aldebaran). Historický vliv Arabů ve vývoji astronomie je patrný z častého výskytu určitého členu „al" ve jménech hvězd, např. Altair, Algol. Sotva desetina těchto jmen se však dnes ještě používá. duje označeni V336,... (napr- \ „ Poledni ,eho *v- I hvLd sestavili sovětští pravide.ně vydávam™ d..I #*ýlMS obsahuje 20 448 hvězd a ,e doplm í 2.16. Katalogy hvězd - ročenky, efemeridy a hvězdné atlasy Soufadn.ce hvězd jsou udány v pozičních katalozích a seznal I hvězd, které uvádějí pozice hvězd s větší nebo menší přesnosti pro |Bt«l | i jarního bodu. Polohy Měsíce, Slunce, planet a různých objektu jsou uv.i v astronorrackých ročenkách a efemeridách, vydávaných pro každý rok. Pi koh" poněkud přesnějším údaji rektascenze a deklinace hvězdy či jiného tělesa na obloze je nezbytné doplnit údaje o epochu, ke které se udaná pozice vztahuje, 3.(1975,0) ô (1975,0)zrtarnená,že poloha je vztažena k počátku Besselova roku 1975. Moderní katalogy hvězd jsou většinou pro epochu 1950,0 nebo 1975,0 ú konce 2000,0. Podle přesnosti se dělí katalogy na: a) Katalogy fundamentálni obsahující relativně nevelký počet hvězd s velmi přesně tiréenýrni polohami. Tyto katalogy slouží za základ pro odvozeni poloh ostatních hvězd. Polohy hvězd jsou získány vhodnou metodou navazující na /.i Uamwzrciáhú systém sotiřadnic, tj. v prostoru pevný systém. n.3Í^.Pí? 3 nfkterýCh °StatníCh hbmkb úda'ů G««n«tí. vlastní pohyb, Nejdňležitějšf katalogy jsou: mu Ai = ±0-05, L ľ5.%5 1 * *** ptem>" <*>hh >* i* , lil' (,'cneral (.'atuloRuc, B. Boss), méně přesný než l;M. Obsahuje polohy t > hvězd. 3. SAOC (.Sni.ihsonian .-Jstrophyskal Observátory (.'alaloguc, Cambridge, \tass. l'S.\ llo), obsahuje polohy většiny hvězd jasnéjšíeh některé však nejsou tak přesné jako v tiC. 4. AGK (zistronomischc 6'esclhchaít Katalog), obsahuje relativní polohy 200 000 hvězd vztažené k polohám fundamentálních katalogu. Přesný název: Katalog dei Asirononiischen Gcscllschaft. AGK 1 je pro epochu 18H0 ŕ měřeno v letech 1863), AGK 2 je pro epochu 1930 (měřeno v letech 1928—1932), AGK 3 je pro epochu 1950 (měřeno v letech 1956—1963). V jednotliv\eli epochách byla měřeni nezávislá. AGK katalogy jsou zdrojem informaci o vlastních pohybech hvězd (viz kapitola o pohybech hvězd). 5. Pro identifikaci velkého množství hvězd a jiných objektu slouží katalogy s nevelkou přesnosti v polohách, které jsou souhrnně označovány vžitým názvem Durchmustcrung. Jsou to: BD i ťonner />urchmusicrung) pro deklinaci --90' do — 23°, CD (Cbrdoha Durchmustcrung) pro deklinaci —22° do —90°. Oba tyto kat;..' rozděleny do zón podle deklinace (epocha 1855, 1875; po stupnkh, napf. BD 15 1482 je hvězda 1482 v pásu od+15 do 16 deklinace. BD obsahuje 458 000 hvězd, CD 614 000 hvězd. Novějším katalogem tohoto druhu je Henry Draper Catalog pro epochu 1900,0 obsahující polohy a jasnosti (oboji nepříliš přesné) 223 000 hvězd. Hvězdu BD -15 ;, I i l) katalogu nalezli pod číslem 54 351, tedy BD 15 1482 = = HD 54 357. V posledních letech se sude hoinč|t užívá katalogu SAOC. HD katalog byl prvním katalogem obsahuiicim spektrálni klasifikaci hvězd v dodnes používaném systému. Pro jiné objekty než hvězdy, napr. mlhoviny, galaxie, hvězdokupy apod., byly sestaveny zvláštni katalogy. Nejstaräj katalog Mcssicrúv z roku 1781 obsahuje 107 objektu, kleté při pozorování s menšími dalekohledy mohou být zaměněny za slabší kometu. Objekty podle tohoto katalogu jsou označené písmenem M a číslem. Například známá hvězdokupa v souhvězdí Herkula nese označení M 13. Jiný velmi známý objekt, jakým ie například galaxie v souhvězdí Andromedy, má číslo Messie-rova katalogu 31. Z novější doby pochází daleko úplnější katalog A/cw General Cataloguc zkráceně NGC, sestavený Dreyerem v roce 1888. Objekt M 74, který je spirální galaxii, nese též označení NGC 628. (Dodatkem k NGC je Index Catalo-gue zkratka IC). V roce 1973 byl katalog NGC revidován a vydán pod názvem „The Revised New General Cataloguc of Nonstellar Objects". Objekty pozorované jinou technikou než v optickém oboru jsou většinou označovány podle speciálních katalogů jednotlivých observatoři. Například pulsar CP 1919 znamená Cambridge 61 tm9» ,zpuSOh tm&* ****** ****** ohi*X hlíze vysvětlen v příslušné ^ ^ tzť. Konnskc mapj Jným fcatalogum byly »>d dosIupné výborné a i lasy A. Bcč, K mnohí hvězdným —e. ■— - - - dostupne kefcata^untf^^ ,06-Pro ckvinokci,,,. ..„ zachycuje polohy přiUbUŽQt vare Je to pŕedcvs'ím tfetí vydáni Ml; Sklndj se ze .šestnácti listú formátu P 35 000 objektů, K arla mapách. Od téhož autor r3t> kolem rovni/tu pol..,.., -------- .Atlas Borealis a Atlas Ausfralis pro oblasti totem scvctiui...» -----,------ .VetľV-znarnncVsŕ fotografické atlasy, t;', kopie přímých fotografii oblohy, jsou i£v ľ.iJomarsfcé mapy vydané v omezeném rozsahu počátkem padesátých lot. fso„ (() ' snímku oblohy pořízených velkou SchmidtOVtMi Zachycují celou severní oblohu a éási fäfA negativní kopie fotografických komorou na observatoři Alt Palomar mSSS mezmárodní ročenky patří Astronom.cesfc., Jezegodn.k SSSR ., | ,,, «,ca, Ephcmens. Pro zájemce V ČSSR je ktídj rek fjdfe in. Hvfad rski ročenka Vedli poloh Slunce, Metic*, planet a jasných BVÍ.....I i 1ZQ 'ntoěnl apod.) shrňme V dodatku pokroky astronom,.- v letech predell - leich ' Hlavním obsahem astronomických ročenek jsou efemeruly, n dopři l vypočtené polohy pro určité přesné definované časové okamžiky napr. pi..... • vého času pro každý den) objektu jako Slunce, Mésic, planěl v apod 2.17. Zdánlivý a skutečný pohyb planet Pozorováním oblohy v průběhu roku lze sledovat pohyb Vírhlce a planet mezi hvězdami i změny polohy Slunce. Tylo pohvhv |s< ,,, jsou vztaženy k pozorovateli, který se Zemí vykonává řadu pohybu rol „i osy, roční oběh kolem Slunce apod. Ne/jednodušší je zdánlivý rocm oběh Slunce, který je způsoben ob, mi kolem Slunce. Země obíhá kolem Slunce v eliptické dráze Icžíd v rovin, ekl ,ky roviľ, °S Z?í.k0iem S,Unce rok"* Sk)™ roviny zemsko!,, rovnii ,Cl mjné,oběžné drahý Země se rovná sklonu ekliP,ikv 23 27 . V tomto ' lomí iku změna maxima výsky Slunce během roku nad obzorem. Slunce- « ,-„ UQC zdanhvě po ekliptice za jeden den o 360 365,25 0,99 59 24 * Pfoné definice roku ,e uvedena na 49. 62 iíC2S je přibližný počet dni v rocej, tedy o necelý stupeň. Héliem roku mění Slunce svou výšku v poledních hodinách a méni se i délka oblouku jeho zdánlivé Ir ih\ nad obzorem. Oélka tlenniho oblouku vyjádřená v miře časové nám udává, jak ílouho |c- Slunce 1 'nebo jiné těleso) nad obzorem. Je pochopitelné, že délka oblouku nezávisí jen na deklinaci, ale i na zeměpisné šířce. Mnohem složitější jsou z.Jánlivé pohyby planet. Kolem Slunce obíhá 9 velkých planet podobně (uko Země, ovšem nikoli jednou za rok, nýbrž, v dobč odlišné. |c|ich pohyb pozorovaný se Země není tak jednoduchý jako u Slunce. /. význačných zdánlivých poloh planet vzhledem k Slunci nutno uvést konjunkci, opozici a nej vetší clongaci. Konjunkce (tj. spojeni) nadává tehdy, když dvé nebeská tělesa (například planeta a Slunce) maji stejnou rektascenzi nebo délku. Je-li planeta v konjunkci se Sluncem, neni pochopitelně ve sluneční záři pozorovatelná. Rozeznáváme v podstatě dvojí konjunkci, honit a dolní. Dolní konjunkce nastává tehdy, když. je planeta mezi Zemí a Sluncem, což je možné jen u planet vnitřních, tj. u Merkura a u Venuše (též u Měsíce, kletý ovšem není planetou i, které obíhají uvnitř dráhy Země. Horni konjunkce nastává, je-li Slunce mezi Zemi a planetou, což nastává u všech planet (pochopitelně nikoli u Měsíce). Opozice je opakem konjunkce a nastává tehdy, když dvě tělesa, jejichž, polohy srovnáváme, ma|i o 180 odlišnou rektascenzi nebo délku. V době opozice nějaké planěly se Sluncem ic tato planěla právě na opačném misie na obloze než Slunce a vrcholí kolem půlnoci. Je to nejpřiznivějši poloha k pozorováni. V té době má kotouček planěly ncivéiši zdánlivý průměr. Ncjvětši elongace jc ncjvětši úhlová vzdálenost od Slunce, jakou dosáhne vnitřní planěla (Merkur nebo Venuše) na své zdanlivo dráze, i Uvádí se obvykle úhlovým rozdílem v cklipiikální délce.: Velikost tohoto úhlu závisi tak na vzdálenosti Země - Slunce, t.tk n.t vzdálenostech planeta - Slunce a Země - planeta. U Venuše kde je vzdálenost od Slunce vrtil než u Merkura, jc proto elongace ncjvětši a čini 17 17 , kdež!" u Wcrkui i ic ;en 27 . Velikost ncjvětši elongace se mění podle toho, jtk c ménl vzdálenost planety od Slunce. U Venuše je změna malá I elongaěm iihel c mém od -11 57 do 17 17 . U Merkura jc změna poměrní veliká v mezich od 17 5o do 27 56'. U vnějších planet, které obíhají vně dráhy Země, je neivětši ekngact tt>i ./u.i s opozici. Jc-li vniirni planeta ynapř. Venuše) na východ od Slunce, jde o v\chodili ekogKĹ V té době zapadá po západu Slunce a sviti večer na zapadni obloze jako Večernice. V opačném případě, jc-li od Slunce na západ, je v ncivčisi zapadni elongaa vydíá/i před východem Slunce na východní obloze jako Jitřenka. Měřením polohy nčiakc uiéjši planety v době blízko opozice lze například ziistu, že se pohybuje mezi hvězdami od západu k východu. Tento pohyb, kten,' nazýváme přímý, se pomalu zmirňuje, v jisté době před opozici se Sluncem se zastaví a zrněni se v pohyb /.pěl n y od východu k západu, který je ncivětši v době opozice. Po opozici se zpětný pohyb zmirňuje a po opětné zastávce se změní na pohyb primy. Sou- 63 ta* M MM i <«**•■* ^fvelľ oSt i tvar této smyčky zav,s, na vzdaenoMi planc.v. ^ Sluncem, pak W wfj na večemi obloze a neHStye O*/- ÍJ1 Prúroét skutečné dráh v vnájsi planety na nebeskou sféru Dráha Zemí je na/auCena elipsou a jednotlivé polohy Země v draze odpovídají současným polohám planete pohybující se elipsou a jednotlivé polohv -...... vité dráhy Země. Fbíohv planety pro pozorovatele na Zemi se během roku promilajj do ni :nycfc misi na obloze. Pokud je dráha planety vzhledem k dráze Země skloněna, vytvorí zdanlivá haha planety na obloze tvar smyčky. se přibližuje ke Slunci, dli k západu. Po konjunkci se planeta objeví na ranní obloze a úhlová vzdálenost od Slunce se opět zvětšuje. Rektascenze planety (i ekliptil i lni délka) sice roste, ale Slunce v tomto směru planetu „předhání". Ve starši literatura nalezneme též pojem kvadratura. Je to okamžik, kdy vnější planeta je 90 nd Slul .ce, tedy, kdy její elongace je 90". Vnitrní planeta před spodní konjunkci a v největší východní clongaci je na večerní obloze a na hvězdném pozadí se pohybuje od východu na západ, tedy ke SJund. Po konjunkci se opět objeví na ranní obloze a pohybuje se stále směrem na západ až do okamžiku největší západní elongace. Poté se směr zdánlivého pohybu obrátí a planeta zmenšuje úhlovou vzdálenost od Slunce. Vysvětlení těchto zdánlivých pohybů plyne zcela jednoduše promítnutím polohy pohybující se planety se Země (která je též v pohybu) na nebeskou sféru v jednotlivých časových okamžicích. Na obr. 2.21 je takový průmět znázorněn pro vnější planetu v blízkost, opozice. Starověcí i středověcí astronomové, kteří pokládali Zemt za nehybný střed světa, vysvětlovali složitý zdánlivý pohyb planet pomoci ster /.cméstredná soustavu, označována většinou jako soustava Ptolemaiova, byla nk už n.i/ev sám říká, založena na principu pcocentrtsmu - střed Země byl ztotožněn --e středem vesmíru. Současní se vycházelo z dogmatu Aristotelova,preferující knižnici jako jeden z dokonalých geometrických útvarů. Geocentrický systém tak mime vedl k predpokladu existence velké základní sféry hvězd, která se otáčela jednou za hvězdný den. Na jiné sféře bylo Slunce otáčející se sc sférou hvězd jednou z.i den, ale vzhledem ke hvězdám jednou za rok. Na dalších sférách byl Měsíc a posléze planety otáčející se \zhledem ke hvězdám za dobu odpovídající siderkrke .tobě jeiich oběhu kolem Slunce. Aby mohli vysvéllii zpětný pohyb smyčky i ve vzdáleném pohybu planet, museli ve svých teoriích předpokládat, že se planety pohvhuji jéStě po malých kružnicích, jejichž rovinu je pod určitým úhlem skloněna k rovině ekliptiky. Jednoduše by bylo možno předpokládat, že vnější planeta se pohybuje po malé kružnici - epicyklu za dobu jednoho roku. Střed cpicyklu si pohybuje po velké kružnici - defercniu v periodě, která se rovná siderické době oběhu planěly. Je to dobil, kterou planeta potřebuje, aby dosáhla po jednom oběhu výchozího bodu nu své dráze, který nezměnil své postaveni v prostoru. Naproti tomu je zde druhý oběh zdánlivý - oběh synodický. Je to doba nezbytná k tomu, ;ihy planeta opět dospěla do konjunkce se Sluncem. Jelikož Země se též pohybuje kolem Slunce, je pochopitelné, že doba synodického oběhu nebude souhlasit s dobou (klerického oběhu. Dobu synodického obělm ľ- v rocích) je možno odvodit ze vztahu pro vnitřní planety T> — pio vnější planety kde T,, je siderická oběžná doba planety. T 1 - T, n (.2.17.1) (2.17.2) Vnějši pian i ■ ! I I obí BOU dl boil maji ncjkralši synodický oběh rovnající se téměř jednomu roku, což je přirozené, neboť během jednoho roku mění velmi málo svou polohu mezi hvězdami. 2.18. Kcplcrovy zákony m i Marsu, která vykonal Tycho Brahe V16. století, byla j ' i kladem ľ ••' •< i. čplcrm, který na základě těchto pozoro- vání empirickou « o ■ odvodil tři známé zákony: 1. Planety pohybuji po elipsách od kruhu málo odlišných, v jejichž společném ohnisku je Slunce. 2. Plochy opsané pruvodičem za jednotku času jsou stejné. .3. Dvojmoci dob oběhu maji sc k sobě jako irojmoci velkých poloos. nulou GXBentncitQn Excentricita ci vystrč elipsy k vclkč poloose J (. (2.|8l) a ■ méně výstředná. Nejvčtši vystře*, on, více se tento poměr blili nule. um ie ^ ^ ^ Výstředný nos. dral. velkých Pl.me. M*tu» i drJhy Zemí l* * ,Í7' r. N. w—— - a 75 c b ,w.r ■••<•' Hlavni pjrainclrv elipsy: .1 vclk, mali r»l-»"- "hmska. .ouíct 1 i.--,, ,-. r« k konsianini. V ntronotsij ľ, J s c kierc-iii sc nachází centrálni teleso .napr. Stance) od nejWiiaho bodu na elipse p. Dále j, I,, uhel".- mez. pruvvd.čcm n ■ f, pro který H „živa obvykle názvu paf* anomálie. 2MU Keplcruv .zákon ploch) je znázorněn na obr. 2 23 povánými plochám k e c opsal piuvodič za stenou dobu V prvém , v dluhetn pnpadc. I „ zna-menľ'žc M nejblizšim ke Slunci, v pŕisluní c, penhelu, sc pohyby Uhr. 2.23. Zákon ploch. Plochu dzli opsaní pruvodicem Slunce-plancta mezi bod v I a Z za jednotku času je táž jako plocha d. f ......i pruvodicem za tutéž. Jobu mezi body i. I nejrychleji, v místě nej vzdálenějším od Slunce, v odsluní čili afclu, BC pohyb e nejpomaleji, čilí uběhne úseky 1 až 2 za stejnou dobu jako úseky 3 až. 1 S inice períhelu a afelu je velká poloosa dráhy nebo též tzv. přímka apsid. Třetí zákon udává, v jakém pomeru jsou k sobě oběžné doby a velké poloosy. Označíme si např. dobu oběhu Zcmč 7j a dobu oběhu jiné planety J . clkou * Kružnice nebo elipsa jsou kuželosečkami a z odvození Kcplcrových zákonu U lákoi. i :utaí- niho se ukazuje, že znění I, zákona je neúplné a cílen sc může ve sluneční soustavě p.....bovat po jakékoli kuželosečce. 66 poloosu dráhv Země o, a planety podle Keplerova třetího zákona pláli Ví J' (2.18.2) Ti «5 ' Přené zněni ticlilio Kepletova zákona bylo nalezeiKi až po obleveni gravitačního zákona Newtonem, který empirické zákony Keplcrovy zdůvodnil fyzikálně. Příslušný vztah je ai T{ M m, (2.18.3) aj Ti M ■ m-i kde M |í hmotnost Slunce, Ntj a m ■ hmotnost planet. Jelikož i Jupiter, nejvčtši [.l.inc.a. má jen 10 ' hmotnosti Slunce, lze m\ a mi ve vztahu zanedbat. Pokud \l m, možno vztah 2.1S.2 považovat za dostatečně přesný. Například oběžná doba Země je 1 rok a vzdálenost Slunce—Země r 1, lze z toho vypočítal kolikrát vzdálenější je Jupiter, jehož oběžná doba je přibližně 12 let. Dosazením do v vše uvedeného vztahu 1« 12" 1= r = \'12*~ 5,24 lze zjistit, že Jupiter je ->,2 Ikrát dále od Slunce než Země, t). jeho vzdálenost je 5,24 astronomické jednotky. 2.19. Souhrn základních pojmu Newtonovy mechaniky a pojem centrální síly Keplcrovy /.ikony byly prvním krokem k exaktnímu fyzikálnímu popisu pohybu planet, Avšak teprve gravitačním zákonem Newton dospěl k obecnému popisu vzájomného působení hmotných těles. Jak známo, z Keplerových zákonů lze odvodit gravitační zákon a naopak deduktivní cestou lze gravitačním zákonem dospět k zákonům Kcplcrovým. Celá klasicit n rfiimfklj n nebeské mechaniky, je založena na principech Newtonovy au předpofci. je čicnář s nimi dostatečné seznámen. Přesto pro úplnost a bez bližšího vykladu jsou v následujícím hlavni poznatky shrnuty. 1. Zákon seti \ . léleta (o hmotnosti m) setrvává v klidu nebo přímo- čarém rovnomět!' whu (rychlosti v) pokud není tento stav přinuceno zmínit působením vučjšicii sil: Jestliže hybnost Tělesa je p ■ niv, pak platí 0. (2.19.1) 67 2. Zákon sily: iM^W*"*1'' Ted v dp resp. tw/v") » 2.19 2.19 M-ni které ie rřimo úměrné sile a nepřímo úměrné hmotnosti JL^X^,, sila 5, robená tél-em je rovna, avšak . opačným znaménkem síle Fi, která na těleso působí -ft—Á, (2-19.4) a />> platí pro celkovou hybnost V uzavřeném systému těles s hybnostmi pi vztah p, p, a tedy dpi dt konstantní, dp, dl ' (2 4. Pojem centrální síly: oběh planety kolem Slunce a všechny obdobné křivočaré pohyby vyžadují, aby ve smyslu zákona setrvačností n.t ičleso působili M Pokud lze s dostatečným přiblížením popsal útkový pohyb jako vzájemné působen dvou těles, pak plně vyhovuje představa, £e tu hmotný bod působi ,-,,/_. působivé směru k jistému bodu. U pohybu po kružnici je tento bod střcvleni ki užnice. Síla takto definovaná ;c sila centrálni (dostředivá). Sila dostredivá pů l lna člcso hmotnosti m pohybující se okamžitou rychlosti v na dráze 0 pol..... dostředivé zrychleni ar, které je dáno vztahem ar = — , r v.ft a tedy síla centrálni F, Fc lllct, III 2.20. Jednoduché odvození gravitačního zákona l clNccht'hmomý bod ■ Jc planetou, která M Pohvh„K- po ,ho tZí lC- M' ^^°«^n.c^.2^4. Vychodí.....c I S/l 1 rTf" PTta,a PUSl)bH ****** SOBjCě, Itci.i ; epteze,,..... 3 síJu, dostala by se p/aneta za jednotku času do mfsta fí. Kds hv s.lk v «8 dujícím okamžiku opět zapůsobila přitažlivá sila Slunce a planeta by z nějakého důvodu ustala vc svém pohybu (fyzikálně to ovšem nervi možné), spadla by za tutéž jednotku času do bodu (,'. Jelikož sc planeta pohybuje neustále a centrální síla na ni rovněž působí neustále, pohybuje se po dráze A Odstředivé zrychleni Ohi. Pófayb bodu (tělesa) m v gravi- tačním poli .U Pokuj by nebylo těleso in v „ruvitaiiiim poli tělesa AI, vyvolávající do-strcJoc /nchlcni, pohybovalo by sc rovnoměrné pinnočaŕc / liodu A do bodu ti. Ve skutečnosti /a tuléž dobu spadne (obra/ně hecno) z bodu il dohodu C. Výsledkem ie knvočarý pohyb koleni hodu AI. (Předpokládá se, ž-e hmotnost tělesa ni |czancdb:uclné malá vzhledem k hmotnosti tělesa AI). v- i vzniká iki při křivočarém pohybu je rovno zrychleni planety padající na Slunce. Pro zrychleni a a rychlost v na kruhové dráze platí iměrní čtverci vzdálenosti. Jelikož sila F je tedy linířrria r-, tedy neprjmo J Nsdu M ftj. » fcantofc, zrychleni způsobené centrální stlou ,e umcíc hmot, nim případě Slunce}, pian ^ '-'.20./, kde G ;'e grav.-tacni vítačni konstanta. Vztah v2.2l).7)jet tootvi ný uravitalni - tikoH. 2.21. Gravitační konstanta, zrychlení na povrchu Země, hmotnost Země Rovnice ,2.20.7) vyjadřuje gravitační silu, kterou na sebe pusobi dve rozměru. Nutno poznamenat, že gravi.učn. -tla, torr* působ! je stejně velká jako sila, kterou pusobi těleso M na u leso ř souhlase se zákonem akce a reakce. anedharelně mak vzhledem k v/JAm.m, pak tělesa nepatrných těleso M na těleso m, M, fesliiže ronnérT těles nejsou zar.--------- svLemcka tělesa, např. koule, se chovají na větší vzdálenost tak, |íko by . , hmota byla soustředěna v jejich středech. Vektor F tedy leží na spojnic. .-„ obou těles. Gravitační konstanta 0 ie veličina, která musela byt expenmeni.iln. m n.t a její číselná hodnota závisí na volbě jednotek. MKS SI 6,672. 10 "»/•< kg 1 s 6,672. 10 " N m- kg ■ CGS 6,672. 10 8 cm'1 g ' s « 6,672 . 10 s dyn cm g Metoda určení gravitační konstanty spočívá v přemístěni malých hmot um fcl na velmi citlivých vahách do bezprostřední blízkosti těžkých hmot t a\ isfa v roce J798 použil torzních vah; von Jolly v roce 1881 zjišťoval hodnotu upravených citlivých vahách laboratorních. Gravitační zrychleni g~ na p Země (tíhové zrychlení) plyne přímo z gravitačního zákona dosazením prii! hmot pro hmotnost Země Aí, a poloměr R., tedy = G R' 9,81 m s Skutečnost, že Země je na pólech zploštělá a rotuje, způsohuie, žc hrdá na rovníku zmenšena především o odstředivé zrychlení 3,1 cm s . red\ grovmt = 9,781 m s ■■, gm 9,832 m s », 70 na hu ch S pojmem tíhového zrychleni na povrchu Zemí souvisí t pojem líha mg hmot-nosl zryclilcni. líha, nesprávné váha tělesa o hmotnosti m, závisí tedv na misini velikosti g a má tentýž ruzměr jako sila Jednotka sily je ncvvton N, . -I je silu, která hmotě 1 kg uděluje zrychlení 1 m s Rozměr N je kg m s -'. Gravitační zrychleni je závislé na gravitačním poli, a je tedy nutno rozliší vat tíhové zrychlení na povrchu Zemé a na jiných tělesech. Jelilož. ( lze ptimo měřit, např. dobou kyvu kyvadla, pak ze známech velikosti G I K lze určit hmotnost Země M 5,976. W kg. Nutno poznamenal, že O" a M nelze astronomickými metodami přímo určit v jcdnQtkticb SI nebo CGS. Avšak pro astronomické výpočty (dráhy planet apod.) je možno použil gravitační konstanty G vztažené k soustavě jednotek, kdy m hmotnost Slunce, čas = 1 střední den a jednotka délky je astronomická jednotka. V takovém případě G 2,960 .10 i . Jelikož při výpočtech je často užíváno hodnoty 1 G , je zavedena Gaussova gravitační konstanta k 1,720. 10 I nebo též K A' are 1 $548 což je Gaussova konstanta v obloukových vteřinách (je to střední denní pohyb Země vyjádřený v obloukové míře). Použití k vede numericky k výpočtu oběžné doby ve dnech, kdežto K umožňuje přímo zjistit střední denní pohyb planety v obloukových vteřinách. Jelikož v dalším neni pojednáno podrobněji o otázkách nebeské mechaniky ani o výpočtu drah, má ve všech následujících vztazích konstanta G význam a rozměr, který plyne ze soustavy SI. /. rozměru G možno též vyslovit slovní definici: dvě těli sa, která možno pripodobnil hmotným hodům,obě o hmotnosti 1 kg, a která isou od tebe vzdálena 1 m, pusobi na sebe gravitačními silami velikosti 6,67 .10 " N. Na roiuiis I Zemi právě tak, jako na každém rotujícím tělese (tedy i na hvězdách) pusobi vedle gravitační sily tukc sil.i odstředivá F, (setrvačná) kolmá k ose rotace. V souřadn. i.ivč otáčející se společně se Zemi fnebo hvězdou apod.) plati pro tuto sílu v -Ví F,= m • R cos r/ , kde * je hmotnost tělesa, R jeho vzdálenost od středu Země (považované v prvním přiblíženi za ko lYhtoVirj blOS! I | je uhlová vzdálenost od rovníku (na Zemi m pil irk.i Mudrům- ,- je dána výslednici sily gravitační a síly odstředivé. Na pólech, kde co* 7 0, jc tíhové zrychleni určeno toliko silou gra-vitačni.isn .,i 1 /,.,, s ' :o\ niku jc odstředivá sila, působíc! na těleso o hmotnosti ... 1 101 •.nk 1 tpohl -c Zemí) největší a pusobi proti směru sily gravitační. Proto n I hodnota zrychlení ? , které však směřuje do středu Země. Pro ulil;. I 90 vvslcdnice síly gravitační a odstředivé na rotující kouli nesměřuje do Itřcdu koule Maximálni odchylka jc pro tj - 45' a na Zemi jc přibližné b . 71 2.22. Zachovaní momentu hybnosti a zákon ploch nostf zad P m fyaikitolrn vfUada Kxpkanýdi aaUtoití «ttno «^»1 r pjj . zachováni momcmu hybnosti . /..chováni energie, schováni celkove hybnej p je v •px.mcnuio v předešlém isiavei 2.14. Vede k poznatku. že cej J hybnost sousta. v v bodů zůstává stála těžiště takové soustavy (pokud nepúso. žádné mm tíly K v klidu nebo přímočarém rovnoměrném pohybu. Pra další výklad je však mnohem důležitější objasněni zachováni momentu hybnosti pfj křivočarém pohybu. Obr. 2.25. Vektorov, touctn r F dává moment siiy AI vzhledy k bodu 0 (viz text . k Částice o hmotnosti m zavěšená na niti muže sc pohybovat kolem hodu O VQ ÉvzdaJenosti r (obr. 2.25). Jestliže nějaká síla F působí na tuto částici, paJ i i.(,,_ ■rovy součin F a r je moment síly M vzhledem k bodu Q. J/M; == |r X F\ - |r| |Fj sin z , (2.22.1 J kde s je úhel sevřený vektory r g f. Směr vektoru /VI jc kolmv k rovine ve které leži oba vektory r a F. Jestliže .siny 0, pak F působí vc mučím r, um. ment síly /VI ^ 0. Moment hybnosti pohybující se částice jc určen vektorovým součuk •. p ;, r N — r ■ p r niv, i js kde v je rychlost častice (obr. 2.26). Jelikož je F-dt m, M Z toho plyne, že (mv) dN d . 57 = r x M d/ K'nwj = • 2.3) a tedy P CfimtC ťck,wov<*° součinu M r F 0, dJV dr (2.22.4) Vztahy (2.22.3,4 j vyiadfují skutečnost, že zmena momentu hybnosti je úměrná momentu síly (nebo součtu momentu sil;, ucpůsnhící ve směru centrální síly. Pokud působí pouze centrální sila, moment hybnosti se nemění a jc roven r • mv, kde v je vektor okamžité rychlosti. N jc konstantní nejen co Jo velikosti, ale i co jo směru. VektCHry r 1 t leží v rovině kolmé k N n tato rovina nemění v prostoru orientaci. Vektorové součin |r y v |r t\ sir z ^2.22.5) je konstanto. I přec:., yuje dvu)nasol m .|oc:iu opsanou za jednotku času df vek torem r. Zachováni mumentu hybnosti vysvětluje tedy skuečnost, z.e se p'a- Obr. 2.2tí. Vektorový součin N r mv |ľ konstantní a )c roven dvoinusobku plochy opuné r za jednotku éasu tdruhv Kepleruv zákon - zákon jijoeh). nciy pohybuji v rovině a jejich dráhy jsou rovinné křivky a plochy opsané pruvodi-čem Sluncc-plancia za jednotku času jsou konstantní. Rovnice 2.22.5 jc vyjádřením druhého Keplerova zákona. Kcplci ů Iv platnost pro kterýkoli pohyb, kdy působí jakákoli centrálni lila, 1 n- i obecněji! platnost, než by se z původní definice zdálo. Pro zmčnu Milém |M,i,iv.íicc r, tedy pro znunu úhlu ru, do. dr <•',, je zřejmé r« v sin a , (2.22.6) ■ UidiŽ ,V mrv, konst. (2.22.7) Obdobne úvahy ; lati 1 pro rocuiíd pevné těleso, např. Zemi. Precese je prostým důsledkem : rtu dN/dt u Zcniě ncnl nulová, protože zde působ! rušivé privitačni ■ ■ vt . ^.niicť, a vytváří lak niomcni M, který null zemskou osu vykonávat precesni pohyb Analogie zde platí i pro nuiaci. Stáčeni roviny dráhy Mčsicc či planet, prenčn řečeno uzlu dráhy, jc opět důsledek loho, že pcdmlnka pro stabilní 01 u ulici Jt.ihv v prostotu vyjádřena vztahem (2.22.4) ncnl přesně splněna, protože zde působ) rušivé mi... mu rity planet, které pochopitelně nejsou silami ccnu.ilními. 72 73 2.2.1. ľrincip zachovaní energie a nŕkteró aplikace Jestliže n.i pohvbtiifci so častici 0 hmotnosti »; pusobí sih, Fy k, posune částici o úsek Jr svírající s F uhe) t, pak je v> konán., práce iitT, skalární součin ohou vckiorú F. dr F dr cos i . ku Je-li posunutí Jr kolmé k F, nekoná M žádná práce. Naopak dW jc kdvž vektory jfOQ rovnobežne. Jelikož ncjvťa kde v je rychlost platí Jp d dl dr dr (mv) , Fdr d* m , .v dr dl C2.23J (2.23J M v . dv a pro práci d U" možno nalézti snadno vztah d W = d(i tw2) = dEt, 3j kde J //w- je kinetická energie částice Et. Práce vykonaná silou F na částici „( změní její kinetickou energii. Jestliže F je gravitační sila, kterou na sebe pusobj dvě tělesa o hmotnostech M a m, pak lze nalézt, že f.dr=-(G^)dr, (2.2 a tedy Výraz v závorce není nic jiného než potenriálni energie £„, pro kterou lat] £/> - -G -jr- • 2.23A Záporné znaménko vyjadřuje skutečnost, že energii £,, by bvlo třel nulo k přemístěni částice ze vzájemné vzdálenosti r do nekonečne reJJ | denc r — , čili £„ je záporná hodnota práce potřebná k tomu, aby dva bi ,<■■ \\ \ které ;sou od sebe nekonečně vzdálené, se přiblížily na vzdálenost r. Je-li ta . prá W, pak platí 1 W- \j.dr^ -Ep a analogicky lze psát £* = G Mm dr= —G Mm 74 I hkož není vvkonána žádná práce ve směru kolmém na spojnici obou těles, jak „blatně plyne ze skalárního součinu F dr cos y, kdy z 90 , nezáleží na tom, i ikou CCMDU se k sobě tělesa približuii. Potenciálni energie i:,, i kinetická energie Bt maji stejnv rozměr jako práce U" a absolutní hodnolv změn těchto veličin musí whov ívat zákonu zachováni cell >vé energie li da tého systému. To znamená, že součet kinetické energie i potenciální energie pro • :;dálenosli n a r. musi vyhovoval vztahu E„ li*),, {Ev - iíi),, E konstantní. (2.23.9) lVlkova energie ľ. vyše popsaného systému dvou těles v/tahem | inv\ I Mv'. Mm ,\I a m jc tedy dána (2.23.10) kde Vi a ; • ]sou rychlosti těles m | .Ví, pro které plati, že jejich rozdíl v je rychlost, kterou by bylo možno naměřil, jestliže v daném souřadném systému by jedno těleso ínapř. M) bylo považováno za nchyhné. Hybnosti těchto těles vyhovují podmínce, že celková hybnost (nebo též lineární součet hybnosti; jc stálá, a tedv .Uvj iwi, z čehož plyne, že Mv Ví M -r m v in (2.23.11) ,2.23.12) Dosazením do vztahu pro celkovou energii lze nalézt, že E m Mm I -~tt--,—v--) • ' 2(AÍ wi) r ' Jestliže Aí 3> »i, možno psát £ = Irm* UMm (2.23.13) (2.23.14) Jelikož E jc pro danou toostftVU hmotných bodů (např. Slunce-planeta) veličina stálá, pak je : i mé, i e ■ '■ les uicim r rychlost roste a naopak. Je též možno zjistit, v jakém vz. ■ Ei v případě, že těleso m obíhá kolem společ- ného těžišt. m M. Pro pohyh v kruhové dráze nepochybně platí _ AI Mi -i a jednoduchou úpravou lze zjistit, že tltV Mm (2.23.15) (2.23.16) Jelikož mv3 je dvojnásobek kinetické energie, plati pro kruhovou dráhu v každém jejím bodě, že 2|£*| = |£„|. (2.23.17) 75 Kruhová draha ic ledním wc.ii platí /: kdv* nc ,yp,ckvm přikladeni stabilního systému dy,* /. (i a podle teto definice ic celková. Cll *■ »'roi..koss sv>u:"' „'..'.....mo vztahu vystupuje >c záporným ínaW * •'.! porna ^„a,-'. M ,,„,„„,„. pfcvMd.1. by Idne*S , ., ,,'t.ikc c ...mc I. pozitivní, pak je to systém nestabilní a ma snahu „ .oznada. Tuto skutečnost možno .lustrovat příkladem telesa m, kle c se pohybuj, „ SUke dráze. Jestliže těleso bude v nekonečnu PaK obe energie, ,ak pote*. ciS tak ktnetieka, budou nulové. Na přemístěni tělesa do nekončena ,e nt,trifl vynaložit práci, Jimž těleso po/bývá kinetickou energii, a tedy ■ rychlost, v ncfcfc |t. Avšak vzdálenost r poroste nade všechny meze, tcUy 0. Nejen pro r - ^, ale pro každé ř platí J«tr* =--— , (2.23. |8j fa- ncčnti bude rvJílost r > ■«. a současně H u te.lv (2.23.10) Absolutní hodnoty obou energií jsou si rovny v každém bodě dráhy. Logika tohoto i/ztahu je prostá, tč/eso v každém bodě dráhy imisi mít takovou kinetickou cnergjl Irer.i se rovna práci potřebné k jeho přemístěni do nekonečna / výrazu \23.ij 'ívne i jednoduché odvozeni třetího Kcpierova zákona, neboť pro kruhovou rycn. los t pian QMÝ" } ■ (2.23.2 ( Oběžná doba P je P = 3mt v = li{GM) 1 1 r* -. (2.232 Jestliže G M 4.7-' konst., pak zřejmě platí P- ■ r1 konst. Což není nic jiného než vyjádření třetího Keplerova zákona, ovšem |Ciarju že rozdíly vc hmotnostech planet lze zanedbat. Porovnám' vztahů (2.23.18) a (2.23.16) pro rychlost v kruhov. a v parabolické dráze v = vede ke vztahu = »o I 2 , hi mjtlľ -'° 'If VZdä'™ '■ p»™b'"Kfci •***>« i" rychta i< |c. S ''"'""^chte, «, ve drtta Země kolem Stače |e 30 km , I p,: m5 11,2 km s >. Rychlosti zl- it z povrchu Zenu i tudíž součet Bk + E, 76 v je pozitivní. jsou rychlosti hyperbolické, pro které , latí 1 kdvž v dosavadním vykladu nebylo dokázáno, te tvary drah isou obecně kuželosečky ie možno alc-spoft intuitivně odhadnout stabilitu systému hmotných těles. Celková energie systému Tvar drahs Stabilita systému „uzavřené" křivky* elipsy, kružnice neuzavřené křivky paraboly neuzavřené křivkv silně hyperbolické dráhy I elka velmi mala žádná Pro úplnost ic nutno dodat, že výraz pro potenciální energii ie totožný s pojmem gravitačního potenciálu, který závisí pouze na vzdálenosti obou těles 'íXr) -G y . V tomto případě m I a •l'(r) je potenciál v gravitačním poli hmoty AI ve vzdálenosti ľ. Obecně pole nemusí být sféricky symetrické, a proto 'Mr, i), 9 ) je funkcí souřadnic r, <>, et, Z těchto úvah plyne též jedno důležité zjištěni. Jednotlivá planeta nebo hvězda nemůže sama „zajmout" nějaké jiné těleso, které se k ni přiblíží a donutit jc obíhat v uzavřené dráze. Takové těleso se totiž, vždy přiblíží ze vzdálenosti r — a tudíž při setkáni s hvězdou bude míl soustava celkovou energú Ľ 0. Kinetická energie takto přibližujícího se tělesa vzhledem k planetě 'hvězdě) je příliš velká a jedině nějakou jinou silou než gravitační silou hvězdy je možno energii snížit. To znamená, že je zapotřebí dalilho nebo vice dalších těles, která by svými gravitačními účinky napomáhala k zachyceni, t), k přibrzděni nového tělesa. Jako brzda ovšem může působit odporujíc! prostředí nebo magnetické pole, srážky apod. Naopak, je-li systém na hra ry, například dráha komety s velmi výstřednou drahou a velkou poloosou, l v. energie systému Sluncc-kometa je jen nepatrně negativní- 9 ychlujid účinek nějaké planety, aby energie vzrostla ď rtety se stala hyperbolickou. 2.24. Geometrie rovinné dráhy ľ . pod vlivem centrálni sily se děje v rovině, jak už o tom byla zmínka dři ' ...í . al on Kcplcruv v původním zněni mluví explicite o po- Dráhy ve smImImiui umu více těles nejsou nutní uzavřenými rovinnými křivkami. 77 excentricita hvbu Plane, v elipsách. Oh*, je množina bodô, které maji od dvou ohnisek / „ tonstantnisoueeľ vzdálenosti ,. kde r je rádmsvek.or vcdenw ohn.sfc, ; a r" je rádiusvekior vedený z ohniska / , tedy r -f- r konstanta . Z geometrie elipsy dále plyne (viz obr. 2.22) hlavni poloosa ii = í (r r r} r vedlejší poloosa ŕ [/(*» —*W> (, £_ t c ■ vzdálenost ohniska ■ od středu elipsy c — ai, vzdálenost perieentra* q ■= ai\ —')> vzdálenost apocentra* O Jvl - ť). Pravá anomálie i úhel, který svir.i r.idiusvck.ot ,- s velkou poloosou ,méŕeno od perieentra), totéž P/ati pro (t ar. Pále platí ze vztahu v trojúhelníku -L _ ií?-1! , r cos . ' - r cos .• Mi. 12.24 1\ r sin e ; Z toho lze odvodit, že = (r* + 4«r cos ti + 4av,)1/i, (2.24.2] a s použitím vztahu r — r' »■ 2a lze zjistit, že Jestliže excentricita má hodnoty 0 f 1, pak dráha má tvar elipsy, I'r,. kniho, vou dráhu jc e = 0, a tedy r Jestliže c 1, pak ohnisko /; leži v nekonečnu a p/atí rovnice pro paraholu -V 1 - cos t co*-.. 2 2 II kde q - r pro > = 0 jc vzdálenost perieentra podle vw- uvi ,11cej V konkrétni parabolické dráze kosmického tělesa jc ./ ndáJenotit pcnl peri- gca, periastra, perigaiaktika). U hyperboly «• I je přislušnv vztah e cos . !4.5 Pro rovnici elipsy v pravoúhlých souřadnicích ,, y, s počátkem v j ,llu platí rovnice elipsy ' P*memr» , « pocením k zde „veden pouze vzhledem k 2.24.6) p "imúin l-ik.. i-tu,. p.i,inhnfc a z toho lez pro plochu elipsy A platí 'a = (x + a*)* 4- y* , ■ [j( — ae)- -I v- . .4 nab . '2 217, 2.25. Rychlost ve dráze Rychlost v tělesa m, pohybujícího se v dráze, která je obecné kuželosečkou, lze rozložit na dvě kolmé složky, a to vc směru prúvodiěe r, která je označena v , a na složku v, kolmou k r. Pro složku v, platí podle zákona ploch rvL dA ~2~~ df . til konstantní f 2.25.1) Obr. 2.27. Odvozeni rychlosti ve dtizc. kde d^l jc část plochy elipsy opsané průvodičem r a N,, a má význam dvojná-sobné plošne rychlosti Ze vztahu pro uconictrii eliptické dráhy lze nalézt, ž.e poměr 2j'j =^L«r»(dHdr) rv, Nľ konstantní. (2.25.2) ' i ma | vzn.iii' piavc anomálie i pozor, pouze v tomto odstavci s ohledem na podob-noit v a v) a P jc doba oběhu. Z tuho lze odvodit, že (2.25.3) kde « je excentricitou elipsy s velkou poloosou a. Pro rovnici elipsy v polárních souřadnicích platí d« I jelikož i r a t a(l - t') 1 f< COS & ár 2.25,1, 7» lze okamžitě nalézt ,w ÄJ _ l «, r ■ p 10CC»rrech f*** f***™ a afelu) v Jelikož v pencentrech -i ap< vchíost v těchto bodech Zta i 1 < Pjnu p ,1 — #/ p/ari pro rvi 2.tj / 1 'I vw — p \ i _ e f Pro ostatní místa dli \i-a- I 2>COSC? i - * - ---P^?- (2.25 Z polárních souřadnic pro elipsu plyne ŕcosŕz - [a{\ -e*)- r\t " a pro oběžnou dobu platí vztah (odvozeny v dalším odstav v. S použitím posledních tri rovnic lze nalézt pro okamži tou t w I > I Wázt p je funkcí toliko okamžité vzdálenosti ř S velké poloosj dl I. . , , ' e vztah ~~ t,(r'« ľ- U(M m){2 ' I . Ir u i (2.25, Pro tělesa na dráze kolem Slunce M M piati s velkou pf< (2.25.1; (2.25.U Rovrje vyjadřující zachováni celkové energie nebo « integ, ,lc jc mo& '2.25.U - Kí?-.))' kde £ i f (v2 -V) Mm Jednotlivé složky rychlosti 1/ ň jsou tH (2.25.1 kde <-> je změna pravé anomálie < pravá anomálie se obvykle označme písmenem V, v tomto případě však by mohlo dojit k záměně za symbol pro rychlost). Gravitační i potenciálni energie je lormč-: G Mm r E ) '/<;>;.; možno zapsal integrál energie ve riCr"1 . .v-i) 0(r). f2.25.16) 2.2o\ Přesné znění třetího Keplerova zákona V předešlém odstavci je zmínka o relativních rychlostech v\ a vi lěles, která se vzájemně přitahují, a které plynou z principu akce a reakce, resp. z celkové hybnosti soustavy. Nepřekvapí tedy, že dvě tělesa, která kolem sebe „hihaji, obíhali kolem společného těžišti v periodě ľ Jestliže vzdálenost lélesu o hmotnosti mi od těžiště je n, tělesa M] je n a centrální sily jsou Fi a ŕ':, pak platí podle zákona akce a reakce F t = \-i niiii pí l.Tf-iH-.rj pi Í2.26.1) z čehož plyne n Tz III j mi Jestliže vzdálenost středu těles je n ;iii phiti WH m< ni\ a z výrazu pro s ilu F IIUIII: (2.26.2) (2.26.3) Pfo ncjjednoďi.-t prípad, kdy r, , ,i je pn celou dráhu konštantní (dráha jc kruhová), tze oaléztí, Äe platí vztah (2.25.11) a* (2.26.4) ,řadnic středu těles, smerové kosiny kdež,,'..'- 'sou spojnice těles (sou p^ve — Pto souřadnic, v 0m...... r, r, r„ r, r. r. d -.v a? (2.27.1) chleni XdSouú^voulzen^i^zprozryc ZX — C7 -3 : vektorovém zápisu, kde r |C vektor vzdálen, ,; i - 27 -7.2) apod. pro _y, 5 popr. ve i „ m, m -O-----15- C2.27J K ŕes'cní problému dvou těles je tak sestaven systém diferenciálních ro\ druhého řádu, a tedy šest integrací, které všechny maji řešení. 1. až 3. integra, vede k důkazu, že se tělesa pohybuji v rovině, 4. integrace dokazuje zákon plus h druhy zákon), 5. integrace dokazuje třetí zákon, 6. integrace dotazuje, že dráhy u kuželosečky (první zákon). Jak patrno z předešlých kapitol, lze vyložit Keplcrovy zákony /c cákoi -uivi-račního jinou cestou, než zde již bylo naznačeno, s výjimkou zákona V následujícím textu je proto pouze stručné popsán výsledek festi integ. i drobnější výklad tohoto problému lze nalezl v knize P. Andrlcho Základy mechaniky). Scsri integrace příslušných rovnic vede k výsledku • niho. . (Po-i'cské P í COS | 27., 82 -už je )iž zna"" rovnice pro kuželosečku v polárních souřadnicích, kde ,. je pravá L'.málic/' "M Hxccmnciia i parametr /, jsou funkce rychlosti i g«W- jUiho poienciálu. Pla.i I..I.Ž * GM • (2-27.5) kdc dl "'■ "' ;l A" ic ->kalli"ú výraz, pro pohybový (kinetický-) moment, tj. jsoinásobnou plošnou rychlost (viz vztah (2.25.2)) x; •. du N" r-ar • (2.27.6) ttg je toiožný s momentem hybnosti teprve po vynásobení hmomosti. Pro excentricitu kuželosečky s ohniskem v počátku soustavy platí «* = 1 + 2E ( Ij'il I 1 Mi a trii (2.21.1) Jestliže hmomosti IlIc-. isou „„ M m - a >«.. I, pak E je celková energie tělesa /«--> pohybuikiho se kolem tělesa M po dráze s poloosou a, excentricitou c, vzdálenosti perkemra u. Použiti vztahu pro geometrii rovinné dráhy a rychlost tělesa pro geometrii ti* = GM (2 — -) vede k výrazu pro celkovou energii tělesa E \ v- - (7.W (2.27.8) (2.27.9) GM r 2a ' Vzdálenost pcricctiiia je rmlu = q a{\ - t) ■ lze snadno odvodit jednoduchý vztah mezi csccntricitou a celkovou energii ' ^ ^ GM Z toho jednoznačně plyne relace: celková energie o e o tvar dráhy (rmin = q) 0 1 elipsa 0 1 parabola 0 1 hyperbola —(G;Vf)/(2«) 0 kružnice. (2.27.10) 2.28. Princip problému // těles V kosmickém prostoru je obrovské množství jednotlivých těles o různé hmotno innnč v/ájemnč gravitačně ovlivňují. Pohyb planet, měsíců, dvojhvč/:. IruŽK apod, v drtivě větfinč nebude naprosto shodný 83 . .i,.;,,., z řešeni dvou trio. Ve skutečností témíf I pohybem, téhož poj* kwrc gravitačně působí na „na dvě tělesa, (ľ1' eviMiiie neimene jedno ofl s .„-livňovan gravitačním učmkem Slunce u „ ' příklad pohyb .Měsíce kotaIÄ*» ^ upla,„ovat v/ájomně po^g s,'v s^t$£S££^^°^Mti"'v......adni5 nice rozepsané pro pr.n ou" • ^ x,, v„ Jí mají tvar dr 28.1 ;a .maíogickv pro souřadnice v. kde i >: jc rozdíl souřadnic nicv.i tělesem, jehož pohyb je zkoumán, a tělesem /--tým o hmotností mi V podstat* znamená, že u /; těles existuje 3a diferenciálních rovnic druhého řádu, pro kt ' je nutno prověsri 6« integraci. Pro problém 3 těles, tedy 9 di/ereticialních rovnic, fe nuino provést <> 5 integrací, ze krerých ic však známo pouze deset ľudľohuc řešeni pro tři ičj '* nalezne čtenář například v knize P. Andrleho Nebeská nieclianika. ■ Posrupnvm sečtením rovnic pro jednotlivé souřadnice, t|. in\ i ^m,x, 0, kterou lze dále dvakrát integrovat I*' -'.28. Wj.tl »1?JT; ... 3trf .2 (zde xn fit jsou integrační konstanty), lze ukázat, že léžišié celé sou: tavy jc buj v klidu (a, 0), nebo se rovnoměrné přímočaré pohybuje. Tento poznatek sĽ j,,; označuje jako vitá 0 řečišti, kterou možno dokázat u tří těles šesii integj icemi Jako vproblému dvou těles 1 zde platí pro plošný integrál, Že součci přes hmot. nosu'násobené projekcí plošné rychlosti, ij. ^//i.i.v. v,- - v, v, 1, je konstantní. í'Oh dobné pro souřadnice .v, s; v, s). To znamená, že zde lze troji integrai 1 u tři tělo, dokázat platnost zachování momentu hybnosti. Konečně z výrazu pro n nciál 0 ■G \ III,Dli 2-2ÍÍ ve kterém se sumace provede pro každé rlt jen jednou, lze opél ,jm do diferenciálních rovnic a jejich integrací dokázat, te I2**W + $ + i?) + * = ii Wrttf -f- '/> kons: Tato rovnice v podstatě vyjadřuje, že součet kinetické energie 1 v dané soustavě a potenciální energie soustavy je konstantní. Ve starší literátu znacujjj tato věta též jako věta o „živé" síle. Hodnota '!> sc rovná \ tomto ; práci, která byla nutná, aby každé těleso ze soustavy n těles bylo přemi nekonečné vzdáleností. Výše uvedený stručný přehled řešeni problému // těles ukazuje, . pro 1 tělesa Jze nalézt pouze deset integrací (tj. šest ve vztahu k té/i ■■, tři ve 84 ilm k hybností a jednu ve vztahu ke konstantnímu součtu energii). Bylo by třeba V ilézt iešlé dalších osm integrálu, ke kterým však nevede žádné čistě matematické .'. j ledy již problém tři těles jc v uhecném případě analyticky neřešitelný oživa se většinou |en numerických metod. Jen v některých speciálních připadech . p0hyh tři těles řešitelný (restringovaný problém tři těles). 2.29. Řešitelné problémy tří těles Již v ruce 1772 l.agrange ukázal, že existuje řc-šilelny problém tří těles v případě periodických pohybu, kdy sc po určité době všechna tři tělesa tz nichž jedno má nepatrnou hmotnost) vracejí do stejné výchozí polohy a mají siejné směry a velikosti vektoru rychlosti. L. Lj m, ^ L, m. <)*r. S.3H. I.imratii- •"• lihmí-nl hody. \ / \ 1 \ / \ 1 \ / v Pro každou • • ivu dvou třla hmotných hodu lze nalézt pět význačných bodu v souřadném systému, který sc otáčí společně se spojnici obou těles. Na obr. 2.2S isouobahmoin , a m= a k nim příslušné libnični body L\ až L-,. Lib-račnl body / ri s tělesy m, a m- rovnostranné trojúhelníky, body ■ .1 /. 1 leví • ■ spouiiici "bě tělesa a jejich polohy závisí na hmotnos- tech m, I //; i 1 'c/i mezi li&CBy, Mtetni dva leží vně systému. Libračni hody jsou v pod 1 . li sc přitažlivé a odstředivé síly působící na malé tělísko u •. . I .,, umiMéné v těchto bodech může v nich setrvat I poměr v/.ik : i; , .ech ni těles /ustane nezměněn. Jestliže by se těleso ni- pohyl . 1 m;.iuci kolem mi, pakt těleso tm umístěné v kterém- koli libračnim bodl . bude též. pohybovat v kruhu kolem m,. Prakticky však lze trvalou polohu u k 1 tm v bodech /, tů Li snadno vyloučit i nepatrným rusi- 85 ám . UMi. ŕ,-š,-nl není velká. Mnohem stabilněji |s,,M p .... ■ I ■ ... It.,.1 l-liTi* itsi IM '"ti; ke, kimina Troiiinu - „, H POOU. J>ou i------—' - .7 . . . P%, „ckv nesoucí „ne,,., hrd.m, «*U rálk, , *** .....W h0 . ...... V í,dě dalších Případu řešeni problému tři těles , nikdy nc,dc o exaktní reš ,1, n„u/eo velmi dobiv pflhifltaaO M předpoklad.,, že hmomos, ticul, HIHifirM rtadm. se pohybuji v iedné rovině n tělesa m, a ,„. se nerušené kolem společného těžišlé. >eiii ■ "-'esa jf 2.30. Rocheova mez Při některých problémech, kdy se studuje pohyb nejaké , dmi majj částice [např. atomu plynu v okolí dvou hvězd >, je důležité znát tvar ploch, kterj jsou místem určitého gravitačního potenciálu. V případě rotujícího systému dvoij tě/es o hmotnostech M, a Mt je potenciál v souřadném systému v, v, rotu. jícha se soustavou (tj. např. osa .v leží na spojnici .V/i, Mt) pro libovolný h0lj B(x,y,z) GM, GM: ri<;- (2.30.1) kde ri, ra je vzdálenost bodu B od hmot AI, I Aía, r« jeho vzdálenost od rQ_ tační osy a tu úhlová rychlost systému. Je patrné, že prvé dva člen) vyvolávaj] gravitační zrychlení, které působí v bodě fí obě hmoty, kdežto třetí odpovedaj za odsrředivé zrychlení vyvolané rotací systému. Takový systém vytváří potenciální hladiny, které jsou v průřezu i ohněm na rotační osu systému znázorněny na obr. 2.29. V blízkosti hmotných bodli ou ekvi-potenciálnl plochy téměř kulového tvaru oddělené pro každý bod. Ve \ cli vzdál* nosti mají obé hmotná tělesa společné ekvipotenciálni plochy. Ekvipol i ilnl plochy, které se dotýkají v jednom bodě (je to libručni bod /., i, tvoří kru kou Äo* cheovu mez. Uvnitř této meze se hmotný bod pohybuje převážně | n yravi- tačniho pole jednoho nebo druhého tělesa. V libračním bodě /., nu řecházej ze „sféry vlivu" jednoho tělesa do oblasti gravitačního působeni . tělesa Rocheova mez je v podstatě kritickou ekvipotenciálni plochou, ktei niezojé kokm každého tělesa jistý prostor. Tento prostor muže bvt vsak vypln tělesem samým, „apf. hvězdou. V takovém případě však muže další zve ,hjera ipoteni i.iaiun, plochám, « KMtftftl i' .Ivou třlcs (dvojhvízdy) o hmotnostech •Vfi.Aíj. Silněn'' '-" ■ . iikv. (." je teíiitd :»jsternu. Vyznačeni řezu ekvipotenciálnich ploch na obrázku je toliko ichcmutické. prstence. Diference gravitačních zrychleni ve středu satelitu působených planetou nebo nějakým ústředním mnohem hmotnějším tělesem o hmotnosti M ve vzdálenosti r na jeho vzdálenějším okraji jc QM Oňí , GM r- (r -R,)* r* kde R |e poli litu. I hlová rychlost způsobujíc! dostředivé zrychleni je podle Kcpleio i zákona (2.30.3) 87 Rozdíl do.trcd.vvch /rychlení u- s.řcdu sau-l „ j nj vxJ.,lt-,K , „„ .,kra„ .. S,'iiá'! nhou r.«J«lu /rychleni způsobem, h er.niuci rotaei systciui, tedy i A' 2 K). mi,M in t vyrovnán vlastním. itr.iv.ucn.ini mI.imi, satclnu, ,eho/ hinoinosi ,c IcMl./e mnu Uk nem. ie uiteitl roztržen slapovým ..č.nkc-ni centrálního „ju** Proto pro icho minimálni vzdálenost plnu rlrn A* H 1,11 trj Jelikož strední husloia těles ie přímo úměrná ,eiiJi hmotnoMcm a nepri-obiemu. pbii pro fta vyudŕemui v poloměrech A*,, centrálního ičlesa ° i i 1,44 f;") 2.30U kde fm » tm isou střední hustoty centrálního tčksu s.aclim I ento předpoklad pian pro n.iprosio rohý satelit. Jestliže satelit nem ideálne min j chová sC spjse lako tckiinna, pak rto 2,5445 (J") . (2308) Tento vztah ixlvodií v roce 1850 h". Rochc, vzdálenost . . ,ť KoJuvv.i meztd :-JM,-m>st. Pro Měsíc vychází rkrit - 2,9 poloměru Země 1H 500 km. Většina přirozených satelitu-měsícu ve sluneční soustavě je vně Rocheovy meze. Saturnův měsíc Janus jc velmi blizko této vzdálenosti, která je u Saturn i přibli ;nč I50000km Umělé družice Zemí jsou vesměs uvnitř prostoru vymezeného Rocheovou mezL Avšak jejich roztrženi zabraňuje pevnost materiálu. Napl 1 ocelová plná koule o průměru 1 metr by se rozpadla v důsledku slapový, I . vzdálenosti približne 100 metru od hmotného bodu, jehož hmotnost . limotnosrj Země i 2.31. Poruchy - rušivé gravitační síly tti i ■■ Pohyb-v P,anet 3 družic se v P'axi počítají ni i problém těles, alejako problém dvou těles (Slunce-planeta, Zerné-Měsú. . . \ předp Z7 , T P°hyb pUSObí tčIeso které )e ™k PHB 'Hlene, pot ma, malou hmotnost. Vliv gravitačních poruch na pohyb například planety P ke- U-m Slunce S put.*c však r r ,, pak l/c rozvinout v řadu vztah 1 (I- t r«) i mho pak s omezením na první dva členy rozvoje To r'-V r i r* Z7T —» ar - a 2GM 2.31.3. 2.31.4 a znamená to. že ii.'inel: ntlrvých e'oriračniWi sil ubývá s třeli mocninou vzdálenosti ruiivého telesa. 2.32. Slapy, Příliv a odliv \ namnyti. úkazem, který vzniká vlivem gravitačních sil, je přiliv a odliv, pravidelne periodické JtOU] áni a klesání vodni hladiny, které lze u většiny pobřeží velkých moři snadno poz.ort vat. Stoupáni i pokles hladiny trvá o něco déle než 6 hodin .i perii •' je přibližně ool '•vina doby. která uplyne mezi dvěma kulminacemi Ml si 24 53 - 13' Obdobné úkazy - souhrnně označované tlapy - možní - i v kůře zemské. Souvislost se zdánlivým oběhem Měsíce je tfejmáa už I . tvořil tzi statickou teorii slapu. V této teorii se předpokládá, že z" Měsíce a Slunce vzhledem k Zemi je velmi pomalá, 1 ••<• ! •: iovp.ovážné rozděleni vodních mas na zemském povrchu. Dokonaleji] teorie slapů je Laplaceova dynamická teorie. Princip pjývá snadno ze zicdnodušcného modelu Země, která je představován., var se vlivem slapu nemění). Jestliže tato koule je pokryta rovnot Srní vodni hladinou, gravitační zrychlení vyvolané Měsícem v bodě A je podstatní vět*! než totéž zrychleni ve středu Země (bod C) a ještě větší než v bodě fí, kterj je od .Měsíce odvrácen. Vektor vyznačující velikost zrychlení způsobeného .Měsícem ve středu Země nutno odečíst od vektorů zrychlení v kte- 89 lze okamžitě nalézt P p 1 ,2.25.5 (elikož v pericentreeh a aprcentrccl, (napr. P platí pro rvehlost v těchto bodech ' 2t'' / 1 ) "tw ** -p- \ i — e f lita /!—«)'* «* /> I i ■ ť ' Pro ostatní mista :•- Pj ■*-» > 4.T1,,-1 Žg cos ŕV _<;- crihelu a afelu) " 0 a v ^ 2.25.7) čili P- 'l-e1 Z polárních souřadnic pro elipsu plyne ŕ cos 9 ■ Kl - e-) a pro oběžnou dobu platí vztah (odvozený Y dalším 2.26) P- i 4.7- _ a3. (2.25.11) G(AÍ - /«) S použitím posledních tři rovnic lze nalézt pro okamžitou rychlost v draze v, která je funkcí toliko okamžité vzdálenosti r a velké poloosy dráhy, čili . vztah Pro tělesa na dráze kolem Slunce M M platí s velkou přesnost i '2.25.1 (2.J5.13J 2) Rovmce vyjadřující zachování celkové energie nebo též. integrál enei boa psát též Ľ i / 2 2. GMrn t — ifl{VL -r V )-- (2.25.14)1 kde M - Jednotlivé složkj' rychlosti jsou Mm M + m dr ■ (2.25.15) 80 kde >-' le zineiw pravé anomálie iprava anomálie se obvykle ../.načiiie písmenem v, v torjttO případě však by mohlo dojit k záměně za symbol pro rychlost j. Gravitační •, potenciální energie je ( —- — ) '/'(r) J možno zapsal integrál energie ve formě: E >. ,,(,■- r-H-) •!>(,-) . (2.25.16) 2.26. Přesné znění třetího Keplerova zákona y předešlém odstavci ]c zmínka o relativních rychlostech í'i a v-i těles, která se vzájemně přitahuji, I které plynou z principu akce a reakce, resp. / celkové hvbnosti soustavy. Nepřekvapí tedy, že dvě tělesa, která kolem sebe obíhají, obíhají kolem společného těžiště v periodě ľ. Jestliže vzdálenost tělesa o hmotnosti nn úd těžiště ie n, tělesa • je !■ a centrální sily jsou F\ a /•'_■, pak platí podle zákona akce a reakce n z čehož plyne III:v. l.t-miri P- 12.26.1) m ■ Jestliže vzdálenost siíedti těles je m r-j tí, platí ///i Nit i/ii m lil: r-2 m a z, výrazu pro silu Pro nejjednod kruhová), lze ti;i! . ni\iii- t — (2.26.2) (2.26.3) ad, kdy n + rj a je po celou dráhu konstantní (dráha je le platí vztah (2.25.11) P* _ 4zr' (2.26.4) Avšak plainost to tahu není omezena jen na kruhovou dráhu. Lze dokázat, že pro eliptickou dráhu a má vvznam velké poloosy, tedy konstantní veličiny a vztah (2.26.11 25.11 jc přesné z.nčni třetiho Keplerova zákona. Poměr r. n je pro jakékoli místo dráhy Stejný. To znamená, žc tělesa obíhají vzhledem k těžišti po drahách, které man stejný tvar, n. jsou to kružnice či elipsy se stejnou excentricitou, ovšem různé velikosti. Jestliže m »/.■, pak výše uvedené přesné zněni třetího Keplerova zákona přejde na jednoduchý tvar uvedený již. dříve. 81 2.27. Pohybové rovnice. problém dvou těles ví ĽlTmczi dveouce.es> « . m 1» vviäJri, v pravoúhlých souřadn, cich vouhlych souřadnic středu těles, směrové kosi„v kde Tj, r.v, ň jsou diference prav spojnice těles jsou f i r, r v r | r, ' • Pohybové rovnice pro souřadnici .v tělesa mi a /«.■ W/l .v, G d-.v (2.27J _ M! III 2 apod. pro v, z. Jednoduchou úpravou lze nalézt výraz pro zrychlení W/l r z — O apod. pro jy, ir, popř. ve vektorovém zápisu, kde r je vektor vzdálen mu G r . -27.2) -'.27.3) K řešení problému dvou těles je tak sestaven sy\iém diferenciiIníi h i tic druhého rádu, a tedy šest integrací, které všechny maji řešení. I. až 3. ii e vede k důkazu, že se tělesa pohybují v rovině, 4. integrace dokazuje zákon , il druh) zákon), 5. integrace dokazuje třetí zákon, 6. integrace dokazuje, že dral ou kuželosečky (první zákon). Jak patrno z předešlých kapiiol, lze vyložil Kcplerovy zákonv zc zál i na gravitačního„nou cestou, než zde již bylo naznačeno, s výjimkou zákona prvního, \ následujícím textu >e proto pouze stručně popsán výsledek iesté integ íPo-drobnější výklad tohoto problému lze nalczt v knize P. Andrlcho /ákla, fced mechaniky). Šestá integrace příslušnvch rovnic vede k Výsledku r , P J ť COS f (2.27.. 82 . , p/ /mnu rovnice pru kuželosečku v polárních souřadnicích, kde • je pravá m 'mulíc, p *0 "'"')■ excentricita i parametr p jsou funkce rychlosti i gravi- ulčniho potenciálu. Plali totiž kde tí "'• "•' ;1 ^ 1 ÍĽ skalární výraz pro pohybový kinetický , moment, tj. dvojnásobnou plotoOU rychlost (viz vztah (2.25.2)) H* - • (2.27.6) V je totožný s momentem hybnosti teprve po vynásobeni hmotnosti. Pro excentricitu kuželosečky s ohniskem v počátku soustavy platí 1 -■"■i Si, r Í2.27.7) Jestliže hmotnosti těles jsou m M m a wi 1, pak B je celková energie tělesa m--, pohybujícího sc kolem telesa M po dráze s poloosou ti, excentricitou £ vzdálenosti pertcentra q. Použiti vztahů pro geometrii rovinné dráhy a rychlost telesa »»== _G >- N- riuiih k rtu 28.3) ve kterém se sumace provede pro každé r« jen jednou, lze opět rozepsáním do diferenciálních rovnic a jejich integrací dokázat, že n n hlm{xf + yi + z-) 4- 0 = hl mv'i f 0 = konsi i j Tato rovnice v podstatě vyjadruje, že součet kinetické energie všech těles \ iané soustavě a potenciálni energie soustavy je konstantní. Vestarší literatuře sc ozi čuje tato věta též jako věta o „živé" síle. Hodnota 0 se rovná v tomto případě raci, která byla nutná, aby každé těleso ze soustavy » těles bylo přemístěnu d .konečné vzdálenosti. Výše uvedený stručný přehled řešení problému n těles ukazuje, že již pro tři tělesa lze nalézt pouze deset integrací (tj. šest ve vztahu k těžišti soustavy, iři ve k hybiu'S.i a tednu ve v/.iahu ke konstantnímu součtu energií). Bylo by třeba í*°l-ítť dalších osm integrálu, ke kterým však nevede žádné čistč matematickí; li;ilc/i I _ p,,)r,lěm tří těles >c v obecném případě analyticky neřešitelný :.--,|:: a uživ ie ľ" ěišiiiou jen numerických metod. Jen v některých speciálních případech Y i iři tčlcs řešitelův ' restringovanv problem tří těles). hvo 11 •Z.29- Řešitelné problémy tří t&les Již v roce 1772 l.agrange ukázal, že existuje řešitelný problém tři v případě periodických pohybu, kdy se po určité době všechna tři tělesa nicli ■liž jedno má nepatrnou hmotnost vracejí do stejné výchoz! polohy a maji '•jné směry a velikosti vektoru rychlosti. Obr. 2.'JS. Lagrangeovy libnenl body. v Pro každou Soustavu těles hmotných bodu) lze nalézt pět význačných bodů v souřadném systému C otáčí společně se spojnici obou těles. Na obr. 2.28 jsou oba hmotne bodj m ■ k nim přMujttC Bbračnlboity I.\ až. Lib-rační body /. i ■ l 1 > '" ;1 rovnostranné trojúhelníky, body Li, L-> a L-.\ leží n c spojujíc) obí tělesa ■ jejich polohy závisí na hmotnos-tech mi a ni-. Bovi leží mezi ičk>y, ostatní dva leží vne systému. Libračni body jsou v podstate mi U, ve kterých sc přitažlivé a odstředivé sily působící na maléiělísko in VyTC o umístěné v těchto bodech múže v nich setrvat a poměr vzájennn. : ech tři těles /ustane ne/mčnčn. Jestliže by sc těleso m: pohybe-, li koleni pak i těleso wa umístěné v kterémkoli libračnim bodi .. . -pohyboval v kruhu kolem nu. Prakticky však lze trvalou polohu těle.i mi .hodech I, .0. snadno vyloučit i nepatrným ruši- 84 . ,ki Mnohem M-b-lnňši Ucti polc^ i» ře^ni m'"' lhi pouze oscilaci iíl«M '"' ko. '"""f'"• í kde*T»™",sivr Si ■ /rľ.uv '/v. sbrpln. Trojanů 2 Mršíc ovšem r"'^l,ja''' , . . . „ obitt* ****** * ^ pr„Hčmu ,ři těles nikdy nejde .J, ř*W « ohloze pr-bližní o «> - [řj tóIcs „ikdy nejde exaktn, tesC X- m ' J\rťjr,,kládá, že hmotnost třetího tetes , /jncdhaielna, lioenttl •* ľ"JJ ' •ni, k iji nerušeně toten ««« 2.30. Kocheova mez Pfí ntWeh problémech, kdy se studuje pohyb ně,aké «lmi malí „apr a má Plvnu v okolí dvou hvězd), je duležitc zna, tvar ploch, které sZ uSo^-itačniho potenciálu. V případě rotu,íc.ho systému dvot, .snu místem určitého gravitačního potencia.... • " - Mi je potenciál v souřadném systému .y, j . ... ■ ' : ]Y .l-f*. lits/i. částice jsou mi tě/es o hmotnostech A/i a jícím se soustavou (tj. např. osa B(x,y, :) ťiMU- C puicuvia. * ju^. —------ J v leží na spojnici Mi, M$ pro Hbovolnj bod (2.Í0.1) GMi ři rjt.j-2 kde řl»lli je vzdálenost bodu /5 od hmot zVíj a Alt, tu jeho vzdálenost . tační osy a u úhlová rychlost systému. Je patrné, že prvé dva členy v\ \ gravitační zrychlení, které působí v bodě B obě hmoty, kdežto třetí jc odpo\ I ro- iVBJl dny t na za odstředivé zrychleni vyvolané rotací systému Takový systém vytváří potenciální hladiny, které jsou v průřezu kolmé rotační osu systému znázorněny na obr. 2.29. V blízkosti hmotných bodu jsou kvj-potenciáiní plochy téměř kulového tvaru oddělené pro každý bod. Ve velké vv i lenosti mají obě hmotná tělesa společné ekvipotenciální plochy. Ekvipotenciální plochy, které se dotýkají v jednom bodě (jc to libračni bod L,), tvoří kritickou R0-cheovu mez. Uvnitř této meze se hmotný bod pohybuje převážně pod vlivem g i vi-tačního pole jednoho nebo druhého tělesa. V libračním bodě L\ může přeci zel ze „sféry vlivu" jednoho tělesa do oblasti gravitačního působeni druhého tě esa Rocheova mez je v podstatě kritickou ekvipotenciální plochou, která vymezuje kolem každého tělesa jistý prostor. Tento prostor může být však vyplněn i til, cm iľsľz'nT-' TtV tak°Vém PříPadČ Ví3k mŮŽC daiSí ^OVáni Ob . .„„ té/esa zpusobtt doslova přetékání hmoty na druhé těleso. Tak lze vylož,, * . rc 86 )v vvvoie dvojhvězd, ľochopiiclnč i pevné těleso konečných rozměru se muže j1' 'bi'-it n:it"l»k že libračni bod /.• ,e vlastně uvnitř méně hmotného telesa. V lako-(lrl ',ri[iujě mohou diferenciální gravitační sily, tedy v podstatě slapy, hmotněj-'-lesa méně hmotné doslova roztrhnout. T-sdižc lcjv napríklad satelit s malou hmotnosti m se přiblíží přiliš blízko ma-- i ■ nlanelě, muže sc rozpadnout na drobně částice. 1'airně tak vzniklv Saturnovy Obr. UM. Prute i1 .li,,.Ví... Silněl. • ua.-.-f ploch na obrázku je lolil prstence. Dilemu e nebo nějakým ústřední nosti r na jeho v.v. im okraji ie GM GM ■ , soustavě dvou těles dvojhvězdy i o hmotnostech . . i. ie te.istě s\stenui. Vyznačení řezu ckvtpoienciálnich atická. i nich zrychlení Vt středu satelitu působených planetou ihem hmotnějším teletem o hmotnosti .\í ve vzdálc- ■ RY - r' ^ ' .2. MV 21 kde R( jc polotmt satelitu. I a rychlost zpusobujici dostředivé zrychleni jc podle Keplcrova třetího lakom \í i 1303) 87 Kozdil dostředivých zry c te r A' a M '"■ "■' /, I *<> . ,., „ a na vzdalcneišini okraii v pŕipadé, hlcni vc- středu satcl "JI,JU <'"lí/ŕ (2.30.4) Součet obou rozdílů /rychleni /pus" henveh gravitaci a rotaci systému ic-dv A t ('-W A' (&304FJ „•■■vii-ičmmi sdanu satelitu, jehož hmotnost je ,„,. SSfj SSSS — S s,Pov,n iMTM. -náhuho tč.es, jestliže tomu i.ik umí. r* Proto pnuehn m.n.mal.ii vzdálenost plat. ..... (j^ teftkož střední hustota těles ,e přímo úměrná jejich hmotnostem a nepřímo kJc „„ a ..... jsou strední hustotv centrálního tělesa a satelitu. Tento předpoklad platí pro naprosto tuhy satel.t. Jestliže satelit není ideálně tuhy a chova se spíše jako tekutina, pak rkr„ 2,5445 (Ä) ■ . (2.30.8) Tento vztah odvodil v roce 1850 E. Roche, vzdálenost r..,„ ie Kadlcova mt ni i:dálcnost. Pro Měsíc vychází rktti - 2,9 poloměru Země 18 500 km. Větina přirozených satelitu-měsícu ve sluneční soustavě je vně Rocheovy meze. Saturnův měsíc Janus je velmi blízko této vzdálenosti, která je u Saturna přibližně 150000 km. Umělé družice Země jsou vesměs uvnitř prostoru vymezeného Rocheovou mezi Avšak jejich roztrženi zabraňuje pevnost materiálu. Například ocelová plná koule o průměru 1 metr by se rozpadla v důsledku slapových sil teprve ve vzdálenosti přibližně 100 metrů od hmotného bodu, jehož hmotnost by se rovnala hmotnosti Země! 2.31. Poruchy - rušivé gravitační síly Pohyby planet a družic se v praxi počítají nikoli jako probit n těles, ale jako problém dvou těles (Slunce-planeta, Země-Měsíc), avšak s pře Ipo-kladem, že na jejich pohyb působí těleso třetí, které je však příliš vzdálené, Př. ma i malou hmotnost. Vliv gravitačních poruch na pohyb například planety ľ ko- cc s působeny třetím tělesem Aí l/.c odhadnout z představy, že všechna Id" S"JÍ|'V jedfjc" přímce. Vzdálenost Slunce S - planeta P je SP = r0, vzdá-nlaneta /' - rušivé těleso Af je PM r. Gravitační zrychleni, které lí-l^'binoinost, .W ..dělnic Planelě ľ, je M |e-o Sluiw Aí (r + ro)1 iféň** rušivého zrychleni bude ftr - a.s = GM tX— , \ .A . ' r- (r • r„)= > jestliže však ř 'i„ pak lze rozvinout v radu vztah z toho pak s omezením na první dva členy rozvoje 12.31.1) (2.31.2) in- 2GM rn (2.31.3; (2.31.4) a znamená to, že ťidud; rušivých gravitačních sil ubývá s třetí mocninou vzdálenosti rušivé!*1 tělesa. 2.32. Slapy, Příliv a odliv Významným úkazem, který vzniká vlivem gravitačních sil, je přiliv a odliv, pravidelne periodii ks sloupáni a klesáni vodní hladiny, které lze u většiny pobřeží velkých moři snadno pozorovat. Stoupání i pokles hladiny trvá o něco déle než 6 hodin a perioda je přibližné ool wina doby, která uplyne mezi dvěma kulminacemi Měsíce, tedy ]. ľľ'S 3", „ 131. Obdobně úkazy - souhrnně označované slapy - možno zjistit i v kůře zemské. Souvislost se zdánlivým oběhem Měsíce je zřejmá a již Isaac Ni \ • rol íl tz\ statickou teorii slapů. V této teorii se před- pokládá, že změna pol rtěafce t Slunce vzhledem k Zemi je velmi pomalá, > že se v každém okamžiku vytvoří rovnovážné rozděleni vodních mas na zemském povrchu. Dokonalejší . pů je l.aplaceova dynamická teorie. Princip statické to i w uln» ze zjednodušeného modelu Země, která je představována tuhou kouli jejíž tvar se vlivem slapů nemění). Jestliže tato koule je pokryta rovnou:' I hladinou, gravitační zrychlení vyvolané Měsícem v bodě A je podstatní /. totéž zrychleni ve středu Země (bod C) a ještě větší než v bodě B, kterj j icc odvrácen. Vektor vyznačující velikost zrychleni způsobeného Měsícem ve středu Země nutno odečíst od vektorů zrychlení v kte- Zoai jako cdek zdůvodnit k Mésici Oŕr. i'.Jfl. Vznik slapu n.i po i Země viz text). Předpokládá se, že soustava Země-Měsíc se pohybuje kolem Společnél žiště, které v této zjednodušené představě leží ve středu Země v bodě C, Měsíc o hmotnosti M» je považován za těleso nepatrného rozměru. Vzdáleno iěsíce od středu Země je r» a gravitační zrychlení, které Měsíc v bodě C působi .ledy ai, G(Af,t r'i). Jestliže na povrchu Země, jejíž poloměr je R, je očjal ástict v místě vzdáleném o úhel od spojnice střed Země-Měsíc (viz obr. 2,31 a vzdálenost částice od Měsíce je r, pak tento na ni působí zrychlením a CM r '-, Průvodiče r pak ve směru kolmém na tuto spojnici at a sin I . «ii = GA4((r« — R coi *) r » , Ol GM li sin '/' r 1 . 2.^2.1 j Vektorovým odečtením zrychleni a., lze nalézt v odpovídajících směrech výsledné složky zrychleni Mi pro uvazovanou částici bi • os h <;.u R cos jestliže R U l> P«k a tedy lze nalézt, že a právě tak 1 - 2 ( -1 cos '/> R- bt - GM R sin •!> c,' ř>i - G M R cos '/' r„ 2.J2.2) .2.32.4) (2.32.5) což odpovídá výsledku, který byl výše pouze slovnč popsán. V těchto rovnicích jsou ovšem zanedbány členy vyššího řádu. Plyne z toho též, že slapově síly jsou úměrné AI A* ''„kde M ie hmotnost, tělesa slapy působící, R poloměr tělesa, na kterém slapv vznikají, a r„ vzdálenost obou těchto těles. V tomto případě působi Měsíc jako rušivé těleso. Obr. 2.31. tiravii.i... rychli ní fJTQlani Měsícem nti povrchu Země a vc- středu Země. Podobné jako V ikc Slunce způsobuje na Zemi přiliv a odliv. Vzhledem k tomu, že rušivých il ubývá s třetí mocninou vzdálenosti, je účinek Slunce mnohem menší a plyne poměru 2.101" kg / 3,85 . 10- km .Ví 1 1 7,4. 10«kg V1,50 . 108km' kde M0 je hmota Slunce a r jeho vzdálenost. Jestliže Měsíc je v konjunkci nebo i n» 90 91 opozici se Sluncem, slapový účinek obou se sč.ia a přiliv na mořském pohřej, j( nejmohutnější (vvsokv přiliv - sprint; lides). Jelikož zemské těles,, není absolutně lulié, nastáva . v zemské kure přiliv , „j, až několik eentimetr.i. To způsobme, že účinky slapu na vodní hladmé jsou pončk menší, než hv hvly, kdyby Země byla dokonale tuhá koule kromě toho pl-íllv i odliv způsobuje vynucené kmity mořského dna a členitost a rozmanitost poh,^.. zpusobu/e opožděni přilnu oproti horní či dolní kulminaci Městce. Maximy přílivu je opožděno o tzv. přístavní čas, který činí až 5 či 6 hodin. Též veliký, přílivu je různá v důsledku intei (érciice jednotii vv, li přílivových vln. V severní,,, Skotsku jc přiliv až 15 m, v Scvernim moři asi jen 1 metry. Vzájemným třením vodních částic, nárazem vlnobití na pobřeží spod. se zlrá část rotační energie Země. To znamená, že rotace Země se zpomaluje a den sc prodlužuje o OfiOZ s za století. Slapový účinek Země na Atésic jc značně větší v.'hledem k \čt--i lnu.ně naši p]a. nerv, a to v poměru I : 20. Seismografy umístěné na Mčsíd zachytily pohyb* v měsíčním tělese způsobené zemskými slapy. Tyto slapy zřejmé zastavily roiacj Měsíce natolik, že dnes má pouze rotaci synchronizovanou s oběhem kolem Zcrnl Ľkazuje proto pozemskému pozorovateli ten jednu polokouli. Slapv jsou též přiěi-nou, že vzdálenost Měsíce roste, a to přibližné o > cm za rok. 2.33. Určení polohy tělesa v eliptické dráze, Keplerova rovnice Poloha tělesa vc dráze v daném okamžiku / jc jednu/n.iĽnč popsána tvarem dráhy a pravou anomálii. Rcdukuje-lt sc tento problém na kruh dráhu e - 0, pak postačí k jednoznačnému popisu místa, kde se těleso nalézá, poloměr dráhy r, okamžik T, což je průchod smluveným bodem na kruhové dl t/e, který však u eliptické dráhy je definován pericentretn, a uhel U daný vztahem H p '< (2.33.1) kde P je doba oběhu, r čas měřený od okamžiku '/'. Je-li / li pak flj odpovídá střednímu dennímu pohybu.j Úhel M jc ob. i tlieaje totožná s pravou anomálií v případě kruhové dráhy. Pokud jde o eliptickou dráhu například planěly kolem SI v úvahu zákon ploch A a doba oběhu unce, ; ao vzít Je-li celková plocha elipsy sektor \A \A A i ľ kde pak nutně plat i, že pi nab litšný 2.33.2) Ľ'kolem jc určit příslušný sektor elipsy A.-l pomoci pravě anomálie U. Vychází i Hšinoii z představy pomocného tělesa |pomocne planěly) itir, které obíhá kolem V L- ■ lu elipsy po kružnici, jejíž poloměr je roven velké poloose. Doba oběhu pomoc- IK-llO 111 K vat spi) všleného tělesa je /' - láž jako u skutečného w (viz obr. 2.í2y a ohí tělesa i v pei ihelu a ulélu. (l*r tff Určeni puluhv tělesa v clip-rickčdráze. S' - Slunce.." - poloha oUnety, » M ..nonialK. /: - n-rcntrieka anomálie, «n- - poloha pomocného tělesa (podrobněji viz text). Místo, kde pomocné těleso nu- je na kruhové dráze, je průsečík kružnice s kolmici vztyčenou k velké poloose a probíhající elipsou v místě, kde sc nalezne těleso skutečné. K místu, I di « pomocne těleso m,- na kružnici, ic veden pruvodič ze středu elipsy (>, který svitá s velkou poloosou úhel což je excentrická anomálie. Sektor A.! vyntezenj pcnhclcm />, pomocným tělesem mr a Sluncem S je k sektoru elipsy VI v poměru poloos a, b, elipsy, tedy ±A= SAf.. (2.33.3) Kromě lvího ■ ■' ' yseí bez iropihelniku o vrcholech S,»u;0. Kru- hová výseč ic '• podobně trojúhelník je \ a-e sin E, tedy \Afi -=■ | a\E - e sin E) (2.33.4) a z toho \. I | .if)(E - e sin /:') t,ir> čili E — f sin E 2.1 t . (2.33.5) (2.33.6) 93 /eiikoi P"k f-ťsinf *T» -'.t37 „,.r „.., Je i.. irjnM.-cndcn.ni rovnice. Jcji řešeni je m0, ' c.' ie /.uma A.yV.r.s^ " _____.__„.iMfí..n) „„loži ť - d/. '-' --• "c u v nrvem přiblíženi polo/i E ^ICi r iclcsa S UtoÄO ;resP. teta .,,„,; jnlj/k Vztah* pro r a , neisou zde odvozovaný, ale uveden; pr.mo r = 0 . Oélkou vyslupného u/lu a sklonem je dána orientace dráhové roviny v prostoru (obr. 2.1 V Oŕi. 2.33. Blements tlr.iliv planety. Délka perihelu ve dráze to je úhel mezi prusevnici obou rovin a poloosou dráhy i'pŕimkou apsíd , měřený od směru výstupného uzlu k perihelu, nabývá hodnot 0 BZ 360 V odborné literatuře o je tz.v. argument šiřky perihelu. 7, délka perihelu je součet Q iu, tedy dvou úhlu, které neleží ve stejné rovině. Velká poloosa ./, iak>\ i ev. crunciia i. (sou veličiny známé z dřívělšího výkladu. 7" je okamžik průchodu tělesa perihelem většinou uváděný vc světovém čase. i, <■> (nebo popisuji polohu elipsy v prostoru. a, c tvar a velikosl drahý . průchod perihelem umožňu)c určit okamžitou polohu tělesa vc cit > Jelikož l!, ., < ■ nebo .*. jsou závislé na zvoleném souřadném systému, který se v důsledku piv. mění, je vždy nutno k dráhovým elementům připojit údaj, ke které epoše, ij. I počátku kterého roku se elementy vz.tahují. U hyperboh. k\ch drah, kdy ( I, je vedle velké poloosy a, uváděna vzdálenost perihelu 1 ml případ parabolické dráhy, kdy t 1, se patrně nikdy v přírodě nevyskytuje, avšak je dobrým přiblížením pro předběžný výpočet drah komet, u kierýcl I Předpokladem i 1 se zmenši počet dráhových ele- 95 „........t*m3S&***ls^m'* rovánl mum cli I >M - jnč /Ľn)skL.h() někdy pŕiponue liJ-" ľjhilltj 23 r>r.ih.i zemŕ Střední um*!*1 Ua* ivlka poloosa drdhv Mccntnciia mjJá poloosa perihclovii vzdálenost aldovi TirtWftlMI ro/dil ^' doba průchodu pcnhelem doba průchodu aíelem llíto ic přibližně o t dm delší) střední denní pohyb siderická doba oběhu perihelu tropická Joba oběhu perihelu .vzhledem k jarnímu bodu Slunce a(i-r) «(1 r i) --.1(1—ŕ) Ho,6 . H'" km 0,0167 0,9998 a 147 . ID" km l=ij , 10* km 5 . 10" km 3. ledna 4. července ■ mtz ± 5 km m 3,3 59 8, 1U290 let JO 000 let. I Jen Perihel se tudíž vzhledem k nopickcmu roku zpoíduje přibližné ■ 11 MSt I í I ' TO ta prechod Země perihe.cn, souhlasil se zimním slunovratem. , Za 10 000 lc bude p. » spadat do (enúto období na severní polokouli, což muže míl nevelký, ale znatelný vln • Uma,) 2.35. Princip určení gravitačního potenciálu planet pomocí umělých družic Pohyb hmotného bodu v gravitačním poli nějakého tele ideální kepJerovská dráha, pokud ústřední těleso je homogenní koule. Avšak poli y buje-li se např. umélá družice v blízkosti Země, Měsíce, planet apod., pak jakékoli, nepravt delnosti v rozloženi hmoty a nepravidelný tvar planety způsobují měřitelné poruchy v její dráze. Gravitační pole centrálního tělesa je totiž velmi jednoduché v případ . že jde o homogenní kouli. Závisí jen na vzdálenosti od středu tělesa. Jakmile však je hmota v kouli nerovnoměrně rozložena nebo těleso není kulově symetrické, pak gravitační potenciál závisí i na směru, tedy u planety závisí na planetocentricfcé sirce a délce (u Země na zeměpisné šířce a délce) a vztah pro gravitační potenciál . jlaměine •dn/m . 1 >a se však vyiádřit pomoci řady, ve které icdnotlivé členy závísi ak na prúvndiči. lak na planetocentrické šířce a délce. Členy záviseiici na planeto-entrické šířce isou charakterizovány zonálními koeficienty Ji, Ta, ..., J,„ kdežto 'lenv závisející na délce a současné 1 šířce JSOU charakterizovány koeficienty tesse-rálnimi /■., ./a.. Jttt f**t ■■■■>J»m. 1 Isou to v podstatě tzv. sférické harmonické koeficienty nebo Stokcsovv konstanty [eiich hodnoty popisuji průběh gravitačního pofe konkrétního lělesa ^ 0.120 *~ ^-^,-./jry- Obr 2.34- Kovnik,OL /ploštěni ekvipotenciálmcb ploch tři kosmických těles: Marsu, Měsíce ■í Země, /iišiěnc pomoci umelých družic. Zploštění jc ovšem pro názornost vyznačeno elipsami I přehnanou exccuii k nou Mars je na rovniku protáhlý tak, že v oblasti Tharsis je ekvinoteneiálni plocha 0,4 kin nad ! mým kruhovým tvarem rovniku. Těž plocha u Měsice je protáhlá Ví směru střed Měsíce Země a na odvrácené strane Měsíce je 120 metrů nad idealizovaným kruho-vvm tvarem rovníku K •lalivné nejméně zploštělá je ekvi potenciální plocha podél rovniku Země rakvi/u M Zploštěni Zemi uréeiu pozemskou geodézii a z druiic Pozemskými metodami: Z dru/n Mcchain. Uelambre (1810' LIipsoiJ Bcsselúv (1841 < larkúv (1880) Hayiordův (1911); ■mezinárodni od 1024 do lufi7) Krasovského (19441 Hiichar 1191,2) První ItondiwdM Zenu Smithsonianovv astrotvztkálni observatoře SAO (1966) 1 .codeticky referenční system, I.ucern (19671 l mezinárodni od r. 1961 Druhá jr /.cíne ____-Híntibv «líl..«a_ ,e k rovině ekliptiky skloněnu perigeum. mésicn/ho Jisku a na; («o doby sc.MěsiV pohybuje nu/vcb oJ okamžiku novu ,e . - d a pi,sieJni čtvrt prihlizric. zhruba 7 Jru. UpW* nastáva v Job. star. . 22. den po novu Měsíc koná tuto pout ROB . tUBsWO Společné těžiště WUSOH 4671 lun oJ středu Země. Rovina n,e M š S 43 tento sklon ponékuJ kolísa. 'Ä » Ä Měsíce ne.v.ce př,bbžu,e Zem » |M naopak místo ne,vzJálené,ši ,e odzen,, - apogeum . -/,mjc_Mésic ,= 384 405 km = 60,1 A?, . Střední vzJa/enosr Zeme—Aiesic nevětší vzdálenost (Misie v apogeu W 740 km , ncmenš, vzJálenost (Měsíc » perigeu 156 410 km . Doby oběhu .Měsíce jc možno rozdělit na dvě základni oběžnou dobu wiodic-kou a sider.ckou, tedy měsíc synodiekv a měsíc s.dencky. /. Sidencky měsíc je oběžná doba vzhledem k hvězdám a cm _/.s_ I Of-o ,rcj. meh s/unečnich dnů. 2. Synodiekv měsíc je oběžná doba Měsíce vzhledem ke Slunci [elikož se Slunce během síderického oběhu Měsíce pomalu posouvá každv den téměi o stu. peň k východu, tedy za 27,3 dne přibližné o necelých 27 , prodlouží se délk.i s ,,„. dického měsíce na 29,530 59 středních dnú. Odpovídá Jobě, ve kterc se v\ tj rdajj všechny měsíční fáze. Další důležité doby oběhu Měsíce jsou měsíc tropický řvzhledem k |ai ninu, bodu), měsíc anomalistický vzhledem k přímce apsid l mésic drakonu I |,|Ľ. dem k uzlu měsíční dráhy}. Tropický měsíc je oběžná doba vzhledem k jarnímu bodu. Jarní bod se | l)1JVj vlivem precese ročně přibližné o 50,3* na západ, tedy vstříc měsíčnímu pohybu Za sidencky měsíc toto posunuti bude zhruba 4 , a proto tropický měsíi j než sidencky. Délka tropického měsíce je 27,321 58 středních dnu. Konečné měsíc drakonický je doba, kterou Měsíc potřebuje, aby dospěl mrupného uzlu své dráhy. Uzel se posouvá proti pohybu Měsíce tak, ž, celý obéh po měsíční dráze za 18,66 roku; drakomeký měsíc jc kratší ,lcž 27, 2J2 22 středních dnů. /\nomaJistickv mésic je 27,554 6 dnu Všechny tyto pohyby se ovsem vztahu/l na střed Země Kromé toho vykonává samo měsíční těleso kolem své osv rotace perm, 1, i kv zc^]' Sí ""^ 'ÍbraCC ' mOŽno ,c ™ do , sku' pm. a, zdanuve Čt opucké hbrace, způsobené vzácným poWveofm P...... . m t do koná ,cký, , Měsíce, b) fyzické librace, skutečné kývavě pohyby mčsičniho tělesa. Ve srovnáni MOU optické librace závažnější, neboť dosahuji značných hodnot. Osa Měsíce má k ekliptice sklon KM 2" , to znamená, že měsíční rovník ie skloněn k ekliptice v uhlu 1 Současně sklon dráhy Měsíce k ekliptice je 5*9 Sklon rovníku Měsíce se teJy měni vzhledem k pozemskému pozorovateli v mezích I o 40 a tento výkyv nazýváme optickou libraci v šířce. Opucká librace v délce v/niká Um, že Měsíc se rovnoměrně otáčí kolem vlasmi osy (v souhlase sc zachováním momentu setrvačnosti), ale pohybuje se nerovnoměrně po elipse kolem íífrr 'j:tti. I.ihracc Mcucc v iifcc. lehko/, měsíční rovník ie skloněn približní- D t slupnu nřcsněii n 10 i k jeho dráze koleni Zemi-, ,in se pozorovaieli ze Země zdanlivé siicd Miésiémho kotouěc- icdnou hUíc t severnímu iněsiěniniu pólu- podruhé olt/c- k ii/ininu. \'a obrázku neisou rozměry Zcmč a Měníce w.hovinv ve -ipravncin poměru ití ' jf| droí■■o ?1ésíce f /emě iv souhlase se zákonem ploch; ľo znamená, že jednou k nam natáčí více polokouli východní, během druhé poloviny oběhu více polokouli západní. Výkyvy dosahují až 7 51 • velikost uhlu roz.kyvu se měří zc středu Měsíce: Konečně máme takzvanou libná pai al.iktickou Vzniká tiui, že Měsíc není pozorován ze středu /emě, ale ■■ jejího povrchu, což nelze vzhledem k poměrně nepatrné vzdálenosti Měsíce zanedbat. Je-li totiž. Měsíc v poledníku, divá sc na něj pozemský pozorovatel zepředu, avšak ic-li na obzoru, jeví sc trochu z boku. Tyto výkyvy dosahuii neivětši hodnotv u obzoru, a to až - 1 2'. Nepatrná fyzická librace vzniká tím, že Měsíc není dokonalou kouli, nvbrž utvař, ve kterém není hmota sféricky symetricky rozložena, Měsíc sc proto skutečně kývá. Pohyb Měsíce 'Koleni Země v podstatě nemění základní charakter dráhy Měsíce kolem Slunce, která )c konkávni. To znamená, že dráha Měsíce vzhledem kc Slunci se icn velmi malo liší od dráhy Země NcjtOU zde žádné „vlny", |ak se na základě povrchního u-.u.il.u /dalo Ve skutečnost. Měsíc ,en nepatrně periodicky „kolisá" kolem téměř knihou- dtahv Země. Za polovinu svnodickcho oběhu Měsíce kolem Země iibéhn- u Země - M&fc 14*9 na dráze kolem Slunce, coi íe přibližně 38 . 10" km. Za tu dobu sc zrněni vzdálenost Měsíc - Slunce 2 . 384 000 km — ^0,77 In 1 u o.ii2 uběhnuté dráhy. Alésie sc Mti, kolem vlastni ale kolem /cíne otulia |v. elipM 'imkA librace v míviěni dttCfc nSĽnlhí) kotouče ic během icJ-noho obihu bude irnn.lukv pownrl kolem hodu .1 na Měsíci Vrlikoti Zemí * Melice i rxcrniricita drihv nr.snu /achovan\ Obr. 2.37. Jrhkc osy rovnoměrně, nerovnoměrné, c Zdanlivý \\ta\ i 1€1 V pohybu Mésice se odráží mnoho vlnu. Je tfl především nerovnoměrnost která má príčinu v excentricite dráhy (resp. zákonu ploch). V perigeu sc p„|„hJ Měsíce mění rvehlcii než v apogeu. lato takzvaná velká nerovnost v niěsiěnirn pohybu, COŽ ie rozdíl polohy myšleného .Měsíce pohyhuiiciho se po kruhově drú,ť a skutečného Měsíce, le do jisté míry analogii časovo rovnice Maximální ros^u mezi skurečnvm a rovnoměrným Měsícem ie až 6 I / .! Obr. 2.38. Opncka Itbtacv Měsice Ze iři hoj u .1, «, ij na povrchu A-nii- -.c promila na oblohu do misi , .11: MěsK Xdjnhv\ srŕcj mčMťruho knlouCc pro zorovatclc \ hodu A není týž jako pro pozorovatele v bodu It neho t /měna zdanlivého stredu inČMémh,, kotouěe se bude měnu i pro pozorovatele n.i . i-mskcni rovníku heliem dne Další nepravidelnosti Vznikají rušivým účinkem sil Slunce, tedy rozdílem zrychlení Země - Slunce, tj. _ «ú =° 2GM -j- , kde R je vzdálenost Země—Měsíc, r vzdálenost Slunce—Měsíc. V koniunkci a v opozici s Měsícem působí Slunce zrychleni a směrem od Zemí \ první a druhé čtvrti je a~, 2 směrem k Zemi a při clongaci Měsíce 54 49 Slunci isobí zrychlení ií | 2 kolmo na průvodič Země - Měsíc, čili tangenciální Složka zrychleni působící radiálně, t|. k Zemi nebo od Země, mini ■ ■: nost Měsíce. Tangenciální tečné zrychlení vyvolává změnu rychlosti ve dráze, b čně složka a0 kolmá k rovině dráhy Měsice se snaží rovinu dráhy onen t ov.i ,. aby kolmá složka síly působící zrychleni byla co neimenší. Podstatné poruch; Iráze Měsíce působené Sluncem jsou ; I. Evekce - variace ve velké nerovnosti měsíčního pohybu závisle na p vcnl Slunce k přímce apsid. Vyvolává odchylky až 1 16 s periodou přibližnř dnu. 2. Variace v měsíční dráze - tečná složka zrychleni u působí zbrzdi icbo zrychleni měsíčního pohybu a má čtrnáctidenní periodu s amplitud.,u n. 10 . 3. Roční nerovnost způsobená změnou radiálni složkv a,- v důsledku i i lilné vzdálenosti od Slunce v perigeu a apogeu, doba oběhu se mění v mezích přibližní 10 minut. 102 třeba poznamenal, že l/v. velká nerovnost a evekce byla v podstatě známa pí. r „,vi i ne-li Hipparchnvíl. Variace a roční nerovnost v pohvbu Měsíce piolemaio* . L.v,| Tvcho Hrahc. . .jnjto periodickvin nepi a\•ulelnosiem přístupu|e sekulární zrychlováni mě-• iho pohybu, což znamená odchylku přibližně 6' 101) let v poloze měsíčního S|K'ku ni oblOW Skutečná hodnota te H . Přebytek 2° sc přičítá zpomalováni rotace Země • 3H OkI< drilu Zenu- .i Měsíce vzhledem ke Slunci. |ak patrnu, dráhv se hii jen nepatrní. 0* Současné s těmiio poruchami stáčí se přímka apsid v periodě 8,H5 let laku i uzel měsíční dráhy. Stáčeni u/Ju dráhy ie důsledek toho, že Slunce se snaží srovnat rovinu dráh; Mésfóe do rovinj ekliptiky To znamená, že měsíční dráha vykonává jisty druh prccesniho pohvbu s periodou 18,6 lei. 2.37. Zatmění Slunce a Měsíce S pohybem Měsíce úzce souvisí zatměni Slunce a Měsíce a zákryty hvězd. Zatměni nastává, dopadne-li na pozorovací místo stín Měsíce, což nastáva pri zatměni Slunce, neb i vitoUpl-li Měsíc do stínu Země, což nastane při zatměni Měsíce. Délka stínu Země nebo Měsíce závisí na poloměru Slunce, Země nebo Měsice a na vzájemné v, , n.r.-t těles. Prvé hodnoty jsou stálé, druhé se mění v malých mezích. Tečné papr-i hmot ohraničuji jednak polostin, ze kterého pozoro- vatel vidi jen částečně zakryté Slunce, jednak ohraničuji plny stín. ze kterého pozorovatel vidi Sluní ■ ryl ľn'.osiin i plnv Min je kužel, jehož vrchol leží na ose stínu Důležitá je otáži r tstal úplni zatměni Měsice nebo Slunce. To zna- mená, zda dopadne na Zemi nebo na Měsíc plný stín. Záleží na tom, zda plný stín má nejméně takovou délku, aby alespoň jeho vrchol dopadl na Zemi (nebo na Měsíc). Je-li R poloměr Slunce, R polomči Měsíce (Země) a r jejich vzájemná 103 vzdálenost, pak z obrázku 2 IUstudno plyne, JMOíSSftu sunii ■/ v/tah DoMdf-íi se H H \JA tůtc kilomcii u. /a poloméi 'Země f i. U UsJc fci|o,r]l. za vzdálenost r 14Q šixj tis/c kilomerni ■ a polomit Slunce <Í96,I tisjt jjSÍ metrů, pak délka plného st/nu .Vlésíee 373 iHH' km, Zemé 1 ÍW Hlki km Jelikož v/dalenoM Země od Miske je přibližné tSO 000 km, dopadne na p,)v Země právě tak konec stínu Měsíce, 10 znamená. že lip/ne zatměni Slunce nusi'^'1 jen ť těch místech, kam vrchol Minu dosáhne jelikož v/dá lenost Měsíce je ' . měnná, mtiže nastat zatměni Slunce: ' Ořr 2 40. tldnizenj délkv Slinu Země «00 MSke 1. částečné, kdy na pozorovací místo dopadá jedině polosiin, 2. úplné, kdy na pozorovací místo blízko osy stinu dopadá alespoň vrchol úplného stínu, 3. kruhové (prstencové), kdy na pozorovací místo, ležící na ose stinu, nedopadne již měsíční stín, který je kratší než okamžitá vzdálenost Země - Měsíc Okolnost, že délka stínu Měsíce muže být shodná se vzdáleností Země—Měsíc, plyne již z toho, že shodou okolností zdánlivý průměr Měsíce i Slunce, ted y zorný úhel, pod kterým vidíme obé tělesa, je stejný. Střední zdánlivý poloměr obou těles je přibližně 15'. Tečné paprsky plného sunu svírají přibližně Stejný úhel. 1 id kterým se jeví zdánlivý průměr Slunce i Měsíce. Jelikož úplné zatmění Slunce je možné pozorovat jen v místech, kde přejde stopa plného stínu po povrchu Země - v pásmu totality - je okamžik úplného zatměni jednak krátký, ma>rirnálně sedm minut, jednak vzácný pro určité misio. \ipříklad v Čechách v tomto století nastává jedno úplné zatmění Slunce, a to v n >ce 1990, Částečná zatměni Slunce jsou již méně vzácná. Úplni sluneční zatmění jsou přírodní jevy nejen zajímavé, ale i důl žité pro různé obory astronomie i astrofyziky, proto se konají vědecké výpravy do míst kde sluneční zatmění nastane. 104 Měsič.u zatměni jsou uprou „.„„, po/o.ovaielná všude lam, kde praví v dobé zaiméní je Měsíc nad obzorem, také dob:, zatměni je nepoměrně delší, nebot zemsky stín w v/dalcnnsii Měsíce má polome. S2 , t,. trojnásobek zdánlivého poloměru měsíčního disko. Při úplném totálním zatměni nemiz, Měsíc zcela, nvbrž. /ústava vidnclnv a má „„..vohnědé zabarveni |e 10 způsobeno Um, že leéné paprsky musí u povrchu hranice ralmění částečného <»/tr.!'.v/. Schéltl.i zatměni SJuuee Země prolit aii.ľ •.: de se lamou směrem do stinu. Jelikož, krátkovlnné zářeni se většinou atmosférou Země pohltí, procházejte! zářeni má zdánlivý nadbytek červeného svěil.i Aiiiioslencké podmínky jsou velice proměnlivé, takže i hustota stínu Země se míní .1 jasnoíl .1111 zabarveni Měsíce při úplném zatměni nejsou vždy stejné. Předpovídáni zatměni bylo jedním / úkolu, které se podařilo rozřešit již starověké astronomii. První podmínkou pro vznik zatměni je, aby v době konjunkce, resp. v době opozice se Sluncem bvl Mésj, \ blízkosti uzlu své dráhy. Pro úplné nebo kruhovc zatměni Slunce mu býl tato podmínka splněna přísně, pro zatměni Měsíce muže být střed Měsíce vzdálen I 2 od ekliptiky, aby nastalo úplné zatměni, 3 4 , aby nastalo částečné zatmení I I . aby Měsíc vstoupil do polostínu. Kdyby st V ■, ekliptice, nastávalo by každý měsíc jedno zatměni Slunce a jedn- •. c. avšak sklon dráhy měsíční omezuje vznik zatměni ion na určíte ol ... i dj Viěsic je v konjunkci nebo v opozici se Sluncem (tj. v novu nebo úplftl eft V jednom z uzlu své dráhy (tj. v rovině dráhy Země). Jinými slcn\ iroč zatměni nenastává při každém novu a úplňku, je sklon měsíční dráhy ke diá/c Země. K zaimění tedy může dojit jen tehdy, je-li Měsíc v okamžiku Konjunkce nebo opozice se Sluncem v uzlu měsíční dráhy. I když se 10 zdi paradoxní, počet slunečních zatmění je větší než měsíčních. Souvisí 10 s jednoduchým taktem, že stínový kužel se za Zemi zužuje, kdežto směrem ke Slunci rozšiřuje. To znamená, že oblast, ze které může Měsíc na Zem 105 - i,,, í-ikrvi ftíneW Zemí. Prut,, I hlast kde AIrsJC mU7C Oŕ, í«? Schéma zatměni Měsíce Ä n»5leně rovin* kulme n.. osu srinu a proloženě okamJi,01| drahou Měsíce ic promítnuta ohlásí plného slinu a polostinu. kterou prochází Měsíc. 242 drakonických misku trvá 6585,36 dnu = 18 let 11 dni 8*40". Je-li Vlésfc některý den v novu (nebo úplňku) a současně v uzlu své dráhy, bude sL- .lejna situace opakovat za 18 let II dní, čili za 223 synodiekveh měsíců. V periodě saro* nastává 70 zatmění, z toho 41 slunečních a 29 měsíčních. Ovšem počet dnů u 223 synodiekveh a 242 drakonických měsíců presne nesouhlasí, rozdíl je 0,04 dne (přibližně hodina) a průchod Měsíce uzlem nastane . pfg, tím období sarosu o 1 hodinu později než v období předešlém. To známi lá, že zatměni nebudou přesné stejná, nýbrž například zatměni Měsíce začne jal částečné, po několika periodách sarosu bude úplné, později se zase stane čistec ni, až zamkne, aby bylo nahrazeno nově vznikajícím zatměním. V období 1000 let je 1543 měsíčních zatmění a 2375 slunečních zatměni ozo-rovatelných z některého místa na Zemi), z toho: úplných částečných prstencových prstencových úplných* slunečních 659 838 773 105 měsíčních 716 827 * Prstencová zatmění mohou byt pro některé místo na Zemi i úplná. 106 u., 243. Poměr pravděpodnliiinsii natká sluncínih,, a misiemi,,. ti_ľľ.JLil .11 d„ikn,u„ ^ttoTOr^, Praví,ak e tomu | a „„...c,,,,.,, ,.„ :, \W-mcc « J- »!• »"jllr"l"l. N« obřízku ,o Ktamitiekj ta klllm\™ /.ozraCuie W* P'*' '*''r'''»- fadmfafci pro vafli .luneíml,,, zatmľn, je al í JohC- kooiookc- SJoo^ro v,.. rachU*.....líkHptUg „„ ±1)7 Ľ mésiŕnidi i nastalo RAfnoA !;rr.,7u«Aňnui ľeíoeho paprsku Prtyi^mmu iTn^iÄ^KTr^ľ Zcmŕ-. n,Ľ vině dráhy Země , aby Měsíc nebyl \3**» Pro „P-vici « Stonem ,„,nSo Í(,m'mV' wH^? SSrttÍLSS vzniku sluiH-inih,. u měsíčního zatměn, Slunccn, zalniěn, 'sou „Jv a-,ně,í, luMkci 2.6 ťplnd zatměni Slunce viditelná do roku P.ll „lil I Ihlasi viditelnosti mas. délka totahtv v i JO. července lot, l in. kvěma I1"'"' |3 listopadu toio. 33, záři I9M 7. března 1070 10. července I«72 31). června 197 1 20. června i 171 23. října 1970 12. října 1177 26. února 1999 16 února 1'iKU JI. července 198] 11. června LtS 22. listopadu l"S I 12. listopadu 1. ři|na l«)S(i 2«. března los 18. března I0RH 22. července 1990 II. července 199 10. června 1992 3. listopadu 19*1 24. října IMS 9. března 1995 26. února IQuh 11. srpna (999 Aljaška lludsonuv zaliv (25) Tichý oceán (5,3) Holme. Ariíenuna, Brazílie I I M Arktida, Sibiř, Cina (1.0) Mcsik,'. 1 l,,t „la 1, l severovýchodní Asie. Kanada, Labrador 1.2,7) h/iu Amerika. Alrika. Atlantlckv isran 7J severozápadní Austrálie, Indicky uceán (5,3) Muka. Austrálie, Indický uceán a Tichy oceán 4,4i Venezuela, Tichy oceán ,2,8) usa, Kanada. Tichý oceán, Severní ledově moře (2,7) \toka.Indi,'. Atlanuckv a Indicky neeán 4.1 Tichý ocein, Sibiř (2,Z) ?av». Tichý ocein f5,4) I ichy uceán, Patagonic (2.1) \ntarktido (0,8) Grónsko (1,7) Atlantický oceán, rovníková Alrika (0,3 stu .i I iilo oceán. Sumatra 4.0 i Mkiula, severovýchodní Sibiř (2,0 I uliv oceán, Havui. Siředni Amerika 7.11 ii/ni Atlanticky oceán (5,4) 1'iJo oceán, lízni Amerika (4.6) i ii !i\ aecéfl a Indicky oceán (2.41 východní Sit-iiř (2,8) I kIi\ oceán ,i Atlanticky oceán. Střední Amerika (4,4) .padni a sircdni F.vropa. (ran. Indie (2,61 107 ku -•..... Ti 11 n 7 ,'crvcn^c ľ*' .•s „Srrvnj HM |v. prosince ľW-1 14. cVrvti* 1*0* 11 JuNu l'W 17 srpru HW 10 unora fi .rprui I0"' lil pn>un.e I"71 i_ í. irmu I""* 14 |g imopaJu MTM I Julwa tW 10 íjlfl N> I . Mtzru I--" " ledna 1""-i Mou ľ*' ;* ruín 1*11 |ľ. fuai Ha* lľ. irpoj l»W unon I"1 I). (tmu tosC 10, prmtrwr |*»_* JS1. luiorwdu Iswl 21 iiŕmi IW I 4. dubna I'M» .'7 «*fi |S«o 24 MruM 1«*? l« aŕi IM7 21 U H 17 I ». | 1>I 4 0» I I I •> 11 1« « J I-' -■I IN 1» .1) 1« i :« |« IN i« n i: m |< II I VI 2 14 m w 4 » 22 17 1 41 I W :i --i i 07 4 04 (i "J I I" I ill | oi |4 1« M .11 .11 14 _>ii 22 h b |u 42 I t* 1» 4-i 0 0« 7 01 t 17 « 14 jú s; H n v r< 4 V» 4 IM 2*1 1» » »7 . 0 41 : :» 4 2« t 11 1 II li I I VI 4 07 21 »i 2^ <7 ■ n 21 w 71 U 1« IM 20 M 4 11 'n n n » 17 l'i 41 U M 2« In 2 1 47 M U vi 11 IN * I 1 10 22 1 0 1 21 VI 14 '.17 '•U "J» Ml °* U '.71 "d* «* I* U) »J» °J7 'J! IJl 1« ■i7 «* ■« I* •>* '23 «01 ■v? 129 •A ■a 1 jMiM.' -' * Pf.i.i.-.i " ."Iik'."1'1 rtmiiHnli* '■."."''i" 'i" ruku HUHU _■ ---■ l>aturn /ačaiek Střed Konev VcliknV J0. Ivílrw ľ"." 21.1 |l> 41 II 11.li (1.62 10 UJÍ i n 42 12 IS.ri 11,11 25. imoni Iľ71 ■i l.'.l lll SI II 17.7 H.V4 12. kvilní ľ»7i 1, 2lai 7 IM ■ l'..l M II JU. dutina ľ'.' 10 OH.o II H 11 OlJl 11.11 |V protincc IMH2 v 20.li V 2S> 10 W.4 0..I1 III llŕtlM I'1H4 17 40,0 |K 4M 1 u.iM.iv.i, u p konči /aktyi |ak icniu |c\ probíhá pto pozemského poztiruvjtclc t Mhk %c pomalu bllžl k hvŕzdŕ a tŕsnč pred ok;im/t Jtein. kd\ tí.i |.....n v.i. i miMi. dopadne hianiec slinu, ic hvízda pfimo u mŕslčníhn okraie Mn icv byl pttzurui aielm, tmi'.l byt hvŕ/iln íloslaleénŕ lasná, nebol sUhsl Im'/Jv isou piezjrcin |.ľ.em M. i . Ilohti- l'.ou pi./i.i.is.nclnr /akivtv pinizc nu iicoMťilfiu m ■ i ety s iibdobí pr. 'vrii Niiini. ..vi-m pou>lt dalekohledu, kirn ia% MŕMec. uikoílo plošného obiekiu, mií>I, j naopak i.is bixlového zdroie, iako |e hv<',-.!i i ľ.'itiiK-i zikrviu hvŕ/il ic uio/no doplnil udaic o pohvbu Wbáat ľ. Mŕed Ktimťin. 7*i koor. upil* r.i sh' Obdobou zjimenl ivni ziknív hvězd Mř»Kcm .NlŕMs /jkrvva i mtatnl i iťlevi. dothazl tak k zakrvfúm hvezd. AvSak mbto stínového ku>el>- K ,dr itiar ráke, neNit paprskv ivhj praknekv rovnobežne lusledku ■' /-Ulet» hvezd Sflnovi valce a iisiych nknlmnii. zavislvth ru vzaiemne pod h, \St% j Zeme, mílie dopadnout na /tmi Salc/i-li *e pozoriivatri sem it noidl r**hopiiclnc hvŕ/du. tpttfl ii vlak u meik'ntho kraic, nalc/i-li bi ■ífcraii vafce PrúvcJlk stlnoveiV, valce , prrvnhem /cmt ohrjnicuK 3. Záření v astrofyzice 3.1. Základní vlastnosti plazmatu V průchozích kapitolách byla popisována vzájemná působeni jcd not/iwcrt lěies gravitačními silami. V kosmickém prostoru však velmi často d0eh.. fe vzájemnému působení elektricky nabitých částic. Klefctricky neutrálni rW působí na sebe silami, které se uplatni pouze při velmi těsném přiblíženi. Map^ tomu elektricky nabité částice vytvářejí pole, ve kterém se upiatňuú coulornbo^ síly a jejich prostiedructvím působí takové částice nejen vzájemně n.i sebe, ale i ^ neutrální částice (ruší dráhy elektronu uvnitř atomů) a ovlivňuji nebo jsou san]i ovlivňovány vnějším elektrickým či magnetickým polem. Soubor velkého množství elektricky nabitých a neutrálních častíc se obecj; označuje pojmem plaziiht, v konkrétních astrofyzikálních podmínkách |de tCDlr. vždy o ionizovaný plyn, neboť, aby plyn se choval jako plazma, musí umně obs, hovar jistý počet volných elektronů. Podmínky, které vedou k ionizai i plynu, j^ diskutovány v kapitole 3.7. Jestliže je v atmosféře hvězdy nebo v mezihvězdném prostoru dostatečná zářit energie, dochází k úplné ionizaci. Aby plyn byl plazmatem, musí hýl splněn určitá kritéria jeho makroskopických vlastností. Prvním kritériem |e poměr lineárního rozměru plazmatického útvai u Z. a vzdi lenosti, ve které působí ještě náboj jednotlivé částice. V plazmatu j: vždy sou časně čásu'ce s kladným i záporným nábojem. Elektron o náboji e je obklopc opačné nabitými částicemi, ionty, které zastiňují jeho pole tak, že v ji; dálenw D je nulové. Tuto vzdálenost odvodil Debye, který nalezl vztah 0= IJI_Y" \ 4nne* / ' (3.1 kde * ,e Boltzmannova konstanta (1,38 . 10 « J K '), T ,e teplota . Keivined a n te počet častíc v 1 m* , „ábojem e. (Tento vztah platí pro elekt,, .iyty, a™ Jze ,e, použít t pro plynné prostředí.) Jestliže například lineární rozměr ionizon 110 „eho oblaku ie /., pak aby tento oblak sc- choval v celku tako elektricky neutrální .hickt. musi hvi značně vělši než /), tedy ;- O • (3.12) pj|;í - druhé duležiic- kriterium, nutne pro existenci plazmatu, |e, aby Dcbycova v/dalenosi byla natolik velká, aby koule, |c|iž poloměr je právě /), obsahovala více než icdnu nabitou částici, tedy \P*D* 1 (3.1.3) 1 y,o podmínky musí byl splněny lež proto, aby naboie icdnotlivých částic neovlivnily icncli tepelný pohyb, a tudíž nedošlo k určité polarizaci v ionizovaném oblaku. Jestliže nějaký prostor n formě koule o poloměru • jc naplněn částicemi „ tiáboii i/, pak potenciální energie ledně částice je dána součinem elektrického potenciálu I' v daném místě a nábo|e j, tedy ,. celkový nábot 1 ■/ ; i i kĽ pi>|, které ,e violám. nosunmím tcdnothvvch naho,,, ,e dine vztahem 8 4tC"1, (3.1.,, + + + + + + ++ + + + +^ + + + + + + ++ + + + +^ + + + + + ++ + + + + + + + + + + + + + + + + + + + + + + ++ + + + + + + + + + + + + + + + + + — — —— — — — — — — — ~ <>h. 3.1. Schematicko rozvrstveni y>\\iM Vrstva plazmatu o tloušťce / mi nepatrně?!! ■ icmně pnsunmv kladne a záporne částice o vidi I I___J lenost I Vííjemne pújflbetu ůisitc se »nail^ H ů r* " H žit hodnom ľ na minium i 11,11 kde e je nábo; eJektronu, n jejich počet v jednotkovém objemu a I velikost vv-sunuti. Síla na jednotku plochy, která ptisobi na jednotlivý elektron v plazmatu je v podstatě náboj na jednotku plochy násobeny velikosti elektrt- kého pole g a tudíž Lneh -irtn-e-L. I . (3.18 Hmota na jednotku plochy, na kterou tato sila působí, je součin veli ostí plazmatického útvaru L 3>J, hmoty elektronu m a jejich počtu v jedno;] objemu Pohybová rovnice, čili hmota násobená zrychlením, se musí rovnat ti. která toto urychlení působí, a má tvar Lmn~át- ^Tn-'e-Z. I , (3.1.9) kde d* I g-j zrychleni elektronů . Integrací této rovnice a jednoduchou úpravou možno ziistit, žc J= z4 exp (i 2t i r), (3.i.i(^ kde A je amplituda a . frekvence oscilace plazmatu. Jak je zřejmé, , závisí především na hustotě" volných elektronů, neboť ostatní veličinv jsou konstantami. Frekvence vyjádřeni v Hz je („e^my l:'kc ľll''ln'"L'"o P"kud se v něm spaluji látky snadno lonizovatelné. amiosféra nasi Země se 1 části také chová jako makroskopické plazma ktfak ivpickvmi příklady kosmických plazmatických útvaru jc slonečni koróna, inezihvézainý ionizovaný vodík a atmosféry žhavých hvězd, a pochopitelně plazmou ji0u 1 rutra hvězd 3.2. Pohyb nabité částice V předešlém odstavci se posuzovalo především chováni velkého počtu nabitých částic v ionizovaném plynu. Avšak v různých konkrétních případech nutno studovat chování jednotlivých částic v elektrickém nebo magnetickém poli. V podstatě sc jedná 0 dva druhy částic s kladným, resp. záporným nábojem q, avšak s různou hmotnosti tzn., že v jednotlivých příkladech se zamění pouze hodnota hmotnosti elektronu w,., resp. trn. Pohyb nabité částice v konstantním elektrickém poli B je steiný ]ako pohyb nějaké částice v poli gravitačním. Nci-jednodušší případ te lovnoměrné zrychlený pohyb ve směru pole, který lze popsal rovnicí dť qE. dt (3.2.1 Zde je pohyb části s c rovnoběžný s elektrickým polem a rychlost neustále roste, pokud je toto pol n■ 1 mini. Naproti tomu pohyb nabité částice v magnetickém poli jc poněkud složitější. Magnetické pole pů lobl pouze na složku rychlosti kolmou k tomuto poli. Jestliže se nabité částice pohj iji kolmo ke směru magnetického pole rychlostí v, pak toto pole působí silon F v B a příslušná tovnice je m d*' qvB (3.2.2) Tento vztah popi: ijc působeni Lorentzovy sily na pohybující se náboj. Příslušné veličiny jsou vyj v soustavě elektromagnetických (CGS,.,„) jednotek. Ve starší soustavě cieľ troí 1 atických lednotck (CGS„) odvozených též z CGS soustavy (někdy též označované iako soustava Gaussova) nutno psát vztah '.v ■ B), (3.2.3) kde c je rychlou izčtla, 2.9979 . 1010 cm s ', fí je v gaussech, náboj q v jed- 113 notkách COS,., u., náboj elekironu t 4.80. 10 COS.., náboj po/.„r má kladné znaménko), ľ je v dynech. Pro soustavu icdnoiek SI | lež raciiiimi, ' vana soustava) plaii vztah F yv B, kJc Fjc sila v ncxvtonech, y náboi y ĽO" " lombcch, ľ rychlost v m s 1 .1 B magnetická indukce v T H"h m -'). Pii praktickém používáni vztahu uváděných v různé literatúre nutno rozliš„v. mezi B i, vyjádřenou v CGS,. a v COS,.,,, swMBrVr vjffUMecfaj*iateanitoumjc? nencfcého pole // (vyjádřenou v CCíS... a v IXÍS.,,, sousiavé v oersiedeeh). TjfL veličiny jsou vázány vztahem /?// pvrmeahiliia " 1'ro vakuum v (Xí.S..,,, I, a tudíž fí 1 // maji MejnOU nunieriekou hodnoiu, nejde ví,, síla /• slála, pak výsledný stavě ]e n o veíiéinv stejného Ivzíkálniho vvznamu! Pokud je sila /• slula, pak výsledný piu hvh |e kruhovv, neboť qvB působí vždy kolmo na směr pohvbu nabuc casi,,0 Poloměr dráhv r bude ovšem záviset na vcl.kos.i B, nebol zrvchlem po,řehné I .... pro kruhový pohyb ve dráze s poloměrem r ic a tedy jestliže kruhová frekvence je tu vence a je nezávislá na rychlosti pro proton it joB m vr. pak m y/í 1«, coi je cyklotronová fiwfe Cyklotronová frekvence fHz| pro elektron 1,77. 10" /? M 0,97 . 10- , kde Ä je vyjádřeno v T. Tyto vztahy platí pro častice s menil energii, kdežto u vysokých rychlostí elektronu či protonu nutno vzít v úvahu rel.itivi-.iu kou korekci pro klidovou hmotu. Poloměr dráhy r je r - 'm (3 25) Složka pohybu rovnoběžná s magnetickým polem zůstává beze změny. Jestliže tedy částice s nábojem |e uvedena původně do pohybu v libovolném tu relativné k orientaci magnetického pole, výsledná dráha má tv.it s osou rovnoběžnou se směrem magnetických siločar, č.isiiee ie v těchto .doslova uvězněna, pokud ovšem její rychlost není příliš veliká, i|. poku i • mnohem menší než velikost prostoru, ve kterém se magnetické pole uplai Jestliže na částici nesoucí náboi působí současné magnetické ke pole, pak tvar výsledné dráhy je závislý na počátečních podmínka* h Pokud se částice pohybuje stálou rychlosti r kolmou k II 1 k . e nastat případ, že dráha se nemění, tj. zůstane přímočará. Síla vyvolaná cli m polem E působí ve směru E, kdežto sila vyvolaná magnetickým poletu . -bi kolmo k B, a tudíž rovnoběžné s E, avšak v souhlasném nebo proricl m sn 114 Ies,liže velikosu a směry obou poli ,sou takové, ze magne.ická sila ,c stejna, avšak ,;.n,ho směru „ez elektrického pole pak pUrj 8, „„, RvLhlos, v • „, m /:' 1 '{ ie obecne dana vzíuhem „meru na B B"' (V2.6; K postupnou ryehlosii kolmou ke směru roagneiickvch siločar V obecném případě počáteční rychlosi casiice nemusí bvt rovna v„ a neni vždv kolmá na b Pak „Všem částice pos,opu,e siee ivchlosu .-„ fi/fl napřič magneiiekvch s.ločar, ivfak současně krouží s liekvenci ... alim. Smiř otáčeni závisí na znaménko Obr. iJ. Přiklad polohu nahlte damiec v mi>n..r.rUn „ , , t*** l POP..! , . „,,ene„. ke ^iSuim^l^jr^ ££í " '^"'ni k n.vmč papirt, , „ ke ftentti). rn le nostupna rv I I t • ^dlRnclicke pule B je kolmé -'• ■.eheina.Kl.. ,. . . | „ , , ,,K \r"ZZ? ^"'ee vc směru kolmem na E , B Mkrfirv nejsou ie.-l.-i .....,.,„. Pronu-nncm magnetickém potí, kd) magnetic náboje, ľuvoi -i v vyhovuje vektorovému součtu rychlosti v v* v,„ vh ic ■ erotl bv měla částice bez přítomnosti elektrického pole, tj. rychlost pod ivh . připadne je zde i složka rychlosti rovnoběžná s magnetický] v.-ni-li !■ kolmé na R, pak nabitá částice je složkou E rovnoběžnou klována podél magnetických siločar. Podobný poh; na 1 inc. jestliže elektrické pole je nahrazeno )iným polem, např. gravitačním Postupná 1 o, c muže bvt vyvolána samotným magnetickým polem. Jestliže je pol- -I . n hodnota R se měni od místa k místu, může nastat případ, že se i I 1 uliovém pohybu dostává do silnějšího pole, než bylo v jiné části kruh 1 div ľitn K zmenši poloměr dráhy V místech většího B 115 L . i i.], ale uzavřena krivka, podel k.cic ľ"MupUl, Ä" ^ .-s — - •—äs 1 3-3.7 ■■t:jĽ,i h /j i r- L;r;iiJjcni odpovídající mna-* fc m J v..í..v, 1mi ma«ne„ckc pol,. *dy .* K malým mapne-cm K rnl.cn, . nezamě,,,, « P™ pcnPC.....liW H< "'■"Kn, 2.7 J.2JJI i (Mdmce mts k "• Pr"uJ-poatí nis"heav pk,chou vyn««oJ poloměrem Jelikož 5.2.9) pak .» y* B 1 1 jestliže »" r« t,jk V/Ijh Pr" impuls možní. psal P1"" pr" rcla"v,M"-kl' 1 ne.elaiivicekc případy, poUrníř. r P >m-Hq Hq poloměr r může bvt vyjádřen v parsecieh pomoci vztahu r m 1,08 . |0 ih ■ B ' kJe energie 6 je vyjádřena v GeV (I GeV lir CV,, B v teslách |1 | V tom vztahu se předpokládá, ž.c rychlost částice r - ,, a tedy 6 - MW M • f*.. Sapfíklad částice kosmického zářeni s energii 10''GeV !()''• cV sr ho energii [V GeV |QM e\' vc bude pohybovat v magnetickém poli Galaxie H š . |,i i»f v kruJn,, , 0,2 parsek- niei o poloměru U 3 Základni vztahy pro dynamiku velkých rychlostí Jestliže rychlost p částice hmotného boduj se blíži rychlnsu světla |C numo prevesí základní vztahy dynamiky do tvarů vyhovujících speciální teoru relalivitv Bod o hmoinosti m a pohybuiici se rychlosti ■ \v\ | ir; - tf)''2 (3.3.1) ma hybnosi, pro kletou platí />/ "Iv,;; />„ wtvy, pj = mvty, [3.3.2) kde :•• (1-5)",. (3.3.3) což jc známý výraz ze speciální teorie relativity. Pro celkovou i pro klidovou energii E, častice plati dále vztahy /•-i /».'•■, E, mc3, Et = Ety, (3.3.4) kde m ie klid. imotnOSI častíce. Kinetická energie £4 jc dána vztahem Ek = ET - Et = mc* (y - 1). (3.3.5) Když ľ c a lze použit rozvoje a pro kinetickou energii plyne Et mc-(r - 1) (^1 - J5 ■••) ' (3-3-7^ 116 "i s i . Ovšem v niireti, > onuvcn/ni tu pnui člen A }me■'. tak vyžaduje Jymmiika v klasickém \ťu, nové ;-H>/en "" /'rotv/ii.iwjtUom . j»irnn»mu, kJy |sou desitky km s ', a r, - /<» ', prvnikorekční člen v ri«ľii/i nebude věiši než 10 Mŕ^j ve le/mi horkem /'í.i -iimiii. (akož i vc vesmírném prostoru, jmmi „j, . — katrů nun tythhtíi toanifítehiá i ncMost; bvAío, v ukm-ve/i případech V' poučil Hrtlll* h vztahu, kterc pro srovnaní s t, ::m nere/arn isnekymi v"1""" (sou uiedem > [ijs/cJiiiicim pŕeh/eJu "ahy nerelativistický vziah relativisticky vztah 2m - im-, 2 £■■/ £", MIC (r1 - 1)1.'* E. tne't 1 isc niC" drahá čas veličinu hvhnosi i impuls' kinetická energie klidová energie celková energie ryeh/osi klidová hmota hmotnosť m "' rychlost světla c <■' 7 týk medených rovnic plyne, že pro hmotnost častíc o rvchlosti ;■ plorJ m; m [I (r- c;)j ' -'■ Tento vztah by bylo možno zavést do dynamických úvah explicite, avšak mnohem výhodnější je, vycházet vždy z klidové hmot] ,„ resp. M J'ru celkovou energii /:'/ imlze snadno nalézt vztah Er ■ (m-c> |- p!c~y •* . (.3.3.8) Jestliže hmotnost čistke se blíži nule m, • 0, ale má hvbnosi /i, pak je zřejmě že Er pc. 3.3.9) txisruje-ii taková částice, pak se nutně pohybuje rychlosti světla. 3.4. Záření kosmických objektů Informace, které dostáváme z kosmického prostoru, jsou / zené převážné na příjmu a analýze světla, které jsme schopni našimi přístroji na pi i chu Země nebo mimo ni zachytit. Proto v této kapitole jsou stručně shrnuty p. itkv o záření nezbytné k dalšímu výkladu. Základní data o kosmických objektech uváděná v relativních nebo absol nich hodnotách jsou: směr odkud záření přichází (poloha zářícího tělesa), množ.si v iapř. kvant záření - tok záření, jasnost objektů apod.), kvalitativní vlastnosti reni, např. barva, vlnová délka (spektrum), polarizace apod. 118 Rod poiein zaieni nc/alirnu|e se v následuiidm včl-i.. .. ,,hv jako ]sou proudy elcmentárnieh Částic n ' Mrem >"'rpuskulárni o clcklromagnccké zářeni Pľ"U'n"' ***** apod ,j. ''základní veličiny jsou: T-1-1-'-1-1-1-1-u-1— 10' TO' 10° 10 J Frekvence, v |HiJ-» 10" 102 ±— i-1_i— 10 4 10"' Vlnová délka. >. |m] Okr. 3.3. Schcin...... n. im '.is isiosi vv/ařiivanc ;i teplotě. 10 10 '° 10" 10"' energie černého lělesa nu vlnové délce 1. Vlnová délku isiioivz.ice I spektroskopii často vyjadřovaná v angstró-mech, ÍA 10 '. idle soustavy SI však je nutno užívat pro vlnovou délku nanometr, nm 10 1 m 10 A. 2. Frekvence I eni počtem kmitu za vteřinu, 11/ . 3. Rychlost swi . 10" m s i. Vzájemný v/l.ih elit in je iž c. (3.4.1) 119 3.5. . Záŕení tepelného pu vodu Spo/ite : , mU do okolního pn-u.ru zarem, kterc „j Každé .ciev- abM,,ut„c černého telesa, k.cre ,e ,th '< ^t^W I^P^ľv^vSeí délek h- zbytku K,vdč,e,„ ,ncf /V, nehu H, 21» 2hc- J csp /n- *? 1 I I 13. s ■h , , . . ,„ m f, JC Planckova fconstania, * Boltzmannova konstanta 15.1b) definuje VJ že I • ,}-5db) rychlost světla, , . ^ je frekvence, ,. v. H BOIlzmau""... ----------- d/ . dl B, X případě omezeni na /V,di Jz i & i krátké vlnové délky nebo nízké teplot v 1. Itdj r * .1, čili f I, možno použít přibližného výrazu Platj. Vir1 ft ,-expi hvkT:. Opačně, jestliže i nebo 7" maji velké hodnoty, kdy leighova-Jeansova přibližná rovnice B, ~kT. c - I (3.5.2) plat) Ray. í 3.5.3) B, ;e ledy úměrná teplotě (pro danou frekvenci) a '/' jakožto záHva ploia \t formálni hodnota vyjadřující vyzařovanou energii (používá sc hlavně v radio-astronomii, kde vlnové délky jsou obvykle větší než 1 cm). Celková energie z? (integrovaná přes všechny vlnové délky), vyzářen;, lOIesem o teplotě T do všech směrů, jc dána Stefanovým-Boltzmannovvrn zákoi m kde ,j 5,67. 10 "Wm »JH ' ^ Vmová délka maxima na Planckově křivce ,e dána W.enovvm posouvat I „, zako- j 0,2897 j- , [cm]. 120 línerp" kvant wiácirenou v WeWii -lu-J, ..hdrž.imc zc vztahu 1240 ; ' ' vyiátlřcna v nm li,,,, |e shodne s, zapamatoval tvto relace mez, lecinotltvym, druhy zaíeni a cnergu i.ihulka VI ,tt>r JI- Propustnost zctmkc nmosíéry v závislosti nj vlnové telce enern.il fotonů) pr.icha/cji ",l,o Mřeni. Na grálu In odeMtl iréfjai nad povrchem Zemi, nsj Ittcré ,e /.arem kusmi, Itýl li lilť. KtubeoD m polovinu původní intenzity. Nejvíce absorbuje -cm vka atmosťéra v ulx.ru vlnových Llčlek 1 ar 100 inu \i ....... . prakticky zeela průhledni pro .lnově délkv ItfO—sví...... ,i nll slcnckc okno). Po pra\ c straně grálu jsou písmem o/iun-ni výšky ionosfénekvel; intes ľ. H, ľ> a výška ozonoví ■ - ■,:. 11 viz kapitola 7 /„bulku X I Příklady vlnos \ , : iiireic- jednoho kvanta (Ai ) Pruh zatřeni Typická vlnová délka z lnm| l.ncrgie leVl 111 v zářeni 0,01 • 10- •10 " Rimigeniivo tíki X zářeni i 0,1 lil' 10 's Lymanova lei (vodík) >10 10 '« Viditelně zářeni -500 10 " Infračerveně lafetu bdq 1.0 10 >• Rádiově zářeni JI cm 6 . 10" 10" 121 3.6. Záření netepcJného původu Vedle záření tepelného P^j^J^^S!^ I ^ňpúvodiincicpcIm-l.o.Mcz. ^"'^čho^ „fl cWcv,.-■ ifenf (Mri f1"1"'- 'Mce < ^ v těsně blízkosti Zemi zírat vzniká tehdv. jttlHle velmi rychlý elektron, ichož ry . vnikne Jo prostředí - vyšším indexem | hej , ■ ' zářeni synchrotronni Čerenkovov-o zářeni ie blízki rychlosti svitla vc vakuu .-, ,. (nap/, zemské atmWerv •. V lakovém prostředí fe rychlost svitla mens""1 '0,»>g vakuu st dokonce menši než rychlost vniknuvšího elektronu Průlet clein vt volá jev .inalneickv rázovým v/nám, vzniklých objektem pohybujícím rí>n" v, sonickmi rychlosti. Za těchto okolnosti čelo elektromagnetické vlny postu ' S['t)^t rychlým elektronem se šíři rychlen než světlo | v danem prostředí ■ ma /"^W^ . ■ olovým úhlem, který je tím větší, čim vyšší je rychlost vleku,,, " jednotkového úseku (jjj? index lomu prostředí. Množství energie vyzarcnc takto se pohyhuticiho elektronu je uměrne druhé mocnine součinu indexu ■ rychlosti elektron u. Velmi významným netepeJným zářením vc vesmíru je zářeni synchrotronrti již bylo popsáno v kapitole 3.2, elektron o hmotnosti m V magnetickém poli g pohybuje po kružnici|nebo šroubovici' o poloměru r t cyklotronovou trekv. Jal st 04 kde Bj je složka rychlosti kolmá k B Když e -c, pak elektron ($eooj celková energie h, WC-) vyzařuje cnerRl, v kuželi. Osa kužele je ve směru okamžité rychlosti a jeho vrcholový úhel je 2j 1 Er ' 04J| kde Er mc* 0,511 MeV je klidová energie elektronu Jelikož úhel a příliš široký, chová se elektron jako reflektor obíhající po kruhové dl í ■ Pozoro- varel, který je v rovině kruhové dráhy, zahlédne záblesk zářeni jedim 'karnžik kdy elektron se pohybuje přibližně ve směru zorného paprsku P< ■atc] může sledovat sérii záblesků, které se opakují s frekvenci vi m C/3 2r 2.t;' 2.Tm;' ' kde ;• je dáno vztahem (3.3.3) a e je náboj elektronu Každý ráblc I zorovatele po jistý časový interval 2a; ■ (3-6.3) tluje pJ Mpiynezevztahů(3.3.3),(3.3.4)a(3.6.2)jej 1.6.4 1. Protože pro v ♦ cize na 122 «i p|Jli ti (.,.;.-') i (,„ .,3) • í «l íáhlesku bv mělo mil trekvenei uměrne i , ,,. .,,,„.,,. . , , /jreill/JI ' .' . .., .. , jT sKutccnnsli |e vsak zář .„tym až do „kritické frekvence i... 2-.,. 13.6.5) řcním ,pol |c tedy ■**»*> 'c 1 f 3.6.; Přesná teorie synchrotron**, zářeni ukaz.uic, že max.- Obr. 3.5- SyncluoiroiHn siřeni rclalivistickthiiclekloiii U nctickěm poli. Elektron řuje vc směru pohybu v knitli, ,cho* vrcholový uhel ic tím menši, fim vyšSi jc en elektronu B, t|. ■ ,,nnf- 0.511 M, V mum intenzity spojného spektra je u frekvence rTOl,x 0,29 Vyzářená energie icdnoho elektron i 1!'. Jestliže n je \ l.ich i energie elektronu Si v clektronvoltech, pak maximálni frekw ,„,,v 4,6. 10 -BEj . (3.6.7) I v poměrně llabi . i 1 íčkem poli mohou relativistické elektrony s /•', 0,5 MeV zářil wlném oboru spektra. Aby synchrotronnim mechanis- 123 L-hi sWarony s energii i, a k«v in ■ krm pofj líalaiue /? - - ' 11 ' v etSvtém wiiiiiiii*^ p"h ■s,i;,;ct, ' .....hr~' ^ i: ; mťru maenei.ckcrio pele. tj, k £ •jwUwSw rffcrt iv i44 tojmí u „r,cnlm,trK- mBRneli ■>**!! mW l.neárn, po.anzaa *é* mulu. -*o ^«4*, * kova roždí.*,.. Ho* moftU. rozezná, zdroje netečného a tepelného zářen,. ícs, •„zděleni poCtU rvchlvch elektronů » s energii 1: v intervalu dz: odpovídá » Jílová, i funkci í ď/7. pakro/Jě/en, inienz.tv ve spektru: svnchrotmnniho * ' , homoeennin, manneiíckvm polem je A - - — a ■ kdy. hodnota Jf, . je poměrně malá pnhližné l>,5 až 0.71, intenzita znatelné klesá se vzrustajfcj^ kvenei .. ... Synchroironni zářeni ie velmi významné v radiua-stronomickem oboru S ni"%|c' eeiiuálni silou coulombovská sila mezi nabitými Částicemi Představa pHXM B zavedená při výkladu planetárních pohybu napomáha i pongu. nřcdsiavě Itohrova atomu s odřeni a i>hiha|lcimi elcktronv v kruhovvch 1 ... . O-..-------.11-__ ■ I, ic i čím ' Ll-lko> cchanisiuu essilaee a ionizace [c však lieba připomenout, že přesný výklad '"pouze kvantová mechanika a nasleduiiel odstavce nutno chápal tako po-[lL,J.o a 1 i „ednodušeny v vklad. •/ itvanto • kterých niomeni hybnosti je vé fyziky |e známo, že dovolene dráhy elektronu kolem ladra |sou M iitlo a I. Ľ lumkova konstanta. speKiru svncnrotionniho7d. ■ kd«- " ' ,lirhvm pristúpení lze zjistit, že Mt mí když hodnota u. > Jednoduchší. , ^ WJL iii t'i i l'Jij ji zni |- ------- ^ a ,e významnou složkou zářeni vznikajícího v mezihvězdném plynu, zbytfU supernov, v erupcích na .Slunci apod. 3.7. Spektra atomu Spektrální analýza se stala základem a nezbytnou součásti astro, iv/iky. Je tedy nutné seznámit se alespoň s tednoduchým přístupem k celému problému. ("Čtenář, který je hlouběji seznámen s kvantovou fyzikou, muže pocho pudné tuto partii zcela pominout.) V následujícím výkladu bude užito pouze velmi zjednodušeného modelu atomu a tří zákiadních částic, ze kterých jsou prvky složeny: z protonu, neutronů a elek ironů. K pochopem následujícího výkladu postačí naivní představu tádra atomu o rozměru 10 '-cm obklopeného oblakem elektronů až do vzdáleno'■'í 10-»en, Klementární čásůce nesou náboj - proton kladný, elektron záporný, neutron je bc náboje. Atom v neutrálním stavu má stejný počet částic opačného náb. , tj. eie]., tronů a protonů, každý s nábojem 1,602 . 10"'9 coulombů. Každý pí. k možno charakterizovat počtem protonů Z, který odpovídá počtu elektronů, a přibliž^ stejný je i počet neutronů (s výjimkou vodíku). Izotopy prvků mají totéž atomové (protonové) číslo Z (počei proto; různý počet neutronů A' Symbolické značení pro prvky a jejich izmo kde X ,e označení prvků, Z + N - A hmotnostní (nukleonové) číslo promnu a neutronů), např. vodík jH, deuterium fH, tricium |H nebo lC"Tc 124 •)> avšak v je (tj. součet kde m ie hmota elektronu, 3' okamžitá rychlost a 5.7., vzdálenost od jádra. Jestliže & íS^^..... centrální silu Coulombuv zákon Ztih ;e- proto, že proton i elektron čili Ze- kde a )e z ákladnt kvantové číslo. iih mv Pro celkovou energii /. analogie s E E, E = .'.nm- - — E,, platí ZV r ' čehož lze snadno nalézt , odpw&fi idzrn,}n i -'m/m fu h\pcrbt>lit:k(}U incho ruopakl /Je 0 i'Jzjne-iK/ne, rop *" .e',ř>fJtt nřtxhojy 1'ti rizaae-mlném přechodu se poh/fi foton n energii /„. "^ist^ vztahem Pro ***** elektron niJ „ahem pro (o.oelckl. v azanc-volný rrf l i .„„eki s HiatéOOVf^ <™ ofechoJ, ie rckumbinace a přl „, JvJ.enmizaee.Opaen. 1 /i,. im;- ' J mezi dvěma stavy, kdy vždy 1- „ I, lt Joiile k pŕecho u ^ ^fcena neho vyj^ .„.tatpř.pad.^J^ ÄSmal* byt pohlcena nebo vvziř^ «**-roW F*^* f . i.klro„ se pohvbate po hyperbolickí dIá2( Vyhovme W představě, ze Muže nastat případ |tM i" energie koka ládra. vodflttl te Poloměr r. pro » ' u 4.i-'e-'m 0,53 . jo "m- (3.7.» „ , poloměr «~ »~ — -* ~~ ' * * mC ,_, _2,178 .10 u Ji (3.7.1 £, - -2t2 — i 5l£ -2,178 .10 J . což přepoéieno na elektronvolty je hv • 13,5 eV (1 eV 1,6 10 '« J), čili frc. kvence ' ie 2,178. 10" jj 10iiHz -» 9 . 10 ■« cm 90 nm . 6,62. 10 a Z rovnice (3.7.11) plyne, že celková energie elektronu na dráze, na které elektron nevy^ařuie energii, |e určena hlavním kvantovým číslem a nabývá diskrétních hodnot. 17 atomu vodíku, pro který vyhovuje představa klasického coulomboc |K) p0je r velkou poloosou eliptické dráhy elektronu, tedy rj u, 0,05 i -n, velká ' ,r & ■= «.-'-»■ a nříclučná cner je r velkou poloosou ellpocne arany cucisuocu, , poloosa odpovídající n-hladiné je rfa, a příslušná energie resp. En = Nh ■i > 13.7.12) (3.7.13) kde N = 3,29. 1015 s 1 je Rydbergova frekvence. 126 pres ně|šim WW° r Af(l ms 1 »■) l i jy ie vžiař.cn k těž.iši i soustavy Vztah í i.7.11; dosti přesně urěu,e frekvence ^l^.j pj p.....St hfllDtnootl l-lektronu a proi 3.7.14: "i, tti„ (pohyb ,nť l< ěkud linou čiselnoti hodnotou N i helia rod**" ^i'o've čislo >i nejen určuje pořadí hlavni kvantové dráhy, ale i energji '"jjlavol kval;u> j,áze. l>uphcila spektrálních éai však ukázala, že samo hlavní .|Ctar«'i>" y QCp<)5tgcj k popisu stavu atomu, nýbrž ]c zaputřebi celkem čtyř Uvantový"-* ^..mlovč tislo nebo lež. vcdle)ši kvantové čísluj / určuje moment Orbitálo' jrá/.e, kierý |e celistvým násobkem h, ledy AI lh. Orbt- hvhnpsli ' . -.isi„ nabývá celistvých hodnot lí / it 1, tedy 0,1,2,..., ,.,lni ^ľ'l'isclnvm hodnotám I se přiřazuii malá písmena podle schématu n 1 ■ KlS 0 1 2 3 4 5 s p d f g h . •ká označeni stavu atomu podle těchto dvou kvantovvch čišel jsou ttroskopicisJ Spei značení 1 0 Is 2P 0 3s 3p 4 2 | 0 ' 1 I 2 3 atd. 3d 4s 4p 4d 4f , ■ "klad stav, kdy elektron je \ neimžší hladině vodíku, je popsán ls a jeho atriem hybnosti je roven ' m Další kvantové číslo vyjadí tjc i kulečnost, že elektron má spinový moment (nebo ovv magnetický mon ' ručně spin, který je jistou analogickou vlastnosti jako vlasmi momem Ir 10 ti rorojlcího tělesa, a muže u elektronu nabývat hodnot — Jh nebo t |h. Spinové číslo t vyjádřené v jednotkách h ie tedy 1 1 nebo 1 2. ;,Spui" ■ I edaitavách struktury atomu vyiadřovalo požadavek že vlasmi momcii1 lektronu musí být kolmý k rovině jeho dráhy a že rotující elektron se n Ě osy otáčet v kladném i záporném smyslu.) Celkový moment hvN - i je vektorovým součtem / a s a může nabývat hodnot ; / b.1/2. Pohyb elektronu ve d avuje vlastně kruhový elektrický vodič protékaný proudem. Takováto pro yčka má magnetický moment. Vektor magnetického momentu (nebo op í. neiického momentu) pt, i momentu hybnosti té mrrv jsou kolmé k é di ize elektronu (o hmotnosti m« pohybujícího se 127 iey2ii3lcno-.li i od Mra okamtitnu tydůbáů r .1/'/jíi '•is Zjpornč mamcnko plyne z tinmtrr smeru pum.la fce imcru pohybu Pro moment hybnosri ve dráze ptotí toaiaei e'«-'ícir, ' * kdo e!i V7. . ,,ek,ron ie homogenně elektricky nablla -35"—' . kde „ ,e vlastní momenl hy bno.úwru.fciho elektronu Jelikož 1 £ Fak .U. «" c .1 (3-7.19) 1 5.7.20 čii spinový magnetický moment elektronu je roven Bobrově magnetom, Je-li atom ve vnějším magnetickém po/i, pak dráha elektronu se orientuje M že průmět magnetického momentu «.. do směru vně|šiho magnetického pole celistvým násobkem ««. Je-li průmět //, , pak //, = mim, kde m ie magneucké kvantové číslo, které |e vázáno podmínkou na i j;V C J.7.2J rove číslo -/ : "' kde m -5 můře nabývat hodnot /, / - 1. " h neboť I ic vektorový sou-čet lis. Přítomnost magnetického pole má za následek, že energetická hlad určena kvantovými čísly n, i, s se v důsledku magnetického pole rozmnoží 1 2/ | hladin. Pohybový stav elektronu v atomu je určen čtyřmi kvantovými čish . /, m, s, tj. n-energie, /-dráhový moment hybnosti, m - dráhový magnetit I moment hybnosti, s - spin. Pro atomy s větším počtem elektronů se jednotlivé momenty všech 1 .ktronu 128 „,ané čísly I. I vektorově sčítají a dávail kvantová čísla 1,1,1 .JikovV moment hybnost, 7 * IÍ-S1SJCL + s. , D ,cdnotliva /. se pak užívá velkých pismen S, ť, D, F 'isrnen (WW**- f „„sazeni jednotlo^h stavu plat, Paul.ho vvlučovaci princip, podle něhož , ,edn..m a temže atomu muzc byt pro urč.ty pohybový stav popěny čislv n, í. a .S, pro kicrá platí, Í3.7.22) . podobně iako pro / '"' * .Huroný, ale nesmi mít stejný spin. Atom je v základním stavu, jestliže vsetí** e _ . ncj nižšími možnými energiemi jsou obsazen v tak, jak to dovoluje chny sla },.' 1L'!U° ^.'etické hladiny označené písmeny S, P, D, V ... jsou spektrálni termy a '^ucnio lern1 sc Z,lĚ^' na uľi"^' Pl,^et blízkých hladin. Pokud I. S (pozor, liaZAh [entO symbol S pro sumu kvantových čísel se symbolem pro term . fS**> hladin 2$ I ; jeden jediný elektron. Tak například na jedné dráze mohou obíhat r*j li tato hladina má jmou hodnotu celkového momentu hybnosti J, Počet „ladmsep"^ p,suie k termu vlevo nahoře a číselná hodnota J vpravo dole, napí. 4 -S, 1 znamená, že ) případě ice' de o term S pro 11 4, který je rozštěpen na dvě hladiny, v tomto lektron na hladině, pro kterou J 1 2. Přechody mezi různými hladinami dvou termu vytvářeli ve spektru skupiny „lizkých čar tzv. inulnpletv Avšak přechody jsou omezeny určitými vvběrovvmi pravidly, á 1. Změna .7 niuže nastat jea tak, že \J 0 nebo 1. Přechod mezi hladinami, které ma|i J 0, je zakázán. 2. Přechody nastavili mezi termy S . • 1\ P , • D, D . í F apod. Známý dublet sodíku - čára D ve slunečním spektru - vznikne přechodem mcz, hladinami 3 -'Si 1 5 Pi • a 3 -Si- - 3 spa/s. Cáry, ktere vz nika n velnu malo pi avděpodohným přechodem, jsou zakázané čáry. 3.8. Zecmanuv |cv y,u. , rticki pole rozštěpi hladiny na další, jejichž počet je 2» 1 Výběrové ptat idlo vyžaduje, aby magnetické kvantové číslo w se při přechodu na pnou oilč nebo změnilo o -j 1. To znamená, že i spek- trální čára se v magn poli rozštěpi na 3 složky; pro změnu Ani zméni svou frekvem ■ . ' se posune o 0 ne- xAr = c ■lun. B , (3.8.1) 129 kde * it ma/meadti indukce. Sket*. pH které J» 0. ie '-k„m mthepaU čán-a «**» r al ie lineárne peáttitortaí tak. Ie elektricky kmitá vc smém maiincii.kcho poleSloiky, při kur\ ch \m /, |tou .. , ''v*!,,, ococv. takte} potarmwane. aviak kruhové presmVi elipticky) • clcktrici ""'Pit. knuta i nmné kolme k 8 ľ komponenty ■: která vzniká při přechodu i Ve*4(lr se elektricky vektor itáči ve sméru hodinových ručiček, u TffCTTirť -/-koi / (■Jo i) re smíru opačném Httdnota _\. ;e mala a pru /í ; •ľ''"'>c'>l\ iivhaWe* I - s*š()run icrozotup komponent phbliiné O.Ol nni tt**W ® t Ji i-ii li jev projeví rozšířením spektrálních L,,ktr„kvn. pols. :0- ktrum vodíku a hcrlia však hvězd a mlhovin. V menši miŕe |c lomu u helia, eo do NcnozšiřeněpJm pivkem ve vesmíru ,e vodik a je snl.peku um 16 easto objevuje ve spektrogrameeh BtjrtfflÉJilch kosmickvch '.k,u, přeJevsmi vsak hvězd .i i ZLbPli druhého prvku v pořadí. ""|'c iedv užitečné alespoň stručně se seznamu s „ostnu spekter obou těchto prvku. Ncidúlcžitějši "hladin odpovídá hlavnímu kvantovému číslu „ "],2, 5 ipopí. -1 Přeehodv ,'nezi icdnotlivymi hladinami tta >. „----- vytv-5- --'—.l.,:,T ™' Lvmanova série se vztahuje I; přechodu n„ ,orpčni čáry jsou [ručně se seznámit s hlavními charakteristickými vlast-i jtOU přeehodv, kdy alespoň |edna vytvářejí jednotlivé série. 1 a nejduležitějši emisni či ub- z I nm 121,57 102,5H 97,25 91,2 označeni l.yman y. Lyman fi 1 .yman ; hrana série spojité spektrum Lvmanova série čar je nepozorovatelná na povrchu Země, neboť zářeni |c absorbováno atmosférou. Je však velmi důležitá v celé řadě astrofyzikálních mechanismu. Rozdil potenciálu prpektrum . 131 „boru «pel"" La L» Lymanov.l scrte 0»,. J.7. Schematické zr-zoměn, cncrgcckych hladin v atomu vodíku s vvznačenvm, „cdulc,, lilium přechoJv elektrónu U vodíku je astrofyzikálně významné i rozštěpení hladin v důsledku ačných spinu elektronu. Toto rozštěpení je u všech hladin a celkový počet hladu, pro každé « je 2n- Nejdúležitéjší je rozštěp základni hladiny, který umožňuje lií eutrál-růho vodíku na k 21 cm (viz kapitolu o mezihvězdné hmotě K hladin má ovšem za následek i rozštěp čar. Tak přechod, při kterém se vyzáří čai man i, může nastat mezi hladinami 2 2Ps,2 * 1 -St 2 nebo 2 2Pi/j - 1 J.Ni V prvém případě vlnová délka je 121,566 nm, v druhém 121,567 nm. Rozdíl je O, ''06 nm a nehraie většinou žádnou podstatnou roli. Může ovšem nastat případ, kdj elektron je na druhé nJaclině ve stavu 2 -St •., jeho zpětný přechod na základní hladinu I -'S, 2 je však zakázaný. Proto zde dojde k přechodu zprostředkovanému přes některou hladinu 2 P, a atom tak vyzáří místo jednoho fotonu fotony dva, ale s různou energií. ionizované helium, tj. s jedním elektronem, připomíná spektrum vodíku pouze BiJ |a mízovaného heliu ŕ U1 I-|4 1" |f 21) / |nm| ' [nm | 5 IO|3,lb4 oso.oio 7 Sil.152 4H5,

rov: atomy apř' —-------i—^x«uii zase vyaavaii. lak ledy "l jeeji-'1 >ť ,. iv neboli kmitáním kolem rovnovážné polohy vznikali absorpce (pW . .K'e"1"-1" ., obě tadra „obalena" drahami elektronu, mohou nastávat pře-ac rirož i**ou l'1 1 r I I1'1 ' [ tm inii, podobně |ako je tomu u atomu, čili vzniká carová absorpce £0 ctn,sc- ,K. poblceni nebo vyzářená molekulou jc v podstatě součtem všeh ťclk"1'" Tjj , i -, i.n.í) kde obe" s r )C vzdálenost lader * ,« ie redukovaná hmotnost molekuly daná hmotnosti složek «1 A"'l: liri je moment setrvačnosti molekuly. Kvantové číslo se může měnit jen o i „ebo 1 cmismrii -< Rotační spektrum je složeno z čar, které příslušejí cel.sľv^ľ T™ A* L rence frekvencí čai je konstantní «uwjin hodnotám K. Dife- Vyzářený (pohlceny vlnočci je dán rozdílem encmii ľ r hladin AT a /s se, a, dvou rotačních An*cu r ~{K 0« (3.11.2) j£ rychlost světla, i ňsté rotační spckirum ne. yi i molekuly, isou-li oba atomy identické vnapř. Cl). jakmile se atomv vy< ru tvé spojnice, molekula se rozkmitá a energie závisí na vibračnini kva . pto něž platí stejné pravidlo jako pro rotační kvantové řJslo l 'u.imcná to, že iak při rotaci, resp. při změně rotace molekuly, lak •"' í] /aiena jenom určitá kvanta odpovídali energii Evit firlb kde ni je kruhová 111 Může tedy být vyzářen I nými vibračními energii 1) h«;X{v l)- - (3.11.3) ..-ličina, která se musl určit experimentálně, odpovídající přechodům mezi hladinami s růz- 135 Obr. 3.8. Vibraŕm hladiny dvouatomovc mol atomu v molekule. Hculľ. /:'(• ic disociačni i-nciĽiť. I.ll,;, Vibrační energie molekul ie verši než energie rotační, R pro!" Ibl >, ni spektra jsou významná v blízké infračervené oblasti spektra. Jelikož molekula pfi vibraci miižc i rotoval, platí, že vlnočc i \ obla d . ibracnfch emisí fabsorpci) bude dán vztahem v ■ ř.. ■ i, , VI 1.4) čili kombinací různých rotačních vlnočiú i-,, vznikne celá rada Jai i rotační spektrum. Homonukleární molekuly jako například nevytváří i načni spektra. Při emisi fotonu se může rotační energie bud snížn rotační kvantc lilo sc zmenší o I), nebo zvýšit (rotační kvantové číslo sc zvérši o I). Z lěchn d 1 u čáry jednoho rotačně-vibračního pásu tvoři dvě včtve, které se označuji R a Větev R leží ve směru ke kratším vlnovým délkám, větev P ve směru k delším vlnovým délkám. Při sníženi rotační energie (K se změní o 1) vzniká čára věn e l>, při zvýšení rotační energie (K se zrněni o 1) vzniká čára včtve R. Čárj obou větví se označují čísly, napr. P3, R7, atd. Ve spektru jsou vzájemné vzdálenosti mezi lak"v Inočci i ódpm Idajicl přechodu elektronu určuje polohu t-lc syslemy emisních pásu i fikáme mu spektrum elcktro--hrtěně-roiačni. n' oC**1 .... součet vlnočtů ... J, urcuic polohu příslušného pásu v svstemu jsniho pasu. larni ĽITllsHl ;h vlnočtu určuie polohu čar v každém pásu. Název molcku-neho absorpční pás pocházi ze Marši doby,kdy se používalo spcklro-rnč malou disperzi a čáry nebyly rozlišeny, nýbrž se slévaly v široké —K'2) 4-8 -í-K-1 Si 1 ž g; og I ž;K< ZoUorařn! přechodu m"i icdnot lo s mi rotačními hU- l\ |e sin krátí iiu '. Imu \ ni delkam inten/ita čar v každém :ntu pravděpodobný přechod mezi vyššími : tti.'\lniícht- okraie pásu jsou čáry nci-osiia hrana pásu. , irnl molekule vyzaiovat tři druhy spekter, ei.em a mikrovlnném oboru), vibračně-oru i elektronově-vibračně-rotační (poloha •'boru). Jeden pás elektronové pektra tvoři lii větve spektrálních čar, které sc označím K. I'. 1 lém pásu i SOU 5 /hustém čar, každé pro icdnu pásy. Obecně pian, pásu postupně klesá po vibračními a rotačními 1 uiienzlvnéiši a vzniká in úlkem mohou le.h rotační (poloha čar v da -rotační (poloha čar v infra čar ve vizuálním i ultraíi Oty neisou ve včivleh odděleny, ale vzáicmne promichánv. Série čar včivi ' '"hol., spektra při zmcnč rotačního kvantového čisla AK K » -.irV vétve Q při nezmřnenčm rotačním kvantovém čislc čili AK 0. '\iekul se označuú elektronové stavy velkými řeckými písmeny i, //, 1, eluuee" .■ncrg"*nro: vyzařované slnrueetio ulilu drili m Množství energie o frekvenci 1 v intervalu od 1 do 1 de, které projde ■ dnotku času ploškou dn do směru definovaného polárními souřadnicemi <> U '^jestliže 0 )c úhel mezi normálou n a směrem záření) a do prostorového úhlu , ' je dáno vztahem ÚSAft, f ) /.(,'', v) dr cos 0 dn ttw , (3.12.1) kát IJiPt f) )e mtenz'ta a cos * d"' 'ak 'e zřeÍm*> ie projekcí plošky do do směru zářeni Intenzita /,..'. • ' yu .Ki.iv,ne energii za jednotku času v jednotkovém ,.in frekvence vi cMzcjl Lni i kove plochy kolmé na směr zářeni do jed- intenaiu o*->s j _ tkového úhlu. Tato int, •••.< |< někdy označovaná |ako specihcka intenzita. Jelikož podle vztahu me nd - a vlnovou délkou /. platí di -(c/.2)dž, ak v případě užiti vint mísio frekvence nutno použil vztahu /, = (#/<■)Avšak pro ..1 lutni hodnotu intenzity přes všechny vlnové délky či frekvence platí , / ^ £ /*. dž 139 .... „É ,e střední hodno.a /, pW všechny směry, tedy Střední intenzím ,/• le "a"™" fcfis* j „dv.idn v následující tormé (s vynecháním symbolu pre. fre- \ Hli. v ) «f<*'. B")do., I Vl2.ŕi ■ snorené 0 znamená iniegraci přes všechny smery). K, , ,e *** k zářivému povrchu tudy pro i, o, paU s,„jWa „,k„'V [«ejrr.cn! /minie,., op jiicn dukaz invariance specifické in,enz„v ;• J sn,ŕru „ka!árnlm součmem F . n, čil, kvm případem aplikace ručnice t j. ..,jaicnosii mezi zdroje, ■ r.„or.,„ * ; .,, n lc dJI1J ' f č,„ hodnotu teioimenzhy, e nezuv, la - sku ahsorh ^"U PÍ" F" L dm, ,y, jnoilo.vč dčlky vc smŕru lesili/x- n |« lednoikovy veku kvm případem aplikace rovn.ee la..-- , , zdro|om a Oto. 3.11. K duka/u invao.uu, \J na pokladu dvou plošek prochází dvěma elementárním, ploškami d.„. J"' ' viz oh,. I • lezicirn, ,po,n,c, kiera svírá s normálam, plošek uhly f, ■ », Elcmcmarn. r***, ^ se z plošky do, jev, pod prostorovým uhlem cos 0§ do.' a proio pláli pro energii J/:', vztah J£, I, d. cos i/i do, d"i Obdobné >e ploška J.>, jeví z ď.j pod uhlem COS i>i d'i| on*i a tudíž možno psát, že JH, l, dv cos ii-j do? di cos i'', d". cos a: do i I dl —_t- (3.12.3) r- /, d cos i>\ din cos ffi do ■ Í3, 12.-!, Intenzita I, má tudíž v kterékoli vzdálenosti od zdroje stejnou hodnotu, tj napf jak na povrchu Slunce, tak í v meziplanetárním prostoru. Hncigie, kteří procházi jednotkovou ploškou, se ovšem mění se čtvercem vzdáleními i idroje, i ll ostatní jjj plyne z definice prostorového úhlu dra. Celkový tok zářeni je energie, která prochází ploškou dn v jednotí n i m intervalu frekvence dr za jednotku času do všech směru, a fc ieJ\ integl i t m / přes všechny směry. Jestliže prostorový úhel na kouli bude definován dm dfldy sin !>, pak celkový tok je tF,, F, je 3.12.5) O, c.slednv F, - I I /,(,?, i;) cos 0 sin ů áŮ dv . Když /,. je nezávislá na n, y, a jde tedy o izotropní zářeni - šenl se obvykle zavádí n los ;/ ., absolutní hodnota d<. je d... sm i> dli dK( /(/.,'/')/' do ý /ŕ,/,./),, doj úměrné toku úměrné toku ve smeru I) .» ve směru - ,i n VelitúW A v rovnic, 3 1-H, j ideniická s vehenot, ,/, ,„„ lok vvdu vézdy. (Vypuzen, faktoru , ,e v asirotyzikalni htc-ra.uře velmi časté a ,e nuino ,vždypov;,mm'UU 'akV ÍP /'1"M' Pr° U'k ,C V"lcni' Vclmi ČatM se ph odvo láni »í* uvedených vztahu předpokládá, že /í,,,,/,' je nezávisle na směru, Z [0mu je ve stejnorodém prostredí a jestli uvažované plošky do ,sou součásti r'^obežných - planparalelnich zaťivvch vrstev, 313. Hustota záii\é energie Pojem hustot) mi h ■ energií plyne z jednoduché představy. Malvm objemem procházeli fotom vš, tv.i letich počel přteházejici z určitého směru za časový interval dt je úmern) mohu dl /d COS II d "i dř , (3 13 1) což je rovnice (3.12.1), kde / i- integrál /, přes všechny frekvence. Je to zářivá cncrgieobsaženávobietiui .M , rychlost světla | a průřezu do cos.', tedy d V do cos 0 cdl, a I. ď7 7 141 Ctíkori hm** energie H » Janem ob.emu ľ ie Ján.. M*r*Cl přes vi*^ sraírv . 1 f I4m .. iclikož. itŕednJ iafenBM je dána vrahem I r pak (3'3.2;. 3.14. Tlak záření Velikost momentu připadající na jeden fotem je hi .. VcJiJtoa ?ru záření je tudíž d£, c. Složka frekvencí «•• kolmá k plošce dd je dána vztahem dp mentu W směru záření je tudíž d/:*, C. Složka tlaku záření dp,- (roZuml se trio. Pr(, d& COS A , da cos i) dc» „ , cos- 0 dm , u-d,-, /,■ , cos i 1, I, . (3 r. dm- dnv e <• Š*1*JJ Celkový tlak zářeni pro danou frekvenci) je dan integraci přes všech n v směry 1 I, cos- i) di-, . (3.14.2) (Tato veličina není však totožná s mechanickým účinkem fotonu n.i absorbujú stínítko či částici.) U izotropního záření, kdy l. J* }_ \ ti d,. platí 3.15. P, 4.7 J ■ 3c J' 3c 3-14.4) Některé vztahy pro zářeni černého tělesa Pianckova funkce Brdv integrovaná přes všechny frekvence vede ke vztahu exp( - hvlkf) 1 dľ c1 \h. e*- i d*. 3.15.1) (3.15.2) . zřeli"1-' :slfc ■Jeniiii i bv|„ piiužito substituce .i lu kr č ^ x-< d.V I s1iclaiiovy-Holizmann - — S poimem rofcu zářeni taavisl otázka /.iivni hvezdnéhq. nc^ nlho disku iaJc, ;afc je významná pro pozorcn-aie/e s'Ur,,. Jjk plvne / předeš leh o evk/adu, vvsiupu;ic'i tok Ic zářícího povrchu i definován ,V^*ČN .•i -a. * Ir .t/-'p I /,i //, v ) 1/ d// díl , ( '6| tedy integrací přes poloprostor nad povrchem hvézdy. PřodpoirJ/JrfJ 1 vně/šfcu do pcn-ichu žadnc /arem netTstupuje. Xechl /. )L. Hftsrinf ^* I Oŕf. J./^'. Deftnřce pmtoroviho úhlu ■ U kouli intenzity na povrchu disku hvězdy. Definice /, je následující: plošný element na povrchu koule o poloměru R je drr - /?-' ím R~ sin Ů dg á> (3.16.2) a jeho průmět směrem k pozorovateli dtr cos II - R- sin II cos Ů dit ď/ . (3.16 3' Z toho též plyne, že 9 je úhel sevřený mezi normálou plošky do a směrem k pozorovateli. Plocha disku hvězdy, jak se jeví pozorovateli, je t A'' a; tliže t, je stfední intenzita na povrchu hvězdy, musí platit nR'Ir = l \ /,(,'/, y j cos // sin // dit ďf . Tento integrál je, až na R-, roven integrálu pro .-r/v, čili .tä-/,. nj? 7-,., a platí tedy ' H (3.16.4) . a platí (3.16.5) měrná hodnota toku na povrehu hvězdy, a to bud: "•" ^volného viditelného hodu zářící hvězdy do všech směru z hvězdy ven, „er" ..cCh hodu na viditelném disku hvězdy v jednom a témie směru, h' zC numo v této souvislosti zdůraznit výraz průměrná hodnota, neboť je že pDfií niku záření na povrehu hvězdy ,,, Elementární plušta do na po- smér k pozorovateli Dik je užitečné s. uvědomit, Se pro pozorovatele hvězda z-imimá ma|ý prostorový úhel, pit) který platí aU,lma na ub,°M velmi kde r tc vzdálenost hvizdy 1.3.16.6) Z toho platí pro měřitclnv tok zářivé eneruie *P* v,. • i a " z. n\ czcly vztah R- R! (3.16.7) kde Ff i= průměrné tok vvcházciici z hvězdy a .-r/v tok na povrchu hvězdy. Z toho plyne, že při studi i hvězd inapř. hvězdných spekter! nutno vycházet t pojmu toku ->/■',. Obr. 3.14- Velikost toku . > .c házejícího / jednoho bodu povrchu hvizdy do poloprostoru je runv. toku vvcházejidho ze viech bodů hvězdy do jednoho smíru 144 145 X17. .Absorpční koeficient, optická tlouštka nčiakym absorbujíc ,, *P^**^J J/ť vvl;ldfl| V/Ijhc„, siŕedim, ztraci na intenzite d/, v y .hm-ní/irauinícnziiv^ku papeku., intenz.rč- / podel dráh, , , ,.WJ í t33S h'ttt.tť'HJ -„na vlastnostech latkv, kterou kde C3-I7., d; . t. .11. i.j.i '-j- i—--* , cha/i frekvenci zá/eol, iJaku, teplote ipod IC «*~» , celkového ,,W*- ,,'.,,,, v cm, absorbujících obsažených v tednotkovem oh.emu en, Rozmer jc ^ cm' cm1 cm '. ,ho rozlišujeme absorpční koeficient pro jednotku hmotnost] . Kromč toi .i absorpční koeficient redne částice i atomu apod.t frekvenci ( platí Je zrejmé, že pro d ártou •3.17 •í ;i. 17. v Xr *,„» , "m [Cm"g '] , x r *„A', ntf [cm -J, kde o je hustota, .V počet častice jednotkovom objemu. Pomoci koeficientu x, lze definovat optickou tloušťku r„ nebol I dr,. u, dl. Rešení rovnice d/, 7, = - x, dl vede k známému vztahu /, - h exp (—*»), kde /u je původní intenzita záření před vstupem do absorbujícího prostřed! Pro stejnorodé prostředí, ve kterém x, je konstantní, platí ovSera t. Naopak, je-Ji x, funkcí I, pak Tr - \ X,m >^ M<£ absorŠTátlvT^0 k0CfidentU ,C SVá2án ' P°jem *** (neprtjhl.dnosd) absorbující latky. Opacitou se rozum! schopnost nějaké látky, například plynu, 146 3.17.4) ka pro lení tu ,ářeni ve všech vlnových délkách frekvencích), nebo alespoň ve velkém .-"'^'liiov^h délek. Opacita hvězdné latky má velkou důležitost pro vnitřní ,./"jhU \,t a proto je podrobnej, diskutována v příslušné kapitole S5»hve jtovnice přenosu zarení Přenos z.aŕive energie v nějakém prostředí možno popsat rovnici zářeni. Titfl rovnice je sestavena u logického předpokladu, ž.e prostředí, 11 áření prochází nejen pohlcuje, ale také samo vyzařuje jinou energii. Podle irnoiového absorpčního kochecientu y,,,,, látka o hustotě absorbuje na jťlin|Ltľ dui ií K výkladu rovn.ee přenosu zářeni viz text). <)rr. j.'a- Hráze dl množství energie, kterť:j<■ uměrno x,„_,n i**10* 088 K' rťM nt>^*01' sc směrem záření (cos i> 1), vejde zářeni ^intenzitě h a z téhož váh c vyjde záření oslabené absorpcí o d/r d/, 'm,'1.' d/ 7r . Válec je současně i zdrojt íářivd energie vyjádřené emisním hmotovým koeficientem t»,,r[Jkg 1 s 1 Hz '], který zahrnuje nejen energii ve válci vzniklou, ale i energii válcem polil.c ou a opěi vyzařovanou. Energie dE, vyzářená válcem za jednotku času dop1 ' |ě di , d/ d.; cos 0 dr do. (3.18.1) (cos iV je v rovnici zahi r. ( osa válec nemusí být nutně rovnoběžná s uva- žovaným směrem). Z n dE, L cos 0 do d/ dv do> (3.18.2) 147 i .■■nie iniciizita na drfM ď vzinsle „ , , , Jt„ ....zjŕovancenei.wc inir-i u/ /zeusoudn.že v *bWW ~ .....(3.,8, N., pravých I levých Vvs/ednázmŕna intenzity d/.j<- ^ ekfc v\zářením, .edy tí, ziraia absorpci zisk »jw pri, J/ • r* vypušično do d, d, ■'»J J/. J/ (}1K.5) vrstVv> (5.18.6) u, Zavedením M -J/eos,', což |e geometrická hloubka tbíorbujjcl V|\ a Jelením -m se dospěje k rovnici přenosu záření Optická hloubka ie v tomto případě dchnováni. vztahem drr - lili y., , pak rovnice zářeni dostává tvar d/ dr, *r' I VI8.7. kde n - cos 9. Jestliže p/atí v danem prostředí tepelná rovnováha, pak drr"J°' V, 7" (3-18.8) což nem nic líného než vyjádření Kirchhotiuvy věty, která v poněkud nnc úpravě zni: zářivá energie, která je ve válci pohlcena, jc opět z valce \ yzifexu Poměr X, xr(r) (3.18.9) se nazývá vydatnost zdroje nebo též funkce zdroie. Rovnici přenosu zářeni lze psát ve tvaru li , Ur,.") «t)- ÍI8.J0) dr. 3.19. Vztah mezi intenzitou a funkcí zdroje Funkce zdroje nebo též vydatnost Si |c obecné závisí , i i optické hloubce r, právě tak jako intenzita I,. Rovnice přenosu zářeni dl, nll vztah mezi /, a \,. Násobením výrazem /.expt-x/ij) OtČfi&jZ .-".oce Přenosu tvar tr* ' d(/c M i .Se dr .i této rovn.ee, ve kiere v * ifiicřra 3.10.! /cxp( -t sct'" r sce í', vede k rovnici \ ,S exp t r sec ,'») dr sec 0 . (3.19.2, i, .mesační promc....... kJf ' dnř.. zářící vrstvy plynu - napi. hvězdné atmosféry - ve které optická H*^8*-v ic intcnziiii Hro, /*) WQ) pro 0 -Z 0 = n/2. Na okraji této hlouby |e ^ | 0> )C in,cnziia / 0 pro n 2 11 Pak pláli pro in- ltrns1sícl>l, .j^Uoli optické hloubce > mezi temno dvěma kramimi píípadv V ťZ'f vyzařování / hvězdy, ti. 0 9 IX, 31 /(t, *) = '•<*> exp [ -(to - *) tec «1 + (" .S r | exp [-(t - t) sec l>] dr sec II, (3.19.3) b) vyzařováni do hvězdy, ti. 1* « », /(t, .'/) \_ .S'(t lexp [lr t| sec f»] dr sec 0 . (3.19.4) ■jpad kdy ' " ■' atmosféra je neprůhledná, tj. t„ x, plyne pro vyzá-Jnou toteoíta /iil. /' \ S i exp [ i seci'»]dt sec ň . (3.19.S) šech výše uvedenveh lowucich ic vynechán index i u veličin i„ .S, a t,). Na Tnci je povrchová i.ikt. ÍU ' ' ' niéřiielná I lze zjistit jcii průběh s úhlem 0 ll ve středu disku. "l na oktan Z toho možno odvodu závislost ejM na hloubce r.. ' Pro případ, že 0 o, •• nv paprsek |c kolmý k povrchu hvězdy (nebo zářiči plynné vrstvě .. S vc i t in ilo závislé na optické hloubce, platí /, s \ , d.v ,S,|1 cxp(-r,)). (3,19.6) Z toho plyne i dulcžm i nzitu opticky velmi tlusté zářiči vrstvy, kdy r, I, a proto [I - exp 1 - 1 Naopak pro intenziin opiickv icnkcho prostředí, kdy X4 1 a (l - exp (-t,)]-~r„ lze nalézt, že ^ ^ m iq 8 148 (3.19.81 149 Hifi* velmi horkv plyn září malou intenzitou, i když h„ Tu znamená, fc WP^W 1 L, . • •„.ti** r. ic velnu maic. . & ,e vysoká, jestliže f, i ť .„zložem pozorované intensity / ... na hvězdném sluněním I m.sku omu v, |% h/iiná metoda. r0ZVUK,u, v řadu podle optické hloubky i VzhJ Funkci zdroie JtJ) "-m,^ k pevné zvolené hodnotě . ' .. ď.S. W Jít') • (r- r')[d\ ),. 2 X5*J* ' -■ fc ,e vvnechan svmbol Pro frekvenci , Razením tohoto to/vo,c do (opi (3.19.2) a s použiti analogie řešení integrálu typu pjr«e 'd.v » !, kde za v se dosadí tfítfA dospěje se ke vztahu /(O, /') ■ S(t') (cos ť> [cosJ i1 — l' cos 0 , d.V dr J,V ď ' 1 jede r - možno zvolit tak, aby r 1 cos n. V tom případě je druhý člen v h^™;. roven nule a třeti člen má minimální hodnotu, 7. toho plyne přibližně řešeni prfl rozděleni intenzity na disku / H. ■' cS7r cos !>) (3-19.9) To znamená, že ve středu disku povrchová intenzita Ddpovidá tonkci zdrojc v optické h/oubce r =i 1, kdežto na okraji (sou pozorovatelné povn hovc vrstvy pro které r 0. Teplota s optickou hloubkou roste, i protři ve siředu digU intenzita 1,(0,0) = 5^r = 1) bude vždy nejvétší. . 3.20. Stav zářivé rovnováhy a rovnice kontinuity Zářícím plynem - např. atmosférou hvězdy - prochá né vienl směry zářivá energie. Proto je možné předpokládat, že z každéh . .cuiárniha objemu zářícího plynu bude vyzářeno tolik energie, kolik do něh.. , a to víe v určitém konečném časovém intervalu. Ovšem v daném obiemu ni vt žádný zdroj energie. Tento případ, kdy absorpce a emise celkove zářiví rgie jsou v rovnováze, nazývá se stav zářivé rovnováhy. Přenos energie z jednoho mista si druhé se děje pouze zářením a celkový tok integrované přes všcclin. : c/.av , ■ «i tteometrické a optické hloubce, teciv d(.-tF) ci/í (3.20. lj „řenosu zářeni možno napsal s použitím geometrické hloubky místo *£gv tomto tvaru kje I, d, si.* r3.20.2j (3.20.3) roVnice přenosu zářeni integrovaná přes všechny směry a všechny vlnové ■'C ' T je intenzita inteprovaná přes kouli obdobně jako funkce zdroje S,. " j ncZávislá co do směru, □ proto platí, že Si .S„ neboť f doi fai 1. ' „ho pak dále plyrtíVfc /. ion \ ' tt,..7,(./»; dr \ y.,S,[h)ár (3.20.4 i vně vyjádřeii«: pohlcena celková zářivá energie v jednotlivém obiemu a za jed-^'iku^ašu Nť rovni celkové vyzářené energii z téhož objemu a za tentýž časový Intef v)l |Ľ [,, rovnici komín...... zářeni, mi/ platnost se vztahuje na celkové zá- nebot chová-h se nlíiiy není lak přtení zářeni niotiocbioiu.uicke íproto integrace přes všechnv frekvence), jie ncmtisj bvi vyzářena v téže frekvenci, v jaké je pohlcena. Ovšem zářiči element plviui iako černé tělesu, pak toto omezeni rovnice konu- 3.21. Rozptyl a absorpce /.lit ni ■ o I •• orboviino různými mechanismy, butony procházející atmosférou hvězdj ji ■■ D pohlcovány icdnotlivými atomy, ale současně rraptylovény například volnými elektrony do různých smírů. Svitlo procházející atmosférou planěl\ ;.i.iul.iini plynu v ovzduší či prachovými částicemi- Meziln. vzdálených hvězd |i nismy: rozptyl I pi v úžeji vymezeném rozdíl mezi rozptyle! Rozptyl je proces, Jopadem i po dopadl mohou změnit, ale v- ľ pfimi korelace mezi fotony, které na částici dopad- nou a které jsou touto u dl .pulcův do různých směru. Rozptylem je i zářeni 131 h způsobuje lak absorpci, tak i rozptyl světla t.'/lisoval při absorpčních dějích dva mecha-. • i l ernnn pravá absorpce jt někdy používán > . ■ n.' mu přiznáván v následujícím textu, avšak o stránce fyzikální |c zcela jednoznačný, itnn zachovává v podstatě svou identitu před Dráhy Fotonů i jejich energie (tedy i frekvence) se Pn pravé ib»orpci l« ww °l _..,,,..,.„,,,.,, , •r* D, vcho pole Korelace mezi počtem poli/cen velí a vyzářených fetonú fe ' (3.21.3) kde t, je emisní koeficient závislý na rozptylu a .■„ oa emisi pro frekvencii Pro vydatnost či funkci zdroje v prostředí, které rozptyluje i abs • . platí vztah r, ľ fa y'<* I Xtl i3.2l.4i 152 kde i, nutn" oty /-' x. ' " 5 ■ (3.21.5) pro uplnos. poznamenat, že absorpční 1 emisní koeficiente na jednotku ... , .„. nelze pnrno sčítat pokud nejsou zvlášť určeny pro jednotku ...... ' ------i....- i..u,i uictiiv pru ledmilku ,, ,měsi častíc, které ahsorho,, a ,ozptylu,í, ic-dy například pro směs atomu h' Invch elektronu apod •' p'nergie.kieráie rozptýlena podél dráhy dl, je úměrná ,.,,1, dl a jestliže zářeni ,,,,„,. opéi « směru 9 do prosiorového uhlu d.,, pak možno pro úbytek ,rgie rozptylem iza lednoiku času; nalézt pomoci vztahu mezi zářivou energií energie intenziiou dři. ■ ■•/, dl cos ./ di d.i d. (3.21.6) • existuje psia pravděpodobnost p, že foton zrněni rozptylem směr z 9 jcsthze ^ ^ ^ frekvenci z 1 na 1 Ai (a bude vyzářen v intervalech 9" ' j0 prostorového úhlu d.-. s, J, ,,, pat možno zavést fázovou funkci Jl ~ r • 1 , která je jistou mírou lefo pravděpodobnosti In . násobena lazovou tunkci a integrovaná přes všechny uhly a frekvence energii dť o frekvenci 1 rozptýlenou za jednotku času do úhlu dto'. Za ,1-iadu, že změna frekvence \i bude zanedbatelná (v v), platí vztah d£, .ocosir d/d.do ^ J !,{!>,,,) !\;> .;>,,, -,,) d-,. (3.21.7) Ze vztahu mezi d£ .1 enusnim koeficientem plyne, že .1 tedy d£ ďr cos í' dl dr dľ>' , £jD ^'''''')p(^v)ď... 7, toho plyne přímo výraz pro funkci zdrnie rozptylu In \„ lÁi',;)P(0,^)d, (3.21.8) (3.21.0) (3.21.10) Obecně je /'•■', , 1 ■ léno uhlu, t|. uhlu sevřeného původní drahou fotonu u směrem, do o Cpi \ len. V izotropního rozptylu, kdy P(í>, t|p) = 1, lze snadno .<:: ... droje rozptylu je rovna zářeni přicházej ícimu ze všech směru, ni '#>-**■ .7.. (3.21.11) Rovnost .S\ / |c 11 uvptylu splněna pro monochromatické záření, tedy S, 153 ■ • viz kapitola t.'O'ohecnč piati pODSc j,. Rovnice koimmn"^kvence a |eo pfi roíptylll ľl.,t, , zářeni imcgnn-aiié pŕe% •*« n Pru pro Ľ<--lk.,i "Km ÚwnaticM zaŕcm splněny podmink FunKv/dnuepior-"-"S 7^ V f- ' rovnováhy a izoír.^i '^l1'^^„..„^j,, ,,m,[K kc /.iŕrn. v/tah celkovou íúrikc. zdrnie S* , Pri ra nc PHi ,iiii°' . pro termodynamickou rovnováhu plalí ve hvězdách s dostatečnou "Wlŕ* obiemech. Hvězda jako celek není izolovaný 'v rclmivnč malvc •? o... oovrchu do pr< 3.22. Termodynamická rovnováha S pojmem pravá absorpce ,e spiai i potem termodynamické rov váhv. Předpoklad temiodyn.imic ke rovnováhy v určitém miste hvizdy, i. to. nebo též lokální termodynamické rovnováhy, v mnohých případech zjednocľt teoretické úvahy [deálni model prostredí, ve kterém panuje tennodyn. rovnováha, muže představoval plyn v nádobě s dokonale izolujícími si". Teplota T plynu i stěn nádoby je na všech místech siemá a s časem se n- « Každý elementární objem v nádobě ic v dokonale tepelné rovnováze s kter '■ c jiným c/ementárnim objemem. ]e nepochybné, že každý elemcntál tu objem absorbuje přesné rolifc zářivé energie, kolik ji pohlti, pl.itj vztah •Vnu ^•22.1 kde je absorpční koeticient v daném elementárním ohiemu, kterém procJtfo, ze všech směru zářeni o intenzitě /, a ze kterého je opět vyzářeno do všech smíru množství energie vyjádřené emisním koeficientem i vše vztaženo na konečný časový1 interval). Zářivé pole je izotropní, tj. v žádném směru tok energie iiepícvl.j.t Za podnri nck vyhovujících termodynamické rovnováze je intenzita zářeni dána Pl.inckov funkci ou 1, B,(T). Z toho plyne, že >r XrB,{J). (5-22.2, I 5-22.3, Tento vztah vyjadřuje Kirchhoífovu větu: Za podmínek tepelné rovnováhy platí, že poměr absorpční In se rovná intenzitě záření a je pouze funkci teploty, nehol tr l, B,{T). i cmísn 'eticientu 5.22.4) Pro každý objem v plynném prostředí vyhovující výše uvedeným pi tiinkám sc pomér *,/«, rovná spektrálni zářivosti absolutné! černého télesa vvtádi. i • Plaňek* vou funkcí B,(T). Absorpce, í-'^' emise vynucená a spontánní absorpce ■ emise se v usirolyzikálnich úlohách většinou omczuic na ,bíhaii v atomu či molekule při pohlcení či vyzářeni kvanta 0 energii jčic, kierL , |/ť „Značn tyto děje jako přechody elektronu mezi různými hla-f č , ,j,0 - což je totéž - atomu i či molekul i mezi různými stavy • exci- pfechody mohou být: jinam' ionizace mm l. * i vázune-v vázané '-vázané, tj. přechod elektronu mezi hladinami uvnitř atomu. olné, ionizace - uvolněni elektronu, I vazane, zachvccni volnech elektronu atomy, V,lné-vo'né. volnv elektron změní v blízkosti iontu energii. ^absorpci záření v atomech nebo molekulách platí za určných okolnost] tytéž které obecně plat i 0 rozptylu nebo praví absorpci, O tom, zda jde o rozptyl Uťíltl*' avou absorpci rozliodiije mechanismus zpětného vyzářeni pohlcené ener-ne'"vf řiklad vázaně-volne, volně-vázané jakož i volné-volné přechody elektronů ?lC' j*tnj pjfj pravé absot pd Energie, která byla atomem pohlcena a vedla k jeho se tg částečné ol •• t/en.i v kinetické energii uvolněného elektronu. Při volných ''T^wlně-vázaných přechodet h tohoto elektronu sc energie postupně opět vyzáří. nc , ■ Vv/aiem - reemise pnhlci ucho kvanta bez změny jeho energie, tj. v téže Itvenci S jakou záři ""• )c typický rozptyl a je podmíněn vázaně- ^zaným přechodem cl. I IŮ stejným parem hladin jak při absorpci, tak nfi reemisi. Energie vyzářen vel ' 1 -.t.iusiicky rozdělena kolem původní ener- Tak například v p ■ ■ rbovino světlo zcela přesné frekvence, avšak rozptylem jevyzářen kvence je jakoby rozmazaná v důsledku te- pelného pohybu z.n ■ Vppk-ruv jev,. V lakovém případě se mluví o nekohcrcniním roz| V atomech a mole1 crviem nastal přechody, kdy při absorpci je pohlcena poměrně vy* ic z.pčt vyzařována postupné v menších kvantech s menší energ Ikkd dojde k excitaci atomu do vysokých hladin, ale elektron se nevrtili n i rvodnl základní hladinu, nýbrž, postupní přechází 154 133 , qm Mn.l.l^f.ll hladin na mm ľ" -Jw "•'"•1Pr P"^..ván„ fc, ,„,„ iL.m, absorpci, avšak artfc probíhá, v podmínkách, k.erc zdaleka „^M, předpoklady termodynamické rovnováhy vor.ikUJv icrmoin ii-""ic<"- .........—- íezřeimé U vázaně-vázané přechody vyvolán absorpci c. emisi „a zcela . . . . _i____:i_á t««ri ťlvf'iTni m* nroiťvi fiiiivf .*. Přes abs ""ít, vyme/enveh flalWIM hfc spektrálni JáryL Ocitni M projeví cinM v iiMcm rozsahu spoiitťho ipefctni. PŕcvhoJv, fcrerc M iip/ainuji při tlMoupd Ji Cfltfei zářeni se ✓ lohoto m děli na ledi I. přechody spontánni s vyšších hladin na nižší - spontánní emise -■ přechody vynucené s vyšších hladin na nižší - vynucené emise I prechody s nižších hladin na vyšší - absorpce. Pro jednoduchost vykladu lze použít přikladu s dvěma hladinami energii .1 vyššj 2. Počet fotonu vyzářených nebo pohlcených )v intervalu frekv. ' a v prostorovém úhlu ď- /e dán pro jednotlivé děje vztah v CnCe 4 .V., diď. j ,Y\ —r_ - spontánni emise .V d. di .Y,i. dr dl dldr dl d"i vvnueena emise. (3.23.) ■ absorpce. Konstanty Atu B;\ a Bu vyjadřuji pravděpodobnosi, že se tento dřj stane bez ohledu na fyzikální podmínky, které panuií v daném prostředi. Tyto konstanty Sc též nazývají Einsteinovy koeficienty. .Y ie počet atomu v hladině nižší a Aij v hladině vyšší. Je lasnc, íe l mise, která je vyvolána některými z těchto dějů, bude úměrná !n-N.v a //r.Y Válec o zá kladně dn a o délce d/, tedy o objemu dF d<7d/cos/', zn.inr. / předchozi diskuse, bude emitovat energii dE, t^jdVdrd,.,. Známý vztah mezi energií a intenzitou vede k výrazu pro emisní n hr 1.7 JVi(ilii ■ Bul.). /analogicky lze obdržet výraz pro absorpční koeficieni hv <9= 4t ATiAa. Použitím těchto výrazů, rovnice pro přenos zářeni má tvar áI' hv r»r „ dl fa lN'Aj> (N'B>- WfÄa)/r] '.23.2; '3.23.3) l 3.23.4) 156 , ni 6#deW hloubky eden''I . *» p sil dr d/, dr íNiBii .Vři , AI vydat"051 H funkce zdroje v tomto případě je .V. 1 3 23 S (3.23.6) (3.23.7) S ^n o počet .V,„,. který v^stupu.e íormaíné^ ^tľ, ««* r**" .hsorpčni koeticieni < je ledv ncgalivn, absorpce. +T (3.23.8) tó(liževšak ie ^nucená emise takto zahrnuta do absorpčního koefieientu Dak i. 'korigovat i vyraz pro emisi lcntu» pak ,e ngUiO ■1.7 3.23.9. tomto pojetí závisí pouze na spontánni emisi. ^ lam konstant AtuBtt a Ih: vyplyne zcela jednoznačně z následující V ,,, které se předpokládá tepelná rovnováha ve studovaném prostředí. V tom úvabýi ™ . píip udí Pla»> >C Úl, dr, 0. zdroje i (3.23.10) ..... .. . m výrazu pro vydatnost se dospěje k rovnosti mezi funkci plancknvoii funkcí jednoduchou úpravou i/l.-' II.; Obsazení hladin I a 2 je dáno ■ i .novou rovnici (viz další kapitolu. JlMii NiBv Ndl:< 1 ., [exp (hv kT) - 1] (3.23.11) JV. N, I toho též plyne (3.23.12) Att 1 Bn g2_ B„ . - ' B.t gx • Jak je uvedeno v dalším odsi.o,.. .in.umově rovnici, gj a jsou statistické 157 >jfi\ pro obwrm příslušných h/adin. / loho ic (cA nairm vvzn.írn ko,ls,, J /V, uio i i/rjh pro »vdarni>si ti /'odohnc lze naleží pro absorpční koeficient /.ncdrimn náboje e a hmoty »i elektronu, rychlosti svetla a v/ia|lu j temno íe/ičinjmi plyne pro absorpční koeficient hěžněn užívaní ivijn -7C -' i * A' - i kde / le ** « '/■"■"» m Pŕcvhodv / hlad.ny I na hladinu 2 lunu ,, li: . . . o* - ■ ' 4.7 -e- ''■23.|t 3.24. Boltzmannova rovnice Jestliže ic dosaženo v určitém místč hvězdy rovnováhy, pak p^, atomu .Y. v určitém stavu s obsazením určitých hladin lakož i počet volným e/ektronú) |e konstantní d.V, dí 0. Je dosaženo termodynamické rovnováh resp. místní termodynamické rovnováhy) a pro poměr počtu atomu v jednolití, vém objemu v různých stavech .V, a X>. platí Boltzmannova rovnice Ně ía ,. , t\ * expí /„>, kT), íl.24.1 Nu g, kde e.,, isou statistické váhy pro obsazeni hladin ,/, h, /■,.• energetický rozdi obou hladin, I; Boltzmannova konstanta a /' teplota. Možno rak zjistit poměr počtu atomu v základním stavu k počtu alomu excitovaných na \ J .adinč. Počei všech atomů a-jednotkovém objemu; je M Mi Mi M ní, že Mi kde u( T) ie partiční funkce, což je u(T)- Z\gicxp'-x.kT), (3.24.2) tedy součet statistických vah násobených e«p(—jfi AT) s přfslui xenačnim potenciálem ■/_,. Platí tedy, že Ír Ä exp( /f*r)- (3-24-3) vah te omezen shora, ahy „(7") «q. v literatuře vil W -'■"'ľľmannosu lovn.ci v logaritmickém tvaru. Jestliže | ,e vy,i, sinou ladřeno log e So lo ,li/in ■ann'n- rovnice teJv dosiává tvai běžný v astrofyzikální literatuře v - Cl l lil .-r „JIH** Ni. lOg y SO-10 r '-" ■ log ř" Mi 50J0 -jr-» ,ub ér labclovány v24.4 ------- „ - . . ---- ■• ■ ■■■>■ mmj, c ——"SJI1 I ..an't3 ,IUUS |^ j.jc , je celkový moment hybnosti moment impulsu atomu P^*11 1 d"íze uvcs" P°mrr -V' *Vl rri' V',Jik VC slunĽ™ atmosféře za předpo-[JjuP /• 5000 K, /, | 10,2 cV, ,i 2. Hnadc 5040 T 1 - Oířl 2- 4, ,íJ?' log & I0j2 0,6 -9,8. 10 mili'lrJ vodíkových ati>mu ve sluneční atmosféře připadá leden, který blíženou druhou hladtnu. mi 3.25. Sahova rovnice Jestliže atom pohltí kvantum, ichož energie se rovná nebo převyšuje ii nutnou k uvolněni elektronu, který je v jisté hladině, nastává ionizace. Energie převyšující ionizai 1 [e kinetická energie uvolněného elektronu. Tanenl kvantována a mú.s ' ikoukoli hodnotu. Jde o vázaně-volný přechod •íektronú, který je provaz. • l SOtpci pozorovatenou ve spektru za vlnovou Jelkou (počítáno směrem m vlnovým délkám) odpovídající přechodu s energetickým rozdílem /;. je energie odpovídající hladině, na bete« předtím elektron ionizační energie nutná k uvolněni ze základní hladiny. Jako přiklad lze uvést Balmerovo spojité spektrum pro vodík. Balmerova série čar raniká | 1 ■' hladiny druhé na vyšší (při absorpci - při emisi je to přechod z vyíšich hladi i na druhou a v takovém případě jde opřechod volně-vázaný). Excitační p • prvé hladiny na druhou 10,2eV, ionizační potenciál vodíku G -V, tedy /, - Jfi-i - 3,4 eV. Tatoenergie odpovídá vlnové délce z . 1240/3,4 365 nm. 158 159 nrnskvm vodik II II /. ionizovalo „tére hvězdy ic téměř vždy tlapot část plynu ionizov, II II, ledcnadvacetkrát ionizované" V"'" Jelikož » umou ana , , , Hl déie, temh M tfM^Blne elektrony. Vofc/Jj >n». irunv mohou hvl ionizovanými a lomy opět zachyceny a nastává rek0 toni/ovanvch aiomu, upíná neho částečná Ovšem opět piati pro rovn^^? že počet případu ionizaci za lednotku času se rovna počtu rckombinaej například děl pro čisté vodíkovou atmosféru ' eQY H.-H- e musí byt v rovnováze. Je ledy zřeime, že počet ionizovaných atomu v iĽ(j objemu závisí nejenom na teplotě, ale i na počtu srážek atomu s volnými el tejv na eletronovem tlaku /',. N'a základě toho odvodil Sahá orn ™„ . tr°1' ... ..... , , . <• Pomer rv.- - k poctu atomu ve vyšším stavu r . atomu řV vztah určitém ionizovaném slavii X, I ., , «r I(Ž>'"1 Ňr «rk* kde // je ionizační potenciál atomů v ř stavu, £ Boltzm.tnnova konsta h Pianckova konstanta, m hmotnost elektronu a resp " ■ . % atomů r a {kT)* -'exp ( /, ItT) k I ionizovaných a P, elektronový tlak. Logaj^tmický tvar Sah rovnice ie AVi AV log log 2», Jog T - 5040 7" ^,i - log /',. 1,48 C3.25.- kde /, i je vyjádřeno v elektron volt ech, /J,- je elektronový ilak fPjjJ Jak lze očekávat, teplota ionizaci zvyšuje, kdežto elektronový tlak naopak stu žuje. V řídkém prostředí bude tedy při stejné teplotě více atomu ve Vyšších iom začních stavech než ve hvězdě s hustou atmosférou. Tlak plynu a volných elektronu je určen teplotou a celkovým počtem částic Jestliže počet volných elektronu je A',., pak pro elektronový i * W> (3.25.3 současné však tlak plynu P„ je dán celkovým počteni části' ech atomů g a volných elektronů Nr, tedy a pro poměr tlaků platí 160 P„ (K N)kT P. N A',. (3.25.1 (3.25.3 {éie hvězdy ,c vodík szds dominujíc, prvek, a tudíž. ,estl,že ,e teplota * a-čně v v-oka. pak .\ a / ■ '' 2. U chladných hvězd, kde vodík ,e .......cutralmm IWVU, |e elektronový tlak dán pouze teplotou a množ- i-'""1' ^^Ino^oiu/ovaielnveh prvku především kovu... lHá**0*. fcimé, >e elektronový tlak rychle klesá s klesající teplotou a od určité je ted> k leplotam nižšími se bude mínil jen pomalu. V atmosférách 1 ' ."hitou nad 10 000 K ie elektronový tlak poměrně velký. Počínate teplotou hv4zJ - "T^ ;.rL.m k teplotám nižšim se mění v mezích od 20Pa do2Pa. « mni přiblíženi užívá se většinou hodnot /'. — lOPa. |'roi"x |s,oupcni lěžšieh prvku v atmosférách hvězd je oprou vodiku a heliu gfUn ^_ . vhodné při výpočtu poměru počtu ionizovaných aiomu kncutrál-ni/ke. a 1 ™jj pQJfxat tak, že se vytvoří čtyři skupiny prvku podle ionizačního poním al° ™ pjfi \t helium, v druhé vodik, třetí a čtvrtou tvoři ostatní hoiněji za-,L.ncialu ^ ^ ^ přibližně stejným ionizačním potenciálem (viz tabulka 3.hj. .loupené 'mcnai, žc Sahova rovnice platí analogicky s jistou obměnou i pro •slltm! ■. s(i1v molekul v něiakém prostředí, kde muže vlivem teploty docházel r,.vnovazn> . g k |X.akum typo „tezi pP"3 B.-AB, A a B. Za rovnováž.ného stavu platí pro jriálni tlaks' atomů p, a p» a molekuly /•>„„ pomír P />./>, (( [Z-tMY P.s h* a y AB )c molekula --ložena z atomů L&Hnl rlakv atomu /'„ a Pt, a mole (kTy-cxp(-DkT), (3.25.6) kde u je veličina analytická partični funkci, M je redukovaná hmota molekuly M m„m,, ma ■ nti, kde m, a flti |e Brnoi ■ | i :• Ittšných atomu, /) je disociačni energie ■ kT má stejný význam jako '•■•/ich rovnicích. Tatatlka 3.6 Reliiiivni počet iontu ■ pomtr tlaku plynu k elektronovému tlaku. Pro teploty T 12600 » 'i .100 K (podle Allan) Skupina prvku , .Uineiál (cV) .V Wn N \ 12 000 6 500 1 He -'1.5 li,: 2 H 1W 1,0 i Fc, Si, Mg. Ni 7,1 4 10-* 4 AI, Ca. Na 5,8 1 10 '• tlak plynu tlak volných elektronů 0,04 0 1,0 0,0001b 1.0 0,84 1.0 1,0 1 2.2 2 500 161 • „hvinezi intenzitou HO. i>) i funkci lojnfc pokladu místní (lokální! ke vztahu *| "Pí, jři-i hvězdv ic úměrná zareru černého tělesa n , Intenzita na povrchu zarw . jhm.j |Ulrm,, Houpá-Jj , ,^ v opúcke hloubce r tm , JiskU. kou hloubkou, 1« intenzita nc ■ povrchu hv&d, Obecné plat! pro střední intenzím ■ c < i., r, WnrfrU zářeni černého tělesa pio teplotu /• S::,M,í2Ä-i.....* »..e„rěpr;-r:i 48 2, neboř cos 4« ,2 .)• Teplota ,e pres evsnn funkci K • kterou je optická hloubka vazana vztahem hloubky )i. se I -, li d/i (3.26: Čím je vyšší r,., tím menši je geometrická hloubka, ze klete / 0 '^ha^v, pro určily'- interval frekvencí bude absorpční koeficient liejný, m ho se i,,,^ s frekvencí spojité, bude spektrální rozdělení vyzařované energii též spojité" i tľ! odpovídat záření černého tělesa o teplotě T v tište geometrické hloubce, A JJ jakýkoli nespojitý průběh H, v závislosti na frekvenci se projev! buď sktikt^ spojitém spektru, nebo spektrální čarou. Jestliže se například vetší u jjMť ,'! kvence i, pak geometrická hloubka, a tim také teplota 7 pn mé , (nebo t = :,), bude nižší než pro okolí frekvence c S tun sous i skutečnost, spektrum spojitého zářeni hvězd není zcela hladké. Tak například za hranou fc' merovy série vodíku směrem ke kratším vlnovým délkám vznil tzv Halm • skok spojitého spektra. V důsledku vázaně-volných přechodu elektronů z l? hladiny se zvýší absorpční koeficient vodíkové atmosféry z,i hra ou Kalmer série, a proto se v této oblasti intenzita skokem sníží. Obdobná tce nastal' vzniku absorpčních čar. 3 Pf: Teorie vzmku absorpčních čar ve spektrech hvězd sc rozpadá i |Va problém které možno rozdělit na teorii čárového absorpčního kocliciem,, , lk u ľj* popsaná kvantovou fyzikou, a na teorii přenosu zářeni v čare ' y Teorie absorpčního koeficientu v čáře není zde blíže diskutot , Snadni, chopiteina ,e však otázka přenosu záření v čarách. V oejjednod, , SSR fcató) termodynarnicke rovnováhy i pro absorpci a emisi v dane čái Pro ?„ i bc nahrad,t P» zářeni černého tělesa fl, , , 0 V 2 flinka Li zdroje .NV, tedy .S'r &AT). Povrchová ,. )L- dána upravenou rovnici intenzi'.,! /,(0, .')) pro čáru . sec .'i; di, sec íi , | Y26.4 l,iO, fj \„ «.l7'lMjexp( , , znamená teplotu pro optickou hloubku <•,. ^ , L špouleni záieni |e intenzím / ,. „kolnim s| /_ (O, P) \o 84T)> exp ( - r sec .'!) dr sec $ , i V26.5) j-v |C teplota pro optickou hloubku i ve spojitém zářeni. Optická hloubka kdc.' ii Jana součtem absorpčního koeficientu v čáře x, a kochcienlu N spoji- t, — V (», + ») dA. / toho ,„o plyne, ?-e dr, dr (3.26.6; ibsorbujici prostředí te icd\ opticky tlustší po. čáiu než. pro okolní spojité zářeni, ' mio B>(T)- T ' 'ledy /.(O,,/, /.«>, it; a na pozadí spojitého zářeni se objeví tmavá C*m. Ob J.fO'. tkytím -p-mrL" ab-„rpén.ho knei.u.Hiu .... frekvenci ix "'„dikovi aoiiosleu \., 'li.Jv se pioicvi viruoi-m ■baorpcniho ioclicieniu n.. I" i ' sérii. Vliv ncgaloiMliľ toolu rodam není ve ^chěiu.o u i Absorpce v Sarácb nemusí ovšem vždy probíhat za podmínek blízkych termodynamické rovnováze a proto wšc naznačené vysvětleni vzniku car je pouze hru-bvm priblížením mnohdy dosti komplikované úlohy. Klasický způsob icdnoduchého přístupu k problému spojité absorpce ve hvězdných aimustei.ii ■linu tzv. sede atmosféry. Vlastnosti takové atmosféry je to, že koelRľ. I IBSOrpCe je nezávislý na frekvenci i Rosselanduv koeli-cient opacity), to u M na. že mira pravé absorpce i rozptylu ic ve všech » stejná. V oblasti vidlic! m model sedě atmosféry poměrně dobře vyhovuje. Ostatně nčkten Jouci ke vztahům i3.2fi.l'j, 3.26.2) jsou založeny na předpokladu, íe nj kocticicnt n |c nezávislý na frekvenci. Ve skutečnosti - in koeficientu závisí na sponu1 ahsorpcj v jvuWh ipoptfho •Ihs"rí."j,i'^„,,ŕ,. .sJu-K-c je u.....ä absorpce vodjj^ h, ., , menší mne' k'"u ,m^ch hWu. Kípřójevl náhlym, skoky ''^ V azaně-vWnc prechody z M> ,m„M.v,(, scrll. Zu hrano,, KajL tSS ? s......,;v""",mT ** ftSfc - prndCÍ Mpnpí « W irl|,jčcrvenc ohlási, spojitý iihs„rn«--„- H t V*'-" AK Ä* schody v ne.ai.vnin, ,o,m, ^ «< ie patrno. A1 pŕeJp..... rozhor hiv/Ja, .„moMéry MttJ pouziulnv -.. IE, t. na «mám hvizdy ,soU vzatemnc vázány vzlahcm učni zrvc/i/ei,i s- na po1 z baromeincké formule d/1 d// fŕ , d/t dr, a prnto nepochybné iaht pian kde ň je geometrická hloubím, J/í*^ DÜ/e p/an, H "ist, dľ dr řfmotnoM ■ pokxmér hvězdy určuti zrychleni ť- Ze Itivové rovnice p(v a teplota je funkci r, tedy 7'(n. Za předpokladu hodnou lze nurn "ť ('(/J, / grovar rovnici J/Jdr. Proto gravitační zrychleni je důležitou veličinou i "Žfc hv&dnyc/i atniosfér. °S!Ulliijr Z předešlého výkladu lze již pochopit i základní princip řešení pruh]1 nvc/i atmos/ěr, který ,e však natolik složit v. že přesahuje rámec t,-i 1 •, U"v&j Pávím se omezit ten na několik poznámek ' Hvězdná atmosféra ,e definována: 1. efektivní teplotou 7 zrychlením f. eherráckým složením, tj. relativním zastoupen,,,, prvků ar^JJ opacitu hvězdné atmosféry. Při podrobném studiu vstupují do úvah rotace hvězdy, magnetické p0|e ap0(. Obvykle se postupuje tak, že pro zvolené hodnoty f a pr< Ipokládané c|,t mické složeni se hledají modely hvězdných atmosfér, tj. výj m sc modely stavba atmosféry s určitým rozvrstvením teploty a tlaku letrickou optickou hloubkou. V nejjednodušším případě postačí řešit dve vnice: a) rovniCl popisující přenos energie, tj. určující rozvrstvení teploty, b) hydí atickou ri>vnit| popisující průběh tlaku I optickou hloubkou. Vypočtené' m< se srovnává s reálnými hvězdami, tj. hledá se 7;.,,.? a chemické složeni ; .ězdu u |bm měřením je zjištěno rozdělem' energie ve spojitém spektru řřeny proj^ a intenzity spektrálních čar. 164 Klasický oscilátor a čárový absorpční koeficient \bsurpéni koeficient v rovnicích pro přenos zářeni vystupme funkce ťrekveiii e I I optické hloubky V podstatě však zavisi na che-jiO obccii-' ^j, hvězdné laiky, na teplotě a ilaku. l'rolo je důležitým poyítkem [iiickV1"1' %'',s"' /;,,'cni v dané frekvenci a fyzikálními vlastnostmi toho prostředí, mezi inic'nzlU . hij,( Vsznam absorpčního koeficientu <, lze odvodil z modelu „Jkud ijtlif^*" oscilátoru, [t založen na řešeni známých Maxwcllových ,l,iinu rov,n,i,u, vlnu V následujícím výkladu je postup pouze naznačen r„vn,c Pr" znal\ teorie pole sc jisté spoko|i pouze s hlavními výsledky, j itenái .tnen^. '.^(.m prostředí 0 konečné vodivost, prochází eleklromajmelické jjechl . .kvcni;l , ve směru v, závislost amplitudy A- x, t bude vyiádícna vlněn' 0 trt vztahem kde AHx,t) A* exp|i„„ - j,„ " v ) ( i„,, i je čas a M je komplexní index lomu daného prostřed, '1.27.1 " '*• (3.27.2) kde »in ie reálná časi indexu lomu. Na imaginárni části M závisí utlum amplitudy vlny, a tuJ,ž ' úbytek mtenziiy se vzdálenosti 1 Ifct) ^ \A\'- AW**, (ji27.3) jestliže x x. 2k. ■ l je absorpční koeficient. Obecně je jak „Kl, tak | závislé na frekvenci ,. Vvz.ini|it I laiku jc možno přirovnat k velkému množství harmo-nickvch oscilátoru naladémch na frekvenci .„ ,.,„2.-,. Tyto oscilátory jsou v poli rovinné elektromagnetické vlny E(r) E„ exp | inif). Každý oscilátor se skládá ze dvou hmotných bodů ve vzájemné vzdálenosti r s hmotnostmi »/ ■ m hnuunost elektronu) a nábojem e (iont) a -e :elektron). Pohybová i ,;, pro takový oscilátor má tvar m, r m.-f^r — meyr e£ , (3.27.4) kde ; je konstant tu a člen ,«,; r udává, do jaké míry je oscilátor tlumen v důsledku vyzařova: • Řešeni pro rit i jako funkci času r vede ke vztahu c E(f) r(0 »I, „i; m* . tůni (3.27.5) S použitím výra/u ľ • j moment oscilátoru p er a výrazu cr E P E 165 což jc pnlari/ahilna owiláioru lomu kde A' je poěei oscilátoru (*B*I lze dospěl k známému vvra/u pro čivcrix. 1 -UN* . u nu jednotkový oblen. Jelikož _ li' 1 2»urk • "0, «y. "■27, vyplývá vzíah proimapinárnl čas. mdexu lomu M." Zrr; 2«io.* %7 . ■• i .h tdv ide o plvn složeny z jednotlivých molekul *j .,, V konkrétních případech, kdv M* J • - Ji i prif le Éw - I a la platí \' těsném okolí frekvence "«lů ,„ možno použít vztahu ,.* - i- - 2r(.'n - ľ) , s použitím vztahu pro absorpční koeficiem M 2kc . možno prf, (3-ÄI Frekvence představuje rezonanční, t), vlasmi lrekvenci osula...ru, kdeiIo frekvenci vynucenou. Absorpční koeficient y., má zde vyznám čárového absorpčního koclicientu ve frekvenci *g má maximum, směrem k větším i menším frekvencím kl''' Konstanta útlumu charakterizuje průběh x, v závislosti na frekvenci, Mi _ ,a viční hodnotu ve vzdálenosti r o, y 4n od středu čárv Integrál Jej atjf (3.27.9, je nezávislý na hodnotě ;• a celková intenzita, absorbovaná v dan ife, jc úmč pouze počtu absorbujících oscilátorů (tj. atomu V rna Pro úplnost je třeba dodat - bez bližšího odvozovaní le -, jc klasí-k'h nsciJátoru plynou některé důležité vztahy pro rozpivl. Ľ a) Podle klasické teorie energie vyzařuiicího oscilátoru ubvv.i cm , ^ funkce exp (—; /,) a pro model atomového oscilátoru platí pro i něho útlumu vztah 'ent přtroze- Yv = H,t-e-V b) Elektromagnetické zářeni je rozptylováno, pokud má frekvenci . .,.„ »<ľ0. Pro rozptyl na volných elektronech f, ,,0 tu odvodit vztah pro Thomroafc 166 ri'ZP1 Ihonisonuv kochcicn. iw.ptylu 2U. We. « 6,65.10 '.,V. , '3.27.11; volnech eleklronu na cm'. ,< ,L> pocc* kde volných elektronech |e nezávislý na lrek v R'I:ÍPI>1 ŕízová funkce Pf* ic dána vztahem ./•"r',r" ..... 3 enci. Rozptyl je lémĚř 16- II COS''/';, Úhel mezi sméicm dopadu a rozptylu fotonu. kde >\ ,, j ii - 1, upla.ňuie sc Raylc.ghuv roz' jestliže v pb-"u) rozptyl na molekulách 2k.-. Sne' ti V Kr u b opět počc. částic v jednotkovém objemu. Koeficient rozptylu .v, jc ^fktivni a závisí na ž '. (Silný rozptyl modrého světla v zemské atmosféře, zčervenáni zap.id.nicl- Slunce ijíi 3 li. 1'rubch .i'.s.i. i oili.. kocti-UMtna indexu loimi > hliitami r*» naněni frekvence Fázová funkce i piedešlein případě. Koeficienty rozptylu cr« a o> maji stejný vvzn.n ■ nucniv v rovnicích 3.21.2, 3 s Um rozdílem, že n,. je nezávislé na vlnové délce. 3.28. Profih spektrálních čar v atmosférách hvězd Kv.ii.;i itívnl dala určující vlastnosti hvězdné atmosféry (teploty, chemické složeni ap. n získávaná většinou sludiem absorpčních čar ve hvězdných spektrech I II načnou časi těchto car ve spektru Slunce popsal Fraun- 167 často zahrnovány pod |»P*"« čáry l-raU„h.,férilVy. y tykaií vélšinou a aplikovat i na &h emisní. Foíomc hofer, jsou proto často ^""^^ch čar. í via* lze ,e s ,j„vm 0r\£%, úvahv tyka„ většinou a**P« spťk(ra , doslaI^< ářeni v závislostí na vln.,. U '''v výkladu se i 't"1 ' "" " " J. -"i. r, re/at«vni tntenz.tu zaren. v závislost, „a vl,,,, perzt zezt.stuproh Kar, r ^ ^ „ |urhljk.m,, ^J*<% ľokoHeary./toho,orrohh /z , vzniltaji> množs.vi li části hvízdne atmosféry, kde ao.i t "Ulicu čásitc, rotac, hvězdy a intenzitu magnenckeho polt. kJádMe Prom čáry neni překrýván protilem čarv ,ine a ze pruheh ,t„e„z„y v okoii čirý ,e znám a je kladen /,.................. 1 ***** vlmn-vch dé/ek. Díle se předpokládá, že ,»r™»/«' (prístrojový) profi] ^ •""inu mihu vtu ulila. •■- í----1- . . . Car i velmi malv nebo ,e znám z laboratorního měřen, dostatečné přesně lns,ru '< lálniprofil zahrnuje šířku štěrbiny zobrazenou na spekm.pramu včetně ohyfcWľ jCVÚ, zrno fotografické emulze apod. zav.sl tedv tia rozlišovací schopnosti p<>u> tčho přísiroie.) Ideálně ostrá čara s nulovou šířkou se vzdv/obuzi jako čára „ |T neěné šířce. Maximální hloubka absorpční čáry je A' A'.. / / , kJc *• je intenzita zářeni naměřená ve středu čáry, jestliže / ie intenzita spojitého spek '. v těsném okolí /.,,. Spektrálni čáry by nebyly nekonečné tenké .1111 v pŕjpad? kdyby bylo použito ideálního spckirograťu o nulové instrumentální Šířce ' V* naprosto ideálním případě by emisní či absorpční č.11 a mela vlnovou děl (frekvenci) odpovídající přechodu elektronu mezi dvěma Oitří dcfinovtnýaij hl" dinami s rozdílem energie SJ: In. Prolil Ľan v takovém pi , dpovja, funkci a, tj. konečná méřúelna hodnota intenzity emisní Cáry i 1 . zem ien jednu jedinou vlnovou délku i odpovídajíc! Irckvciui 1 Ve necnosti yta emisní nebo absorpční čára vzniká současnou emisi nebo absorpci ví Ikein poů atomů. Rozdíly energetických hladin všech atomu, které v dani,. mžiku /lr nejsou stejné, nýbrž budou s listou pravděpodobnosti rozložen lem siřcjn hodnoty A£„ //•■„, kde ři odpovídá frekvenci středu i'.11 \ R hodnot u pro určitý přechod u jednotlivých atomu vznikán ti.ipiiklai! ; raných lei ných setkáních (srážkách) atomu s nahiivmi čtSUCemí, CCd "-'šířením spektrálních čar vysvětleným Stukem tzv. Stárkův efekt \ , z „u,^^ částic, které se vzájemné vůbec ncovlivňuii, nevyzáři nebo n zcela určitá frekvence i„, nýbrž s jistou prav d.'podohnosti 1 fit okolí i„. Jelikož zářící (nebo absorbující., atom si ize v této IcnmsJoarJ | I i ,j.., h monický oscilátor vysílající tlumené vlny.možno mluvu o rasufi n uth metr, Jestliže kmity oscilátoru jsou tlumené, pak energie ubývá exp e r veličina ;• (vyjádřená v s h ,e konsi.,,,,,,,, „tlum,, \, ..},„ I, ri„ľľ ana yzou takových kmitů lze například z„s,„. >, rozloienl abi....., , * kolem frekvence ,,, středu absorpční čáry je umérnc vvtazt, *' * it^ttf r(b.). ■ (3.28.1) 168 ' pouze ' těsném rp.de zavisi výhradně na převrácené hodnotě životni dobv ,,. 1 harakteristickv ě:isi,vv ;„,„_____1 ... . . ' L-,ll'lá tu , tomto případe závis, vvnracinena převrácené hodnotě životni dobv ,ren> iury neboť I V ľ ^arak.ens„ekv časový interval, ve kterém oscilátor ečnou presnosti, ze Obor viditelného světla plyne -' [s '] 1 z vyjádřena v tm) , 10 energie • reorie zářeni ic . úměrná součtu převrácených hodnot životních ,,J|c kvan,oVt [UI]1U1. mezi klcivmi nastává přechod elektronu.Ve většině případů ll,'lidv,u''I;lťL1 gi 10 " s ^ důsledku časově omezeného vyzařováni en , i •• 111 .I. ,.,,/Ciieui v.os .<>'i.-vmi itthmian. lestliže toto rozšířeni je ■.;.L.ni \ místí polov Kin intenzity střední čáry nebo hloubky podle „. 10 šitká m<- ,nlisn, Ll .ibsorpčni čáru), pak přiro^cříti šířku fáry vyjádřená ve Ar 1,1« 10 ' A - 10 |C „cžávislá na vlnové delec I urozena s.rka cary - důsledek zářivého útlumu - ,e Ua v pras. zanedbatelná N-aprot. tomu rozs.ren. srážkami hraje velmi významnou rol, Stažkv jednotli fjch částic mez. sebo,, maji ta následek úthun obdobný předešlému Při větším ,ě,u částic resp. tlaku plynu je tento utlum jii v roziifeni čáry podstatný Roefi-,,cnl úilumu srážkám. tomto ptipadé rovna dvojnásobnému počtu ek za sekundu .1 tuh známu, jestliže je věiši než koeficient zářivého tedv I ■ to 1 .umná. ,> ;___ Jectltzenasr a ,0 u přirozené ,.rk> I ..^ ^ rjato například v ply Ä Ä--.ke, a tudiž rozmení čar v důsledku srážck 1 nej "uživ, 3.29. Rozšíření Dopplerovým efektem Skutečnost, že pozorovaná spektrální čára vzmka absorpci fj ^ v danem okamžiku ve velikém počtu atomu, ktere se vzhledem k pozorov^jj pohvbuji různvmi rychlostmi, projev,' se rozšířením Sáry. Přitom ovsem prfčil rozdílů v rychlostech atomů může byt různá. Vedle repelnvch pohybu mohou t0 b v uanern ľmiii^iku >» . --------- r pohybuji různými rychlostmi, projeví se rozšířením čary. Přitom ovšem pfifj rozdílů v rychlostech atomů může být různá. Vedle tepelných pohybů mohou i0 l makroskopické rurbuíenuii pohyby v atmosféře hvězdy - vzestupné a sestn proudy plynů - nebo i uspořádané proudění plasmy v některém misií na hvčzdn ! povrchu. Pochopitelně i rotace hvězdy í viz kapitola 122 rozílň spektrální charakteristickým způsobem. Rozšíření čáry útlumem lze poměrně dobře rozK od ostatních vlivů z profilu. Též poměrné snadno lze odhadnout, zda rozšířeni "■ ' je způsobeno roraci nebo tepelnými turbulentními pohyby. Obtížné se však odlj" rozšířeni tepelnými pohyby a turbulenci. Jedině srovnáním profilů čar růarri* prvků lze rozhodnout, který mechanismus převládá. Tepelným pohybem jednotlivých atomů v atmosféře hvězdy vznik i tepelné r šířem' spektrální čáry. Předpokládá se Maxwcllovo rozděleni r\t ilosti Pak j°2' z/omek z celkového počtu částic A' bude mít radiálni rychlosti rtezlcli -!""• v -ŕ dv, tedy dN í nJ ■ 5.29.1 kde t-8 je nejpravdépodobnéjší rychlost. Z Dopplerova principu platí, že Až Z termodynamiky plyne, že Vu kde T je teplota p!ymu /j f 3.29.2; 170 plynová konstanta, ,// střední molekulová hmotám, ie *»Př ■lerov ská sirka čary Jestliže v atmostéře jsou vedle tepelných pohybu Lkc i orbu lení n i pohyby (např. prudký výstup a sestup plynul jkroski'P'J- j ., p.,). ro/.Siřeni spektrálni čáry turbulence 1Ž. Jnic ■chryenk»' Jc)Vef. iistrc"- hU|eiice má nahodilý charakter a hvězdný povrch pozoruieme jako celek, lei*0' '"V- turbulentní efekty vstupují současně do celkového dopplerovského Až, 2K7' i ľ 3.29.3 l dopplcrovské tepelné rozšíření čáry /■/,,;,. lH6,lnm' pro T vtrfikla. Z- 10 km s je M„ 0,016 nm. 6000 K - a.:?»- Složený profil spektrálních čar na *! lnové 7. výše uvedeného plyne, že závislost absorpčního koeficientu «, délce | resp. frekvenci) lze vyjádřil funkčním vztahem — CXP t M.,,]- , (3.30.1) kdežto pro útlum *t - I A/ K' pochopnelné, že oba tyto íevv se uplatňuii sou-'asně a Pronl iäry |C S'OŽCn / Pron,u dvou 1 lak naznačeno na obrázku 3.1S,. Podíl útlumu na profilu čáry závisí přcdevifm na tlaku plynu, resp. volných elektronů. Průběh profilu čáry je dan funkci //íi. x) odvozenou Voigtem a udávající poměr absorpčního koeficientu n mimo Střed čáry ke koeficientu ve stredu čáry xu kde x <*)>* I" 1 i le vzdálenost od středu čáry /.„ v icdnotkách dop- plcrovskéšířky čáry Ui \ i« ie pomcj■ koeficientu útlumu k dvoinásoh- ku dopplerovské šííkv .. ■ vyjádřený v kruhové frekvenci, aby x bylo bezrozměrné). Hodnota pro H(0 I 1-s.phutni vviádřeni funkce //(z, .ví nalezne čtenář v obsáhlejších uů trrjfyziky,) Z průběhu H(x,x) je mi . ■ i odvodit tvar čar pn vzrůstající x„. U slabých čar, kde xn je malé ta jelikož \ běžných případech z 1), je profil čáry čisté dnpplerovský a vliv útlumu anedbatelný. jakmile však *„ je velmi vysoké (jde pak o velmi silnou í \ centru čáry, záplni se zcela dOfflmmU jádro čáry. Jestliže Ne dále rostl ; prlemvské )ádro je už zaplněno a pomalu se začne projevovat absorpce v kfídh h y, kde se však již. uplatni profil ovlivněný výhradne útlumem. t 171 3.31. Ekvivalentní šířka čáry feütoi profil čirý je QVUrocu — , ■ napj,, ' - ,ľ- raofeaštfOVal -labši celkovou absorpc, i relaU,_.Id-—« -"'•< mu.ť Ä S nutno zavést veličinu, která ^ h, kontinuu) Od cara mnohcm uz i. c . účustr* p'> značně,, závtseia na poctu šiřka mvšlené čáry pravoúh^ * závad, pojem ******* W* «-«0, coz jc pr()|^ \)br.3.l8. ťrotll spektrální čary. Ví především na útlumu : ctném rozšiř^1 Oba jevy ro/iiřun čáru avšak absorpc koeficient * klesá \ lnem utlumu sc v[r lenosti od středu č.i, — lž a, kdej' vlivem tepelného do, i : rovskčho roji'0 řeni je tam závisloo sp, U) /Jj !' zdulenust v jednotka, ti lž. ... viz tfj., V al most érách hvězd w pozoruji oba jcvv Jádro čáry |e lormo-. i-io Uopplerovyip jevem < Dnppkrov. • ,áry), kdež,j útlum se projeví i ki id iarv. U slabších čar |e možno pozoru* liko l>opp|eroVo jadro a křidla jsou Iná předeviln, u Car s velkou inten Hodnoty na logaritmické škále- i orné). (v temže místě spektra jako čára skutečná), ve které je absorhov í a která má stejnou plochu jako čára skutečná (obr. 3.19). Ek\. proto není závislá na skutečném profilu čáry, nýbrž pouze na počtu resp. emitujících částic. Ekvivalentní šířka W čáry se vyjadřuje vť cích nm (ve světové literatuře též v mA) a plati keré zářeni šířka čáry ■> obujících, nou ve zlom- ky (1 - h) d/., kde^/j je intenzita v čáře vyjádřená v jednotkách intenzity kontinua /......„ „i počtu kierv den«« *" sUa oscilátoru -křivk;, růstu zřejmé, ž.e ekvivalentní šířka absorpční čáry tf bude vždy absorbujících atomu N, a tudíž i celkovému absorpčnímu koeti-wiadřuje absorpci v čáře jako celku a je rovný integrálu přes ah S 1= 7c- im '3.32.1; . as klasický poloměr elektronu (e je náboj elektronu, m jeho hmota, ^■větla), f jc stia osalíiton/ (formálně udává podle klasického pojetí ^oscilátoru počet elementárních oscilátorů, jinými slovy - poněkud jiornu ÍaK0 o.eI alornUl které se studovaného děje účastní). Hodnota /< 1. iieP'esnť Z ľ atomu Ar je úměrný statistické váze g odpovídajícího stavu, bývá P . ____mM ."-i t laíc c rychlos' je úměrný statistické váze je,*** P^r7tornč či teoreticky určená hodnota g). ,„ Ekvtvalentn, siřka -re Intenzita okr ÍJ* . ; 1, intenzita pozorovaná a^JrSJ ; ■ hloubkv čá,s l / ' středu &p „roiilu ipoktiiln ary ie kvivalcnini iífkou iry a celkovým počtem atomu n absorbujících n NI .....pn O základně l cm- možno demonstrovat Vztah mezi el nT dráze / (tedy na tomto pokusu: , homogénni atmosfet rpemm koeficientu R, bude R, 1 exp (- *,/). Mějme 1 hloubka čáry pro kterou platí, že Pro zjednodušeni možno pou "I,/neho vztahu 1 t). kde Rc je limitní hloubka čai ! zbytková intenzita ve středu „nejtmavši" čáry. Nyní budeme mčnii ,\ b.une konstantní. Jestliže je čára opticky tcnk.i 1, pak je zřejmé, že Rr =■ xj. V takovém případe ekvivalemni šířka čái fN. Jestliže však xW>l (čára je opticky tlustá), pak je zřejmé, že R ■ R,, naplňuje se dopplerovské jádro čáry a ekviva- 172 173 Jemní šířka čáry H" K "»"-r . . ;lí ,c měřitelně počnou projevy N. jen velmi ,»ílo závisia) na/'V růlr,., „, přibližní lf , čáry. začne ekvivalentní s řka an ^ ^ ^ bude dá„ en »tum ---- -rit., .••Ťrv II opci »u»t - — r----— cárv, začne e^vakninisírka^. ^ ^ na í hvězdy ovsem netze pw» atiti. A II Itnvks rusru p|„,| . tJitl tenkou eaiu. k.is >-kv,va| '•>'' I , Ér) i.v.i. úměrní s poerěni re»fi lilou oscilátoru ij jj'urf,' odpovídá ohlasu, kd% K. j*.k ..-n,, i.ulro carv u \ uwku ŕ ^ 11/ voa/ni' projcs „II krídla T1' — log gfN • kons! změřené hodnoty ff a známých hodnot sily oscilátoru / i, r | a počal . . předpokladů o vlastnostech hvězdné atmosféry postupnou aproximaci ssi&h noru n fit nebo alespoň relativní hodnotu n icdnotluvJi prvků, tj pi' ^ zastoupeni prvku v atmosférách hvězd. Crn /obrn':.1 3.7 Přehled hlavních mechanismu rozšiřujících Cáry ve spektrech Im, I A. Útlum a) atiřivy uilum ■ zancdhaielm 10 inu hi utlum způsobeny sraikami wr.i/n\ při u>ek lip! i) B Popplcruv jev c) teplota Ul maxwetloi^ki-ro/délcro rychli Inoilivvch ci,iK d) turbulence rj. makroskopickí pohyby plynu 1 itmosléfc hw,^ e) rotace hvězd C. Zccmanuv jer f) magnetické pole při slabém poli nebo hsper/i spektro grafu jc čára rozäiŕcna. při silném poli i lisper/i je cara rozštěpená 4. Základní astrofyzikální veličiny hvězd 4i. Hvězdná nmiíniluda (velikost), pogsonova rovnice joioinciiie^a veličina u,la\a|Ki lasnost hvězd nebo líných objektu grjinlřv*hvězdná magrntuda velikosti. Jc měřítkem osvětleni li, jed-nJ (sbk«c le^ vyslavcnc kolmo ke směru zářeni. „(.ikt'*-1'P •)V.|jť|l. uspořádali hvizdy viditelné prostým okem do šesti třid -.Staří Poi!0" 1L. ,.snosil, z nich/ šeslá třída odpovídala iievslahšim hvězdám. odvo/en / latinského uianniludo velikost. Označuje se ve slaršl Iticraiuřc mg}. Nemá ovšem se skutečnou veli- uvykle I— ,Ľ společného /pusoh zapjati hodnoty mapnitudy se většinou děje lipsti tařw . zJ:| .ťsU. hvízdne velikosti nebo dm, hvězda šesté hvězdné 6" pr0 spektrálni ctlivosl oka velikost. ••' 111111 "J zjistilo, |e vzhledem l. \laMnn\icm oka tyto piimitivni magnitudy Později ,-oíi p* rovu psy - hl ně eeometnekou řadu I ento poznatek odpovídá lcchnerovu-U'ebc-1 i-hoivzíckeniii ri !"' 1 /měna popudů radou geometrickou. hihá/měna poctu fadot n onettetou ! , r B F. P nn>l tcdilollivvch velikosti, pak pla |C-ll bi, '■ • 1 (44.1) yc I je kvocient geomen ,id\ Podle Pogsona byla vyhrána hodnota •• 2312,která nejlépe o 1| irůmiraí hodnotí kvocientu / různých starších odhadu hvézdtnch magnil • !t"dnotv .. současně vyhovuie t tomu, že poměr osvětleni způsoben prvni velikottí /• ,i hvězdou velikosti šesté ŕľn je proto t psana uutŕ ,;lku>. £i 0,4 C«i log 2,512 0,1, nebo 2J log /;, (■i.l 2,5» odpovídá pomeru ,' \ š n 2) a desettisíckrát vetsi nez jasnost hvčzdv i, šesté magrutudy i. J'» ^ " - nácré magnitudy (Am }°> " iVlagnimdy velmi jasny uvedeny (zaoi 4). Icrit. .ýeh objekru nabývají zápornýeh hodnot. Jako příklad j j'krouh lené) hodnoty pro některé objekty: Slunce 2f),S" * Měsíc v úplňku 12,0"' Sirius 1,6™ V'cga 0W nejslabší hvězdy viditelné prostým okem 6"' nejslabší hvězdy viditelné triedrem 9«-—10" nejslabší zjistitelné objekty 23- 24"' . Porovnání jasnosti hvězdy, jejíž magnituda byla určena, s jasnosti vydávanou zdrojem kalibrovaným v nějakých vhodných fotometrických jednotkách ve známc vzdáleností - například vkandelách-dovoluje navázat systém magnitud na obvyk|e fotometrické veličiny. Magnituda odpovídající 1 luxu (osvětleni :-obcné jednou kandelou ve vzdálenosti 1 m) by byla — 14. Lze tedy určit v luv > zdánlivou jas-nost hvězdy o magnitudě m pomoci rovnice (platné pro spekl i citlivost oka log i" -0,4 0» ■ 14). Jasnost hvězd i. a 6. magnitudy bude tedy 10 • a 10 ■ luxu. Aby určité hvězdné jasnosti odpovídala určitá magnituda. nu zvolit magnt-tudu nékteré hvězdy jako normál pro určeni nulového bodu šk.i ito jsou mezinárodní domlouvou stanoveny některé hvězdy, které se použi' o srovnávací pro definovaný systém hvězdných magnitud. Jako standardní hvězdu lze použít například pro vizuální m nudy hvězdu WMi (Malé medvědice, též Malého vozu), pozorovatelnou po ceij rok v téměř stejné poloze blízko nebeského severního pólu. Pro 550 nm (maximálni citlivost lidského oka) odpovídá její magnituda 6,55'". (Polárka í z UM i 2,1m) přestala být používána jako referenční hvězda, protože její jasnost měřena vizuálně kolísá přibližně o 10 "„ s periodou 3,96 dne.) 176 poi eJr* hvězdné velikosti měřeny v monochromatickém světle nebo v pci-(kiidh> bv * Vlliu vlnových délek světla, systém by byl zcela nezávislý na úzkém ' Rcccptorcm je zde miněna sitnice oka, fotografická emulze cepioru. >bičc apod Každý receptor má ovšem jiné rozdělení spektrální ''lH, ka10 ' éřeno v rozsáhlejší oblasti spektra a není-li rozděleni energie ve |V,„u J1-"1' ™jroju stejné, spekuálni citlivost receptoru hraje podstatnou roli. ''.|;trech JV"", ;iH,u spektrálni citlivosti - jako například fotografická deska nebe n-ccp'"'^ ' ' k' íekého násobiče - nedávají stejné rozdíly hvězdných velikosti . Vxl-1 i°l , hvrZJ. Pouze receptory s rovnoměrnou citUvosti v nejširším mož- ^icioéb0 P^V^ mčri vidy stejný poměr zářivé energie. Jsou to především \t DborU ^Jrv jako bolomctry, radiometry nebo částečně i termočlánky. Prnio ftot&é reťC^ľJjvnirnu receptoru odpovídá zvláštní systém magnitud. Itaidém" se . era,ufe možno nelézt definici magnitudy fotografické a magnitudy \'e starsl 'lte')ĽtinlcĽ sc vztahují na hvězdné velikosti odvozené z měřeni foto-vřzuál"1- 1 yt" . ]C)lch7- emulze byla citlivá pouze v modré oblasti spektra s maxi-sraftckých 4io'nni. \'izuálni magnituda se vztahuje na měření v oborech kolem niem kolen1 íe lidské oko neicitlivějši. V posledních třiceti letech se k měření 500—550 nm» totoelekmckvch fotometru ve spojení s barevnými filtry, které jasu hvézd u^ VpjjjjiJnj ,,b,,i bkl vu . Proto I poněkud nepřesně) se hovoří o mě-rtjjezuí' určit. , • n Většinou se měří současně v několika spektrálních ÓbO-ľ-téh v rďznycn d-» • re bnrevném systému. rcch, v D . f tfu.c, ruznvch -a stému, avšak nedůležitějším je systém třibarevný t)nesiei!riam . yymjjen haicvnvmi filtry pro ultrafialovou, modrou (fclue) a I'■ '!' ' ' f^spektra s maximálni citlivostí V barvě Úkolem 360nm,v B 440 nm ľizuální ob as ■ Ma oni tudy v lěchto oborech sc obyčejně značí U, B, V. ľ tnlem 3*i o|u ■ ...... systém navazuji ďalší barvy v dlouhovlnném oboru spektra. y kolem sja lenl° ^'^mreirKkčho sysu mu j< sice mezinárodně dohodnula, avšak pro každé peftaice íoCO j num, nalezl příslušné korekce, kterými přístrojový foto-fowmetricke w •......^ n] metrický ff*#* lze převést na mezinárodni. ťrickv přisiit)jo\ 1 "i i« l,an spekuálni citlivostí receptoru záření s> Fotomcin ^ ^ ^ fotru f> a propustnosti atmosféry n* PToračľ°n,Efcnt:'ho tl,ku '■' " ,chromaticWho /ifeni R' k toku skuteíné ^wsoúaa ionosféru I: = jifutti < 1 i skutečnému Ej (4.1.4) í jsou veličím zái praktický stálych vlastnostech přístroje, kdežto nroměnná veličit-, - \možno určením atmosférické extinkce (viz kapitolu 4.7) vyloučit. Celku v v jnéřeny tok vc spektrálním oboru h U je dán integrálem Jestliže C/at*4í 177 predstav uje p'ini'rn • t>iba harvV vc zvokncm lotomctrickem kde ž ******^ mezeném propustnosti hliru a , . - JCO *00 56» 600 700nn Obr. 4 I Kclanvni spektrálni citlivost fiMMtfrHftlft* harevneh.. sv sterou ľ. II. V 7 uM*J 4 I Efrkrit ni vlnové délky 4, filtry a receptory zářeni pro hlavni barevné iystémy stelární folometric Sistem nejensihihzoiai , ini«i;raŕick| desku 'j lotograheky U H ľ fotoelektrický 1 /|nmj Filtr 410 bez filrru 5411 bez liltru 165 Schoo V02 E' mm 440 Schott GGH J mm 550 j Schott GGI 1 (2 mm 165 Schott UG2 (2 mm 440 Schon BGI2 (1 mm.i GG13 [2 mm 1 550 J Schon GGJ1 (2 mm! sensibtli/m .iri.i i in deska ncscnsihiliAH-iin., ■ deska ",neíľJ[kka ncscnsibih/itviin.i kralická desku scnsihih/ovitn.i , i hro) foiograrickä iJi.sk.i I'oionáíobic s SPfc ..katodou vc spojeni se irad.i . m dalekohledem, pol ovmM zrcadlo Poznámka. Fiiiry Schon označují filtry vyrabčné firmou Schon, Jena NDR V závorce je uvedena sila filmi v milimetrech , - '-' futometri*-Ký WH**** H«WÄ|W rtík ('ifl-'tytten r»cr*'enV ° k 1 1 k l m s " 1 0.7 u.y I _>5 -•- 1.6 5.(1 IC1> , \ 4.2 Barevný index Barva hvězd závisí na icploté vníišith vrstev hvězdné almosiérs .7j>. v modré ohlasu a vizuální ohlasu spektra F.„, bude tedv určovat tup B ľ 2,5 log konstanta , '4.2.1, stanta je závislá na definici nulové hodnoty B— ľ 3 30 Ab li Vztah mezi efektivn .„Jtscm Cl » v- le zřejmé, že 8— tV jako [7— B) závisi na rozděleni energie ve spektru měřeně hvězdy .1 je ch hvězd různý. Rozdíl B - ľ (nebo V - B) je barevný index. Obecně platí, že bare rozdíl magrutud měřených u ledne a téže hvizdy v různých spektrá!. ech, ledy barevnv 1 ttlkrtikevl. otnmi — fidimihovi. obiui > 178 179 1 -vu ic stanovena úmluvou lyztkalnc ius,,,,, . Definice nulového barevného kul ^ spektr*tolilD typu AD mezi Ť sH*1 „*„,.,...>«■ hvfedj •r^JStt&h í««* W- ma;i pw «*^»J T^l^, „.jexem i.s.m červenéiM mv hvězdy ihézdv s iw.iivriim ,,.,vjv módní BarevnJ mete* Shuta /ť „cea.n-ni harevnv ,ndcx pr.vn.zu« h.czdsi.i - 0,65 4.3. Barevný exces Barevné exces tnadbytek) |e rozdíl naměřeného barevného ,nu a barevného .ndexu předpokládaného u ,c které "ý ,niie zav,M na teplotě hvězdy, barevny e.vces .ku-.. ,e vesměs kladny |C zPrav,d,a ,?n sohen selektivní atoorpd světla vzdálených hvězd na casticich mezihvězdné mezihvězdné zčervenáni světla hvězd). Bolometrická magnituda Bolomerneká magnituda je odvozena z celkového toku zářeni hvtqh ve všech vlnových délkách, který by mohl hýl změřen mimo zemskou atjnojféru /e-lí tok zářeni nFi ve vlnové délce i viz kapitola 3.121. je bolometrická magnituda -. TJpf Wb.,i ■» C - 2,5 log j. —jg ' dž . (4A.\) kde R- ;e poloměr hvězdy, r ic|í vzdálenost a C je konstatuj závislá na zvolených jednotkách pro Fi. Bolometrická korekce B.C. je opravou vizuálních magnitud na bolometrické tedy B.C. = m, - mtat ■ Nulová bolometrická korekce je podle úmluvy u Slunce a hvězd slunečního typu (B.C. Slunce => • ■ 0,07"*). Maximum vyzářené energie těchto hv leží ve vizuální oblasti spektra, a proto bolometrické korekce u všech ostatní, h typů majj kladné znaménko. 4.5. Svítivost a absolutní hvězdné velikosti Celková energie vyzářená z celého povrchu hvězdy za jednotku času je dána vztahem vyjadřujícím celkovou svítivost hvězdy /. i /:4.-rr-', (4.5.1) h .ují ,rť.e dopadailci z hvězdy za icdnotku ea.su na jednotkovou plochu se ,. ľ 'c f! od hvězdy I a.o , osn.se rlau pouze tehdy, nent-n světlo na drizr Ijlen'*"" , ,,ozo..'va'vlem nějakým způsobem oslabeno absorpci e,. /J,V'ť!" ě ie z praktických důvodu svhtv.sst hvězd vyjádřena imvm z.Pus,„.u:, \ všechov hvězdy umhtcay ve stejné vzdálenosti, jejkb boloBtťtňcta ivby by'- , hvlv úměrné ie|ich sv,mostem. ■ Termín ivítivost ,e nékd, nahrazo if°? 7-'bv byiyůmetnc n" .,n lurninozita .nuž."" vzáicmně srovnal svítivost icdnotlm-ch hvězd, pievádt se poz„-*Wby , irudv na hodnotu, jaká by byla naměřená, kdyby hvězda K la « ..vane mJr|0parsek.Odpovid..|is, magnituda AI se nazývá absolutní magnitud... j.uenosti r __;„,,t,, „■ zdánlivá maenituda. pro převod absolutní magnitudv AI na L rí 10 parse»---r cn° -, • magnituda ,c zdánliva magnituda. prime B^rZtjgc je možné sestavil rovnici pro převod absolútni magn.sudv AI na /»* ,„ ,a naopak;. Ncni-li světlo absorbováno, jsou hvízdne jatdocti H, .vzdálenosti r a 10 pe nepřimo úměrně čtvercům vzdálenosti, id*?* , ť." ieJV nebo rnere řenc E, £in E, Km r- log jjp 2 - 2 log r íinice rozdílů In ě/.dnych magnitud (jestliže zanedbáme zeslabeni zářeni , podle de rozp^,|ern .j absorpci v mezihvězdné hmotě) zpUsobene ^ _ M = 5 log r - 5 . - _ M je modul :.-däleiiosth neboť (.4.5.2) Hodnota m — M r -5--» 1 pc 0 -* 10 pc 10 -• 1 kpc 25 -• 1 Mpc. Samozřejmě existuje tolil témú absolutní magnuudy, kolik je systémů zdán-livé magnitudy. Například tuženu použit absolutní vizuální magnitudy M, ve spojeni s vizuálnimi zdánlii mi magniiudami. Prochází-li světlo bve n pčnim prostředím (například oblaky mezihvězd- ného prachu), nelze \< ne rovnice použit, jelikož tok světla je zeslaben absorpcí. Zdánlivá magnil zroste o veličinu .-1, která představuje absorpci v magnitudách, a platí 5 log r — 5 |- A . (4.5.3) 180 Musíme tedy znáL mezihvězdnou absorpci, abychom mohli určit absolutní magnirudu ze zdánlivé mapnitudy a vzdálenosti. Absolutní magnituda Slunce iVív ' 1-5,0'" (zaokrouhleno:. 181 Jcst/iže jo známa boUmwnuha nut^mtiuLi ttiiaki JuřsJy, lze určit totomttrickou niagiiiiuJu .V/i,.n. Ze známe .Ui„„ pro Slunce a jeho «íľj "*'u/i(, urat tviiivost hvézdy /.. .Ui..„ ~,....... 1.72, /.*,„,„,. I , 10«« wanu 'j"" 1.72 Hodnoty /. /.., se pohybují » mezích 14 1 až 10*. Výkon hvězd ruz„v -k tedv v rozmezích J0-" až 10'" vvaiiu | s • ' Hh -1.6*. Atmosférická cxtinJccc Ovzduší, ktere obklopuje naši Zemi, absorbuje 'le a rozptyluic přicházejici z mezihvězdného prostoru. Tento jev se nazývá atmosférická , .^ti Čím delší dráhu proběhne paprsek v ovzduší, lim vie je zeslaben, to Zn. ""'"''"■ku: čím bude hvězda dále od zenjtu, lim vice bude jeji svěllo oslabeno. Jelikož je převážně způsobena rozptylem světla na molekulách vzduch u, je jej|5^*8 na vlnové délce vyjádřena přibližně ž '. ,sln>,i Rozptyl světla v atmosféře není tedy pro všechny vlnové délky stejný nerozptyluje modré světlo, nejméně červené. '/. toho důvodu jsou Slunce neboju'*' při západu načervenalé. Naproti romu obloha, která záři rozptýleným sl - ^ světlem, je modrá. Uncčn'ni Světlo o původní intenzitě /„ je ovzduším oslabeno na dráze / podle vztah (4.6. i, kde m je absorpční koeficient a r optická tloušťka i viz odstavec 3.17). Obě v I-jsou závislé na vlnové délce. Pro optickou tloušťku platí d r „ j/ j^j. 11 atmosféry i, celková optická tloušťka atmosféry je výška d/. Zenitovou vzdáleností se přibližně zvětšuje dráha paprsku dj *cc z dh optická tloušťka pro zenitovou vzdálenost 3 je čili t(z) = sec z j x dli (4.6.2, Jestliže r(0) je optická tloušťka atmosféry pro zenit, pak platí dosti přesně až do ti» s= t(0) sec i. (4.6.3) Pomér t(z)Jt(0) = M(z) je vzdušná hmota pro zenitovou vzdálenost 2. Snadno lze pak nalézt, že In -j r(0) sec z 0(0 In .W I r O 1 e 1 udřená ve hvězdných velikostech, roste úměrně sĽ v 1« «?nitové vzdálenosti 65 možno místo M z ípto /dušnou hmo- do zenitové vz.oaieiujsii 1 mutin, miMu ;\i c proženu AI lj fi/Rs)- "\e,;i zenitové vzdálenosti je M(s) vlivem zakřivenosU atmosféry ** -"• 1 ". c> sec .-, tak ukazuje tabulka 4.4. Mezi hvězdnou velikosti mimu-ikud rnen , velikosti 111 pozorovanou v zenilové vzdálenosti z platí ,-ericko" »"' • uMícj, 4.6.5) 1 ,r„-„-nt .1 udává, o kolik je hvězdná velikost zeslabena ph prú-^„nkčiii koclisiem hjt CNl ,u>im v zenu u. .^oJu ' . j-roniě toho funkci vlnové délky a odtud plyne, že extinkci se zvětšuje l-stinkce | ^ „^^j, obdobný jako pro hvězdné velikosti n & C„ *M(z), i 4.6.6) Lulce Hon uveden......h.'" • ^ P«> různé zenitové vzdálenosti ve hvězdných velikostech, ttSSlc kolik se změn.. ■ ...... hvězdv p» vlnovou délku 550 nm. I abiilki. pro •TP"™' .Mis) - «« zenitové vzdálenosti lepra,. kde C, je Mtinkci ovlivněný barevný index v a (n^oatmosférický) barevný index a * ,e extin-w- -řevný ,nd (^Lickv způsob urěenfextmkčníhokoehe.en.ujeme.od rndřeni^nosdiednéa téže hvězdy v průběhu jej.ho dcnntho pohybu. Vync^T hvězdné velikosti m„ resp. barevného indexu 6, v zav.s osu na ^ušnén M(z) se dostane přimka, jejíž směrnice udává extinkeni koeficient a, resp. k Extrapolací této tzv. Bouguerovy přímky se zjisti pro M 0 min loatmosfé^. velikost m0, resp. barevný index 6',,. Bougucrova metoda ji lastní řešením rovnice In / In /« - M{z) t(0). Obecně se ukazuje, že exrinkěni koeficient závisí na barevném i.-\u měřenéh, objektu, tedv , z- * *i - *■> C„, I (4.6.7j kde o), aľ, Ai, *2 jsou konstanty. Při' Bouguerové metodě se předpokládá, že exiinkce se nemění i cm ;i nezávisí na směru (fj. na azimutu). Avšak v místě s malou nadmořskou u se extinkce může podstatné změnit z noci na noc v důsledku různých meteorologických pod- mínek (obsah prachu a vodní páry v ovzduší). V systému ! 7'/ i • iinkčni koeft- cienry běžné kolísají v mezích: ar 0,n20—0,m60, an (»,' 0,m%, ^ - 0,"60~l,"37. Průzračnost ovzduší se však může značně zrn - během "ne- 184 a 0#* b>'' ,akc ' "/"-' v ,uznVĽh m,s««*»> »» «*ta«e. V tíehto připa-éJ*1 " uerova metoda selhává. h tfc»u*k sr mění exiinkce-vlnovou délkou a s nadmořskou výškou, lze si, učinit 0^'*anes Í«* klasiekseh Abb.rn.vych měřeni pro různé nadmořské výšky Některé další fotometrické veličiny v astrofyzice pro ruz.nc učcls ie nutné vyjádřit jasnost mimozemských zdroju veličinách. O vztahu mezi hvězdnou magnitudou a fotometrickou veli-U/?Til*) b-vla zinink" ,líivc- •Nl,m".zcnlsk<,u atmosféru platí pro magniludy r«v I lx iz.uálni (H* 0 2,52 . 10 0 2,65 . 10 • lx, 1 lx 1 lumen in 1 . V, tedy pro /.,., ^ 550 nitij I m s 1 2,52 . 10 » W m -1 3,94 m, , pále Pla" , vi'nm 550 nm vyjádřený a[i s dosiatečnou presnosti pro lok v blízkosti J -0,4 1^ 10,42 . ; 435 nm JP log fm 0,4 mň 10,21 , kde É» * '"" is«u hvězdné vehkosii v barvě ľ a ft Počet fotonů dopadajících na plochu 1 m* za sekundu z hvězdy o magnitude *, - o v rozmezí vlnových délek )lMv_5iX)nm je přibližně 4 . 10". radioastronomick.i měřeni je zavedena radioastronomická magniruda (jas- ľro nosí) definovaná podle vztahu 5 3,4 :,5 1og.S\ e je tok zářeni vyjádŕa M Vi' 111 1 na frekvenci 1580. M liz \ 19 cm) širokém 1 112 kde v pásmu s Z hvizdy, její* ""- " ■'"!' 1 '•' »•• /cm tok zářeni přibližně 10 J' \v m - v příslušném rádiovém oboru ' nani - tím hvězda o holometrické magmtudě ,,„„,, 0 dodává (mimo 1 i..hi aimosféru) 2,5. 10 " W m -, což ovšem je energie vztažená na cel v obi Fot .uicho spektra. V novější době byla Inotks famky podle Karla janského, inženýra českého původu, zamé-in mého Eh llových laboratořích, který prvv objevil radio-astronomické zářeni t ni . me se Jy a jeji hodnota je I Iv 10 -* W m l Hz 1 , 1000 Jy I kjy. Znám micke zdroje Cas-iopea A a Cygnus A maji jasnost přibližné 10' Jy lOkJy. 185 . . „.oncK-hroma-K-kcn světle, např. p,,^, 1 kR '<' *u'" [ ■ ■- 4> ,,sm0rů -jsm. jednotka ma I R 1,W1 u' značný vyznám tam, kde se jedná** Hi VV em J sr 1 (v zenitu i , jvlcřený tok záření 3 hvězdná magnituda Casw se zayádl tok zářeni z hvězdy nebo zc Slunce, který je mlv/riu „,čfenim- l'«d tímto pojmem vsak nutno rozuměl tok J, "scházejícího z. hvězdy >iF, ** - * . „ . .„ i, ; f ,z. vvjadieno v fcl nm). Jas hvězUv . . j /ňtonu * J»w" ■ . „h|,,hv se rovná přibližně 0,i)3„ u u'n .,.,.*«>- i^^KÍ'zÍrich je ,as nočn, „Nohy JggS r,-i"10 toku vy R- Energie 1 íhtonu rozložený na lednoi Waovou délku z: '?° rt»l^tom«riěké magnitudé .11..... ti vyz^% kollk kK. ^^SJffiS hvězdy M 0 K-Pnbhžně > tón spektru 3,02. 10 "f". cdkoľéhO zářeni Slunce dopadajici „a JI Sluneční konstanta, což je 'ok :ls,m„om.cUc jednotí..,, . , PK, (4.8.1) kjc f' 'CS tok vvcházciici ze slunečního povrchu integrovaný pi rak naPriklJ j. délkv iL" dn"ve ' -,/• /„ .■>/■' elž 6,32. 10'Wcm » „vosi Slunce, jehož, poloměr )e 6,%-. 10 km, (e S.ředni inten úměrný tok viz kapitola J; 16; rovnající se průměrné intenzitě / iém Sluně. l m-' (kolmo vystaveno COŽ JC lot. ss..-..... — ,„ táfcni; ve vzda/enos,i I astronomické jednotky 0(i ^ rt Slunce Země., je 1*388 kW m '. Svit.vos, s, n Slu So 41 a. na povrcnu z.ciuc, u .s.,...-----.,— r ^ které není atmosférou pohlceno, je přibližné 1000 W m / hvězdy ; fcSřlíS U o svítivosti ; 3,07 . m cd. Osvclcm mimo J*g atmosféru způsobené Sluncem je 13. Taka c-nci dopadá na povrch Země z hvězd, lze odhadnou, z onou, pf J . ZT , _ .j„i,r,',-h no.lmínek, tok celkového zářeni S n-_ u enziia na povrchu Slunce ie však faka energie aopaua iw j'o>'"--..... - .. na povrchu Země, za velmi dobrech podmínek, tok celkového z .icn, SlUnce ľ ,. .. __ui—n ořih žně ooo \\ m / hvězdi. .... ľ 6,32 . Id i W ci K.Cre licin uin.K-.-----r .... sKktrálního tvpu jako Slunce, ale zdánlivé magmtudy m vrch Země tok záření které je k zářeni Slunce v pomen, Jopadá ltefes|a Saměfc: na Po- „v tok mimo zemskou aimosferu ve vzdálenosti r R 0d Slunce bude »eJW n ^ j 6,3. 10'Wcm I, log (zdánlivá magnituda Slunce A' -0,4(6 26,7) -26,7) čili 8,4 .10 «á 10 1 1 },os kde /es rliže záření Slunce ŕ', -iOOOVÍ'm -', pak záření hvězd j je / |o l| JVutno ovšem mít na zřeteli, že tato hodnota se vztahuje na zifeni 11 v rozsahu spektra. Mimo zemsk> dvo;násobná Ví v ězdy v celém ;ou atmosféru by byla naměřen., nergie přibliž^ Plošná yasnost objektu, např. mlhovin, je někdy vyjádřena \ \ hvezů dCsdi velikosti na čtvereční stupen, které by vvdalvsiejnvplošnv jas jal jeJct OznaV nent;ednotné, např. f00 Si,(V) ekvivalent 100hvězd desi ni mSZ 1 na čtvereční stupen ^™M1 Sm(y) 6,9. 10 «Wm - sr 1 . 186 Pl i d" je ptosto.ov \ uhel. pod kterým se (evi sluneční disk zc vzdále-p^, ,■ 1 AU 1^5 10« km je .-t/P/r* = 6J3.10» steradiánu. Z toho n°SD i \ nro tok naměřenv niin.o zemskou atmosféru pak pb,nL > 1 iF* (i,136K Wcm - . > i zednodušeni |e v vk.ľ ir ento tok iF' vyjádřen veličinou & I'm mono-hromaticky naměřen^ to poloměru R ve vzdálenosti . obecně platí Ei FjQfa 5 , (4.8.2.) kde F, 1> |e střední m' pojitého záření ve frekvenci t, Q, 1 je faktor opravující měřený lok o a! pckitalnich čarách. Vztah mezi magnitudou w, vdané frekvenci a lokr. ni., lednoduchý m .'ó log fc'r l konst. , kde konstanta závisí na vol ••■metrických jednotek. Z loků dvou hvězd op "h Ki a R. ve vzdálenostech r, a r; plyne několik duležiiuh jedli liliu pro rozdíl iciich zdánlivých magnitud. Poměry R\'r> D a A' ptcdsiavtni dva velmi malé úhly, pod kterými 187 se jeví poloměry h j tedy b, 2,5 log*; *5** KSf ífľ iii f«.s..l Obdobné pro ro/dilab"'" 10 o. ii.», -■" 1 «•8.5, 4.9. Teploty hvězd Povrchová teplota hvězdy je nepostradatelná veličina. Záleží treba na tom, o jakou teplotu ide a jak je definována. ' vty Hvězdu fe možno si představit jako absolutní černé těleso - kouli - o pol0m* a teplotě (povrchové) T, pro jehož bolomctrickou svítivost platí ru/f (4.9.1 Hvězda však nezáří jako absolutně černe těleso, a tudiz IvltJvost pfj jané bv byla jiná. Vehčiny L a R lze však změřit, a proto se zavádí pojem °'é a) efektivní teplota 2**= Tei, což je teplota takového ahsoluinč černého •■• (AČT), které by vyzářilo množství energie odpovídající svítivosti /.. JVun^ ftí tivnl teploty T,-i se vyskytují teploty definované odlišnými způsoby. Nciďi tějši jsou: b) zářivá teplota Tra*, je to teplota AČT, které vyzařuje v danem intert spektra stejnou energii jako pozorované těleso i PT). Jestliže se rozsah inter^'" -iž zmenší na nekonečně malý (emisní čára), je zářivá teplota nčkdy defin ml! jako „černá" teplota. Příklad: teplota hvězd určená pouze měřením v určité ob?11' spektra. S!l c) barevná teplota 7i nebo Ty, je to teplota AČT, které v laném interv I spektra M má stejný průběh intenzity jako PT. Není podmink u, aby pnjkľ intenzity byj určen v absolutních hodnotách. Příklad: barevná tcpJota obloh nereáíné vysoká, neboť její barva je modrá. y " Jestliže _lž -~ 0, pak jde o gradační teplotu, což je teplota AČT,, terč má v dan vlnové délce spektra stejný gradient intenzity. , Z definice je patrné, že k určení: k_aj ľ* je zapotřebí absolutní měřeni vyzářené energie ve všech vlnových dcl- fctii absolutní měřeni vyzářené energie v /. ■ a;., ,e zJP*11,"' růbth relativní intenzity v ž i;.. ti r«#<# *Zot teleso y... ľ- ; n a čim více ve Li! l '^|ui»ŕ ^\hl, objektu od zářeni At.l, tím vítšl jMiu rozd isi niecbanismus díly mezi jednot- .■ adem (« 7 z (cm) ,kud objekt nemá anomálni spektrum, jinak je blíže TtJ„. blíží T#' f°ii;h ajjjg jako pohybu a energie atomů, volných elektronů je ^ 0'zika,nta kinetická 7». odpovídá tepelné, tj nejpravděpodobněy., «* ( „ I i vá konstanta. a je pl>'n ,.. f je kinetická teplota volných elektronu tJr p'ota elektr'.n-' ;• nebo teplota cxettační T,s je teplota odpovídající energii rcploW>on,ZaLnne'bo eNciaci atomu či molekul. jkk**""r určení teploty hvězd plyne pž z. definice. Efektívni teplotu '^áiciP **řimvrn měřením veškeré energie, kicra mimo zemskou atmosféru (lze určil /námVĽ|, rozměru vystavenou kolmo slunečnímu zářeni. Ze irtidoe 113 pl°C eionce— Zemí r, slunečního poloměru R a velikosti přijímací W3 ^lenosti MUIlce 'nimé ^.'^přistroje S jednoduchým výpočtem možno určil efektivní teplotu .locbv merici améřenou energii 11" platí pkiCi Sluncc 7V„ neboť pm naměřenou li QS R- r- ■1.0.2 konstanta přístroje, T teplota přijímací plochy. To je princip měřeni ^JL konstanty. slUfl H ěbv bvlo možno podobni zmířll i teplotu hvězd, avšak jen u některých Z ° ch se podařilo obdobnou netodou získat použitelné údaje. Většinou je velnu jasny^ m(;[ody M|otenč na určeni spektrálního gradientu, tedy v podstatě °UtBHPk určeni barevné teplotj I aktwrj údaj se koriguje podle různých kritérii, mCr° ^ řiblédnutim k teplote cxcil i ionizační, které lze odhadnout z intenzity ■^rvkůs různým excitacím . nim potenciálem. ^Parametrem barevné teplotj pcktrálni gradient určený pro interval lnových délek Až ži / , ' Oclinicc gradientu plyne z Planckova zákona k _= y~ (1 - «p r—/•./ITT, i kde ci = hc k, i=f h — 4(äi - ' ■ ■c-, ž.71, (4.9.3) 188 189 In /, in /.■ kde /, .i /.. ,c tumeten-a inienzita ve vínových Jclkách /., a , . ; Ví'ienova aproximace vede k jednoduchému vztahu - ^ /V ■ Je zrejmá uzká souvislost me/i spektrálním gradientem a barvou hvŕ i barevným indexem, a tedy i barevný index je funkci teploty. Na zákJ ''3 '"íl !i teplotou hvězdy a barevným indexem je možno podrobněji dokáZa ihv íesi/iic ve studovaném spektrálním oboru platí In-l;T \ '"^dS 7000 K a ve vizuálním oboru spektra >, platí pro ľlanckovu ŕuoltei t(W mezi vztah pod BAT, ?«PI kde opět a * * Logaritmicky tvar s dosazením číselne hodnou- log , ^ , je CiSj logw °'434 r \ kons'" „ (r)Ize nahradit pozorovanou intenzitou A v libovolných tednotkach. Seslr Íiif zl "sÍi í /■ 5 log ž na 1 ž získa se usecka, ,e„z sklon . je teploty, neboť * = -0,434 = (4.9.(i Pro absolútni spektrálni gradient lze tudiž nalézt vztah d In /, . . který je identický s rovnici 4.9.4). Za předpokladu, že hvězda září jako černé těleso, měřené íntcn/nv I, a j ■ úměrné hodnotám B>.,{T) a Bit(T). Pro barevný index, ktcTj |< rozdílena mafuj, tud ve vlnových délkách ži 1-, platí (4.9.; Z tohoto vztahu lze snadno nalézt závislost barevného index, barevné teplotě hvězdy Tg mt, - mK - 12,5 (log /., - log ;.,) - 1,086 i= j y ) . (4.9.8' 4-1° Spe ^^'"ekiřa jsou klasifikována podle určitých znaku. Net důležitější je ktrální klasifikace hvězd důležitým pozorovacím údajem |e stručný popis spektra klasifikace l,vla zavedena počátkem 20. sioleli, kdy bylo nashro-■^^u^^^^íéná malým fotografickým dalekohledem s objektivním .ll"l|ín!'„m. OisP'-'1"' iiiJ^Va bi'U ÍOl^l},ni\ zkoumal velké hvězdné pole v rozsahu vlnových délek l»w u.....vš;,h byla nevelká, a klasifikace tedy spočívala na nejnápad- ter zjistitelných při malé disperzi. Nicméně s různými "'^h "^'"^'ími predstavuje nyní harvardská klasifikace základ pro klasifikace nřl'a'jjtV a zleP8*1" rčniěř 100 tisíc hvězd bylo oklasihkováno tímto způsobem. Jiných sr'k'L7se opírá 0 přítomnost (nebo ncpřiiomnost, důležitých čar ívětši-,v'ŕ/L.,p klas'nka"r^ hvczjněm spektru a o jejich intenzitu. Jsou to hlavně čáry ibsorpčnichl sl- jjjy vápníku, dále čáry kovu a u chladných hvězd též poU 1 .. Ľ,ifiC VOUiis , fylni' erovy le)i0lárni F3*- by|y hvězdy rozděleny do 12 (nebo 13) tříd, každá z nich je aučasne ■55**-' lédujícicb velkých písmen abecedy: [Q, P, WJ O. 14, A, 1-, ti, K, M, [S, R, N]; 'S0U p0atrŽCnV' V 1,ranaUĽh závwká<* i*"" spektrální třídy méně "■ftloupaos. spektrahnch ,„d vvjadiuje ,ipU„» klesající od písmene Q (rcsp. 0) , Lenu N I resp. Mk Původn bylo pouto abecedního pořádku, pozdep s ukázalo, že teplotu, sk.,1......„u neodpov.da, a tim vzniklo nové seřazení Uišné od abecedního pořádku Třída P i* rezervována pro plynné mlhoviny, třída q je charaktenst.cká pro ll)VV Ani jedna z nich nemá pi Imou souvislost s ostatními spektrálními třídami ' wolfovy-Ravetovy hvězdy poimenované podle dvou pařížských astronomů ..f- „ mce 1876 objevili lo tfidy W se od osiatních hvězd odlišuji len. ,-■ ni h emtsnich čar, mezi nimiž, se nalézají čáry ioni- hladných hvězd ivpn S | ipommaji spektra hvězd typu K a M, obsa- kteří >e přítomností širokých ami zovaného helia. Spektra chlac.,.-.- hu)i však značné množství ,. nich pasu. Hvězdy R a N se často označuji společným písmenem C f( aacujl výraznými pásy sloučenin uhlíku (Qi, CO, C2), označuii sc tal ililikovc hvězdy. Třídy 0 až M put f i noi m 1 im i spadá sem 99,8 ••„ všech hvězd jas- nějších 8'". Princip klasifikace je lakiv . -mi \ \ Stižcn vliv teploty atmosfér hvizd na výskyt čar prvku s rn/n i ... rcsp. ionizačním potenciálem, fe-li ve hvězdách pozoro ■ pivek iak v ionizovaném, tak v neutrál- 191 190 nim stavu, pak tni třídy - , zovancho atomu, a po.om atomu ne", atmh čar ionizovaného helia klesá poW W« , O k třídě M směrem Jolu se vyskytuji iiejdriV(, • . lak naprikkul miL-n^i,^ ab '., 05; intenzita čar J|ť , j*0^/ ěarv c:a II objevuji okolo typu B5, sil. postupně sn,?k' K xtma v H 5. Podobni se sten" pólvtu,. icště přesvědčivější pHkWy Maximální „la ^% S dvakrát a jedenkrát ionizovaného a kremtku neutrální,,, Se %k, v těchto tvpech \o c;, i Si ÍV 09, Si ÍI1 : Bl, -St II AU, Si 1 : (n Podobni piati, že čím vyšší ie excitační energie, tim dřivé dochází k "lam', mtenzitě čar ve spektrální sérií. '/■ toho plyne, že excitační energie, a ,Uufó j se zmenšuje od třídy O ke tr/dč AI excitaĽi 'epí loi, Tepfea'i* i^den ze základních činitelů, které řídi ionizaci a exc,tPĽ1 . Jednoduchá kvalitativní zkoumání zároveň ukazuii, že maximum energie sb!^ spektra se posouvá z ultrafialové oblasti u třídy 0 k oblasti infračervené u (modrobílé hvězdy, žlutobilé, potom žluté a červené). Aplikujemc-Ji Wien V' sunovací zákon, lze opět dokázat, že teplota klesá od hvězd O ke hvězdám \j P" Harvardská klasifikace ve své revidované a doplněné podobe klasifikuj Ĺ podleklesaiici teploty. Je to jednoparametrová klasifikace, která K sp0jena s Vc>«; tou těch vrstev hvězdné atmosféry, kde vznikají spektrálni . r ' ,epli. Ve spektrech hvězd O jsou absorpční čáry amŽovamUu helia. Tyto čár ticky mizí ve třídě B, zatímco čáry ntutrdMho Iwlui pokračtui společně s n ^ intenzivnějšími čarami vodíku. ^ Naopak čáry neutrálního helia mizí ve (řídě A, kde převládají čáry fía/ série, velmi intenzivní a obvykle široké. Hvězdy B a A jsou obvykle velmi bili nebo dokonce slabě následujících tříd - F, G, K - se jeví více a více žluté. Spektra hvězd F se ještě velmi podobají spektrum hvizd vodíku jsou stále ještě velmi výrazné, avšak jejich intenzita „ ■ druhé straně intenzita kovových čar rosle a čáry tOftitavaniho výrazné. Třída G zahrnuje Jtíluté" hvězdy, jejichž spektra spektru. Počet a intenzita kovových čar roste tak, že vodíkov c ještě dosti výrazné, nepřitahují bezprostřední pozomosi Vápnikovi čáry jsou nejintenzivnijsi. Žlutá barva je zdůrazněna ve třídě K, jelikož spojíte směrem ke kratším vtoovým délkám, zatímco čáry kovů se s i .', Cáry H a K (ionizovaného vápníku) jsou vždy velmi wr.izn.. zfvnéjší je cara neutrálního vápníku u 422,7 nm. Počínaje třídou M se vyskytují velmi paIrné molekulární j v klasifikaci těchto zřetelně červených hvizd. Hvězdv M se w pásy TiO. drali; hvézj, \ Halmcrovy čar,-tupne zmenšuje. Mj í,"iii7,'i< jsou zctlt ibajl slunečním, ačkoli jsou stále tatnimi čarami i rychle slábne ti intenzívnejší již mnohem inten- kicré hrají tol, "li absorpčními 192 ,, jL- každá sp V o 'ru . . „o, typy 'n,|1CÍ ".Icledui'1-' 'Z*) mezi RK ■*i2 .pekirálni třída is výjimkou Q a Pí onfi ,„.,.,., .značeny cishc. 0, 1, 2, ..., 9, ktcrá se k, p0d-tohoio podro/.děleni bylo udržet icdnn.nT p,4mcno <«na-m; například typ B2 je ™f "** » 00 O 01 — i, X I X Ol '""čkíídL C*r* vodíku llalineoiw .. : . i ,yt „ií wstupun u tvju, AO Pnibih ipoll-%?l*Lnl neodpovídá ikulccněmu roniélcnJ 1 e ve spektru hvězdv. »k ic ovlivnén C",h*mu fotografické!.........málu Vlnové vlk, jednotlivých ěai isou vyzn i en lil • !£ä nm, li. napr vlnoví dŕlka ěárv H h tsti.l nm. Jako upozorněni na zvlá pektn byla písmena označující spektrální třídy doplněna „předponami- ; :y..iuim", které se užívají ve starší literatuře. ,,/W/w/v". ijC**! podttltť charakterizují svítivost. Ve spektrech „c" je většina čar pozoruhod . mná a vykazuje úzký profil (např. a Cygni cA2). Jsou to nadobři. Písmeno „(" se nepoužívá pro hvizdy 0, které maji viechny velmi vysokou svítivost. I Ivězdv .,,/,,■; (z anglického giant obr), hvězdy „dM trpaslici (dwarť trpaslík ktrálni charakteristiky budou uvedeny později. 193 I^Jkrofoingi ricktiri \c li >lu <„„• UaM • difúzni fi*ry, »*" oenaŕuje d„brc j,., cary s mtým pr.-r.k-m. »«í»' " q a b WP ../..učen. obvykle ,f'i kde se pravidelně nevysky u„. I r» h -£ ^ p^^^J i J1 ii Kj. jaké zvtíämľ^: Může »c například raOUJOVal k vyj.mec.ie intenz.ic rirk.erVvk" ■Veh slabých čar. beh in.enz.itv éar ,2 •* pekirali,,,,, tvn" třrl.„, ""*«* Novější a dokonalejší je spektrální klasifikace s ohledem na svítivost, rámci jednoho spektrálního typu se hvězdy seskupuji s poměrné malým to? okolo dobře definovaných hodnot absolutní magnitudy, muže se usnnřij!'* lem okolo aoore aennovanycn nounui idsvhiuu uiuguiiuuy, muže se uspořjg"' hvézd omezit do jistého malého rozsahu svítivosti. To byl postup \V vy \\0 111 P. C. Keenana a E. Kellmanové při vypracováni dvourozměrné spektrální kla r koce Yerkesské observatoře (systém MKK z roku 1943, upravený v r, 1953 na tyj." První parametr je spektrální typ, který se téměř shoduje s harvardským spektrá j' ním typem, druhý je třída svítivosti označená římskou číslicí následující po symbol spektrálního typu podle tohoto schématu; la - nejjasnéjší nedobři, Ib - méně nadobri, II - jasní obři, III - normální obři, IV lasni podob", v - hvězdy hlavni posloupnosti, VI - „podtrpasličí" hvězdy. Podle sysrému MK ie naše S!unce klasifikováno jako G2 V. Místo nadobři je možno též užívat tel minu velcobři Určení tříd svítivosti je ovšem obtížnější než pouhé určeni r--királniho ty „ Systém MK-klasiííkace je opřen většinou o spektra s disperzí při Mi-oř I2,5nm mm u čáry Hy. Vlastní klasifikace se provádí srovnáním se ttanilnrdnlrni spektr, reprodukovanými v atlasu hvězdných spekter. Ne|lépe jsou kla rvány hvězd, hlavní posloupnosti, kdežto určení tříd svítivosti u obřích Ir, „í Vždv zceís jisté. Předností původní harvardské klasifikace i MK-systému je rj it, i jakou lze příslušný typ určit, tj. pouhým prohlédnutím spektra a jeho pori i nim sc sp^. hvézd známých tříd. Nevýhodou je jistý subjektivní faktor, kterj „čně závisí m 194 ,oho, W I*"***'' Provadi' a vllv Použňého přístroje. Ob, M u'-'-"11'"" „Iněodsnan.i. !•>• "^Ltotky se snaží odstranit některé metody, které ,sou založen. vto rušivě fy* ,,.e'r" " 'josiatky se -----, . . mbtc tsou založeny na fota UJ'roniéřcm spektra hvězdy, /nama ,e trojrozměrná klasifikace pařÍŽska, ,cken> P 45 Poměr poetu :i[.>nn ' ■ s i, .In. u livyeh stavech v závislosti na teplotě, t SB z Boltzmanimvv rov..... s.I.m,. poměr ionizovaných atomu N k neutrálním N "mír .V. \, byl IřfcLTsilli, kde V .N . Maximum tělo křivky je u teplot 10' K které jsou charak- ^„atmoslěrvlne,.! v, " odľmnzc Šáhovy rovnice Relativní . asiouj.cm atomů excitovaných Jo druhě hladinv liustruié pOk 1 v . . . , i j _ \- \ \í iviimiiy, lni,, h^,,.!.,. 1^ .. l__1___ i m r m křivka log icnstiekě f založená na zjištěni pruh hi izil ve spojitém spektru v okolí Balmerova kontinua (Balmcrův skok Při i \Mcmu je objektivita a výraznější fyzikální interpretace, neboť zjištěn isou nejen funkci teploty, ale též tlaku (gradientu hustoty) vc hvězdil Nevýhodou je pracnost metody, takže tento způsob klasifikace je omezen ■ I i jasnejší hvězdy (viz kapitola 4.13). Proto původní (byť nc| uviti; způsob spektrální klasifikace hvězd je zatím nejlepšlm zdrojem inl velkém počtu hvězd. 195 U velmi slabých hvězd sc uplatňuje klasifikace určena ze spekter s velmi disperzi (60 nm mm až 1000 nm mnu zeiména lehdy. idc-li například lim*,»u K J lá Vl»l teplé hvězdv typu O a B. Tato klasifikace mu vyznám především při vyh|ed..f&i OB hvězd pro statistická studia V některých hvězd bylo nutno pripol" další znaky, kiere bilte miznaču,f vlastnost, zcimoiia anomálni výskyt některých prvku- S|"u V běžné klasifikaci jsou to především hvězdv Wollot v-Rayeiovv a hvězjy liarni rP<=ku. \Vollbvy-K.neioi v hvězdv 07 se děli n.i dvě --kupím WC - s nadměrným množstvím uhlíku, WN - s nadměrným množstvím dusíku Mezi hvězdami A a do jisté míry i B je menši počet hvězd Itl , vy čarami ionizovaného Si, Cr, Sr, Eu. Tyto hvězdy isimi označeny Ap pekuli á"'.'1" zvláštní, viz poznámka o klasifikačních příponách Většina hvězd Ap m?ra' magnetické pole viz kapitola 4.23] TepleiM pekiiliarni hvizd) '-pektrálnlch tJnh se vyznačuji výraznými čarami Aln ■ Hu: a nein.iii zjistitelné magnedekť , V všech těchto hvězd jsou čáry helia velmi slabé. Anomálni spektra pekuliárních hvězd souvisí sc skutečným nadbytkem ur-prvfcu v jejich atmosférách. cil Hvězdy spektrálního typu A s výrazný nu č.ir.imi sov Q označili i se Ani a D se pro ně názvu metalické hvězdy. Vvznačuii se slabými čarami u 'inzovaného niku a výraznými čarami prvku skupiny železa. V'n" 4.11. Excitace a ionizace vodíku ve vztahu ke spektrální klasifikaci Jak je uvedeno v předešle kapitole I 10;. velmi duležité kritéri pro zařazeni hvězdy do určité spektrální třidv je výskyt Balmerovy série vtôfCT ve spektru hvězdy. Aby vznikla absorpční čara v Ralmcmvé sérii, musi bvt clck ' " přenesen z druhé hladiny na vyšší. Ve hvězdných stOKM fh 1 lotou niž.šj W K lze ionizaci vodíku zanedbat a možno použit ržů^odnl I; - innovy ro z příkladu v kap. 1.24. Počet aromů s obsazenou druhou hla nou je tcdľT' ťztahcm , AT, KMO •of-jýj- = - j ,0'2 -°* 1 a NtfNj stoupá v závislosti na / (K| 10 "' při teplotách 11 • K do ? m , u teplot 10 000 K. Avšak se stoupa,ici teplotou stoupa toučasn i..iii/.iv-invch Jestliže u vodíku U Ufi c\, , I. / pak ^ atomu .V vztahu log N 5040 13,5 2,5 log 7 2,59 odn<* / h"J n re eeJik" V) -ys >e poinět" poělu ionizovaných atomu vodíku A/1 knemr,! , 10 u MOO lš na i,H . 10" u „, ím R J ^utralmmu N stoupá Balmerovy série vodíku ,e rozhodu|ici pomřr " - ,eUko* •", tedy Ve N ■ .V N-, « všem atomům jyj ,v..n Na 1 TJFjfi ' , poměr ;Vj iV" (co* 1« tunkee pouze teploty, považu)emc-li P, [7C z|is1"' j^áhnc- maXÚna na 10* K viz obr. 4.5), Proto absorpční čáry Balmerovy lu-ns'-' .iVě nik iiiko Kahneruv skok, jsou nejvýraznciM u hvězd typu A0 .. vodíku* P r ,q qqq K.. (t05 k.1 j _TO_ 1S -]-1-1-i-1-1-'- 0» j.6. ,-jpniku jtMlDSlěO'^ inu 196 /avislosi iiiniMcc j teplulé livrzdiii Relativní poCel 1110 teuir-ilii'!'" < " lednou iw ,,ne ľj j dvakrai mni <" icvsiudřciis logs '"ťJIH|, "svinhol < -■ '"li-"- ňri S en i-ii "! k St v pomíň...... 1 c vápnil pft podobným způsobem I ukázat, t.ik zavtsi výskyt neutrálního Ca 1 a ionizovaného Ca II a Ca III ni ej lt - - •. .Medek na obr. 4.6) a , mho odhadnout, ,ak mtenzivni budou v.u v Iru v jednotlivých typech hvězd. Cára 422,7 nm neutrálního Ca bili -hladných hvězdách, naproti tomu čáry Ca* (396,8 a 393,4 nm, podle 1 raunhofaon označeni čáry H a K) budou výrazně u hvězd s teplotami 5000 k a i 500 K 4.12. Spektru hvězd a absolutní magnituda, diagram pektrum-svítivost a barvti-svítivost Podii io vý kladu |c zřejmé, ic spektrální třídy, které závisí na teplotě vnějších rězdy, budou záviset též na svítivosti ä absolutní raagnitudé. Již první výšen ávislostj, ktera provedli llertzsprung a Rusell po- 197 čárkem 20. sinjetí, ukaza/a, le DrtO rfVftJWW 1« velnu výrazná ■ fa je s/,,;.,, | . *ptw pfedpokUdMta Msi'hcž\. Ľkázaírt se. že existuji hvozdy téhož spektrálního typu, ale velmi rcsscM vosti. Pří h/ržším studiu icijch spekter /ze zjisiii některé rozdíly v fo, "f'Vfo M Ď, * Befe^euze Anr.n g] Pollux 0 ĺ*Čendu SLUNCE p——'r-i i i n KO «0 spektrjinp tŕrd.i Obr. 4. spcklrum-stiuvuM |,r„ ,., '."Stan, sal, hvfad a Slunce N,,.?^ lfeii/spi-,i,lt,lu k mi Ju .s! rtiKloupnivstl ie /renin, ' * i'-''.''.":-* ■žVľ- 0*r. <.* HK diagram ,„, llOUJWOjrí i ukuli Mu,,, fllusin p,K ionizovaných a neutrálních prvků a další znaky, které naznačuji, dnom případě jde o hvězdy relativné mnohem větší. To vedlo k rozdíleni ízd na ohry (s velkou svítivostí) a trpaslíky (s malou svítivostí) (viz předch. u>lu). Sestrojením diagramu, kde na vodorovnou osu se nanáší sp, | typ a na svislou osu absolutní magnituda pro větší množství hvězd, se získá i. >/sprungův- 198 199 B-'V ■ I."**1 0,-21 f s i i i - r i J Ľ>7 n.JI ľm Kd B [( • l,«7)| 1,1 i IQO KU11 ' • 1,98 1.11 111 KJII1 2,110 1.15 24 nu* 2,01 tl.nn 1 III K 1111 2,02 1,47 III -1.4 1.1 1.1 1.0 U. I IJI ľ... JWnamkv I Vizuálni dvoiluŕzJa. ohčžiiu doba ľ 50 let. strední v/dalcnoo ľ.„ Pruvoj :15i. mu zdanlivou ju.snosi ľ 8,7", absolútni jatnon .i/1""1'' j 17.0. Hlavni složka <.;2V. ľ 0,01«, ju 'U* 5.ÍI ' K soustavě patri icitŕ slab\ průvodce ||> ^ , Itterv rmi - dss.jlivezd.iu ipolečnji pohyb . prn ' * •< rež in.crícromctrcn. lako J\otlivě/il.i vizuálni ^ ru 0.71™. .VI ll.l Průvode ..... '"I (íílll. ľ II hily trpa>(ik spckrruni wA \. Vizuálni dvoihvězd... /' ffl lei. Průvodce Kl. V l,J8 . vzdáleny přes J Proxima (ľenluurí 0. Spektroskopická dvojhvězda, nléŕcoa l j 11.85 AV Hlavni livézda: (1.(18". .11 OJ ". ľ ledna z nejsviiivejšich známych hsézd. |e zajímavé, že inc/i njdohi \ . IKsctacj Offa pozdnéiši speklrum. Podobna situace ic ve vzdálené asociaci OH hvězd •. | abuti kd ^ *éjši č/cn .11 S,5" ma také nejpozdiiěj.ši spektrum. Kiecl ina p- ivodec líg j-"^1" vr vzdálenosti ľ,5' Tenio průvodce ic velmi těsnou dvojhvězdou .i.-u.iíni ,,hé stejné jasnosti ľ 7.4". .1/ (>.*>" I a rovné/ hvl zjištěn |aki> dvojhvězda sn .J, ' ,s"1-o periodě »,»'. Mení však známo, litera z obou tesných vizuálních iloxcl u touto » píckou dvojhvězdou. i. Vizuálni dvojhvězda /' 41 let, j 1,5. Průvodce ic znann Ml; n tuslik i-M 13,0". Vizuálni dvojhvězda. Hlavni složka, ľ 0,72", A/ l.t Průvodce vc. má jasnosi ľ t,92", Aí 0,2". Vizuálni lasnosi se méni od 0,4" do 1,0" v periodě 5.7 let OOlIi lkflPlck, 10,7.. 'enintl i 1). Ve vzdálenosti U" má vizuálního průvodce, sp. M2. I IJ", U II 14. Vizuálni dvojhvězda. Hlavni složka: BO,5V, ľ 1.11', Al ľruvodee vtva^. nosu 5". BI, V I,88~. Af 1.0' K sousias'é patn jesté prús »5 vc vauälenos, 89", V 4,97", Af 0,1". 15. Vizuálni dvojhvězda. Hlavni složka Mllh. ľ UJO . .11 nosti Y, B4V, ľ 5,15", M 1,0". Zatímco absolutní jatnoil merné dobre, jeho vzdálenost je méně listá, neboť mezihvézJiiá ahsoi] kohsá. Barevný exces žhavého průvodce, z něhož by hylo možno odl i nebylo možno dosud určit pro blízkost jasné složky. Spektroskopická a zároveň zákryrová dvojhvězda o male implitudc 2,7™ a 1,8"', perioda 4,0". 21. Sdih společný pohyb s družici vc vzdálenosti 176*, tp. K2. ľ 7.o opět blízkého průvodce (V, 13"', sp. asi M4). 22. Vizuálni dvojhvězda: průvodce ve vzdálenosti 8 . V ')■>■, a; , 21. Známá šestinásobná soustava. V tabulce je uvedena celková jasnosi vi/uair.....ice AB. Draha této dvojice byla v minulých letech často studována, jeiUI relativu, p | i, nvnt poměrnr 200 16. 1'iuvodce ve V2d4,c ■ ,jra le určena p„ • i teto oblasti velím "Psi spolehl.ve,, Jasnost složtk M"i která rra IcflVO ,»lf u,lks i«,u 1 hlizk"»ii ľ"""" Mnotlivt složky |sllu A |K . niiaiiiwa'il'i'** íivniiivč/da i, period! sjm, o. . sc s/oalcnosti 71 ,,d dvojice AH. |c <„ -,.]..,„ . , II JMI litualnl -Jožka ie A1V, ľ l.ih-, ■pvkiruin iřlda A l'ŕell v""-— "y tie.n. 1'l.ž -l"*ks l""i dva trpasllvi MC) .- — ,nIVil jvu •bsolumich IMtiottcch 1 i - ~—•■' '-ampllluda |c o.S". penodj „.„ 'rlk,,,, h,7 "' vc v/dalenosti J 'A."'ľ Sl"ual0"'""h.ľ«' ľ LU""- A< ''>■'" složka ve vzdilrnnvl, ÍR", V i -r^*1,•, - lt ni Hel'-'"' ••dpovidallcl prumimí aOsnlmni lasnmu hvčzds (JX a hvizdv Wol- ...dal««*•, *" Vcl le spcktioskopieka dvoihsězda. Predpokladane absolútni »snmu sto-'^.Ravet.'" |S... A1.-W) W-. ,ll',0« n lei. .1 "." Hlasní slolka KOlll. ľ | m J>'"lKt hlosi proměnna fVili.o" 1 amplituda 0,1 Hlavni složka dvojhvězda ľtuvodet vc vzda- M prôv K3Jialni /ako."va .lt Al l,ľ průvodce „Javn. složka V I.M4"', M 0,5" Průseče » vzdilenosu y Společný pohyb s touto dv„j,ci sdili dalii slabá dvoncc . I ľ a 12». 4-' ."ljk"a 'ľ. vizuálne .......inien. a.n.....miek> -e vUk projevuje „bižný pohyb tíiHtč llál". perioda o' tozn.ez. zmén radiálni rvehlosi, 12 km. l)C 125 AU. clkiro-kopieka iwH •4 pTniénni i>T» /; Mulor,s-km* '• amplitud" iasn..*ti 1,111 Spekirálm dvoiloé/da 10 vizuálni Jvoíhvíada. Prusodse vzdálenost! IH , ľ 8at-.lj.AI 1 o- Hl.. , .Russelluv diagram spekmun svithwt Jelikož barva hvězd jc funkci spektrálni ,fídy, lze za určitých okolnosti n.iluadii spektrální třídu barevným indexem a dia- rSjV Oir.O. HR diagram »e«taveny pro vdkc mnotitrl hvizd v okolí v'unce. Hlavni posloupnost 1 vrites naprosto výrazná. Svítivost 1. tnu .absolutních vizuálních tnognitu ' 201 nahradí diagramem barva-svitivo&l, který \t velmi 5 1 Ä o a m — 1-3 33 * - 9> 1 <3 P S í i 5 1 - «5 £ - ~- i- 5 I íl - #*! tiuďlim . ooVOWOÍ tu/.nv.n, memdarm pw t,.v f" , ,oaP»"° „č scsiavcnv 1 lerusprungern l ir ti m* dsuinč obohatily diagram a Russcllcm pomoci abso-trigonometrickych paralax blízkych hvězd. ,.,.L|IVLltl ..... KO k5 M (in J / ' SLlicmaticki nu/ornčm uuitni lnť/*i \ HR dtatmmu Podlí MK qMimQ u 1 I e č M I! 0 -v g] gu ni. Diagram teplotami mWt i rvnuicnymi čarami II 1« priímiru hvězd SWlivmi ňiBfti K vyjádřeni vc ivftivmic Stew. T,i ie clektivni teplou wíiDcry hvizd liou udám v ncůudi poloměrech lilami ; tinupnotl a posloupnnsi obru pr, I, Uctto vlnovkou lllfowii aili iku v diagramu obiazi-nv ol xktv lurll populace populace II 202 Body v dagn/xto, * akta ko.dy přeámvuje jednu hvézdu jvoii tftteiaýct větvi, odpoYktajícich dvěma vclkvm skup,' !° s<-'sku ,viimw vidy vysoká J mírně mění se spektrálním typem' ',' *m^: ni? nnlfu/mui aii rťnr irpatHkA .1 drahá vittv ,,/.,„ Vl/ ■ ''i-vru v„, tomto *P'*h^s Ivio Jvě skupiny jwu zcela zreimě odděleny ve třídách K ^tf.! velmi lasné hvězdy AI 1 okolo .1/, J až (i) a veJnu slaK- hvéz I ^ i nebo 10), ľomčr iciich svuivosrí JC neimcnč JO Olin \ 1 s -\| C«k(jjj Hj ..vs^"*.'-„iiobři. ]c)icn aosoiuuu magnuuay uosahuil Mv (, m-l-,, -%4j3ífcn , leobíi- Jednu neho dvě mapnitudy pod hlavni posloupnosti se vy-f** Jv»ji se VC n,-i Konečně velmi daleko pod hlavni posloupnosti se nalézá ,lnieh ířldáeh se rovně* nalézá malý počet hvězd ješté mnohem .1.;: Jejich absolutní magnitudy dosahuji rVt, 6 nebo - " a_______. ,itpí ■■ hMM 11 1 „I., 1---3 C,___1 ^^JtrpasHc.; BŤ a 1-0 nalézá > "ujl P00",''" jjvléSiř mezi typy BS a 1-0 - jako ., liridani B a Šitius B, tož. jsou jř> ,1* 11 rhinotne hvězdy obíhající kolem jasných velkých hvězd. Jsou to bili a 1 ■ -tu vykazuji pouze Balmerovy čáry v absorpci a jejichž abso-, „ „4 IS M... |obě se běžně sestavuji diagramy, kde se spektra nahrazuii barevným lili1 Hodnom r-it lil II lh la 1,1* 1.15 1.15 1.15 1,11 1,11 1,1 1 l ,0'l 1,111 1,1)5 1,07 H."lv 1,00 0,4b 1,00 U.H'1 0.S15 0,91 0,')b 11.7-1 U,H1 0,«2 037 l 0,50) ( 0,b«j 0,72 0,78 1 0,44) ( 0.55; 0,62 l),hS ( 0.tt> ( 0,41) 0,5y 0,n0 ( 040) ( 0,25í 0.4H 0.5b 1 0,011 ( 0,061 20S 204 indexem, který múic hýl přesni určen potnod frrrrfilllinfcj v systému H— l'pru iclmi slahc hvězdy. ""1<-"'nc l>iajrramy harva-svítivost isuu velmi výhodně pru studium luč-/ diagramu spektrurn-svítivoM, sestaveném z velkého počtu hi-i'*"'*' lednoilivých (WflWWtWl dal kolem hlavních vělvi dosti Iniflld -Jt" ,ť B nciuiu vidy dohře známy i viz obr. 1.12). *Jnt: ha .Vapnui lomu, studuji-li se hvězdy patřící k ně)akě hvězdokupě wvhny prakticky siciuě vzdsi/cny od Slunce, liší se určené zdínl ^ 'suu icnom konstantním modulem vzela/enosii od ahsulumich magriiiud l\i^itlka 4.10 Ileset standardních hvizd T/.'I" systému , ho- c/lhvé/dné hm-ty zpusohu.iei mez,hvézd„ou lbw__ km- ,, ,,vězdami hvězdokupy,. V (*ove» nfinadŕ P V*Ua íSSSS - však-cdno.hvvci, hvězdokup liší \ ÍBÄJJJ r ■^V"1 V hvězd 4.U- é metody spektrální klasifikace i An 2.0H 18)11 hr 875 5.17 00267 ,1 Cnc 1.52 74280 Hya 4,30 1 15742 ,1 Lih 2,61 140571 7 Ser 2.05 141IU7 . CrB 4.15 147104 t Her 1,81 1140811 10 I.ac 4,88 211114 hr 8832 5.57 Tahilkj 4.11 Bolometrické korekce Spektrum Hlavni posloupnost fV) Obři III 05 5 B0 3,1" B5 1.30 A0 0,40 A5 0,15 1-0 0,08 F5 0.04 CO 0,06 G5 0,10 K0 (1,19 K5 0,71 MO 1,2 M 5 2,4 0,118 0,17 0,22 0,37 I.IM 1.5 1,2 jiné mcLUU.' >---------- i ■■iHMw ^vhody předešlého způsobu spektrální klasifikace hvřzJ sc , ■ uere meody, které .sou založeny na fotumetrickém ptoměieni spek J^^ničlš. ,e Chalon.eova tro.mz.merna klasifikace, za,0,ená jj^g l/A - Vclcobri • h matickv rfakrofotogi mn ipckin hvczdv použity pro intnzmčrnou klasifikaci lír J >3- „ric idealizované průběh spontého spektra pro vlnové délky vétši než vlnová délka '•rivka A- 1 , '„ v .nten • i •••!••"' a 1) definuje velikost Balmerova skoku : t. 370 nm. ok 11,11 0,40 (1,65 0,9 1,8 2,3 4 206 ''-^•i«rBaln.eroi.. skok- »1 a vlnová délka tohoto bodu je >,. rSm*? * ahW* kk.sif.kacn.eh parametrů (viz ohr. 4.14). R0MU 170 '•' průběhu intenzi! ve spon kuru V okolí Balmcrova kontinua (Balmerův skok), t| y oblasti 390—360 nm. P tl tohoto systému je objektivita a výraznejší fyzikálni interpretace, neboť zjiš inv jsou nejen funkci teploty, ale též tlaku (gradientu hustoty) ve In nmosféřc. Dvěma základními ne parametry jsou: velikost a poloha Balmerovy diskontinuity. Na obr. 1.1 fotometrický záznam spektra hvézdy. Vidíme, že při jisté vlnové děla i kok v intenzitě. Tento skok odpovídá hraně Balmerovy série. Čára B< ídá viditelné části spektra, čára DE ultrafialové čisti. Úsek CD pak udá\ á . lnové délce 370 nm. Balmerova diskontinuita D je dána vztahem /> '"P li P kde / a /,. l-uinlen'''1VVrtllnali"^^^ KnVliVK "'""'^-h, UoJena body maxm' „e/ax •sic parametr* /, " Rft* W m»rdfÄv oodcsh,lucrc,e,nMe A', ,ehož vlnová délka i<- in[cnzua /, Tlnui «,p^ Křivka /A-,evedena«al.- minku tc« fi r < le/Ki na křivce 48, kde / ie inienziia v hodě se sreinou vlnovou Jelki Veličím O Ée určím ze tptktet I inalou disperzi ipektriínj čáry Ji ■ j. Každá hvčzda muže být znázorněna jako hoj „ roi^? ^''trn Avšak klasifikace ie v podstatě dvouznučn.í. nebol každv hod může (,2n,'ľŕ připadv - řiuďhvězdu rané spektrálni třtdy C), B •, anebo hvězdu pi>/jnjaĽ0**t dv, rřídy .A, )■' Tuto dvouznačnost lze snadno odstranit nezávisí,,u klyst;^'"'^^ něhot -.pektra hvězd obou Ipetarilnfcrl skupin se od sebe liší [MU| ^ l'l 4jj nadtbr malé, je třeba k rozlišeni podrobného studia. "^erri h. Proto je připojen třetí nezávislý parametr, absolutní gradient v dane spektrálni oblasti ISO—460 nrn Hvězda je hodnotami I ',n'cnzity r/, «.2.5, Ubr 4 11 kaer po. II t,,m U trálm >;i i spektr.' značil"' (vyjed ten t7H Ml tvpv lu i na plos. Troitoimi tick nvni tt) i ,'iio/měrna khut h.ilonuchn. f) |c ni, .i skoku. ,. je citlivý na 5** 'C'.-vJ0"U absorpci, f^livni 'nC'"hV |^. Klasifikovat spektrální typy měřením intenzity vc vybraných 'íl,;í,u,elelt,r'0liV, vc sponiciu speklru či v okolí některých absorpčních čar. Bylo ,vých dcHkaet ^ s>sU.nlu, které však téměř vždy dávají přesné zařazeni hvězdy Vl.!UoV^° k.rálniho typu P"uze v určitém rozmezí teplot. ^ 'plitého S11C ....'1L.ť i,vézd pomoci ůz.kopásnwvé fotometric byla propracována Jl\letodý klaM '^L.|1L.in ., j< založena na tzv. n i by H„ barevném systému. uW^^dW takoposniovyeh interferenčních filtru H„ s šířkou pásu *jde * íy*tÉnlfitrf filtrů efektivní vlnovou délkou ž Inm} 350 (u), 410 {v), ún 20 nm 11 1 „„i, spočívá na stanoveni těchto barevných indexu (vvjádře-k"11' ,, 550. v- lvu." ' 11 jode játra sBalmei-ov.i .koku index p =» lickV ačeni, index nu .o , s nm, - ») - c« ,i b) (b N 15 nmj , y). toho, žc index »o je citlivý na přítomnost čar kovů „ .niciahcks" plyne (l "'"r"' j hvězd; 11 ' elmi dobrou informaci q absolútni magniiudř vť spektru 1 tVP" 0 ' ■ metoda pro určen •• :i hvéssd založena na empiricky stanovené závis- 'ma., f iil u • hvězdné rnagnitudť AI, ie Wilsonova a Bap- k„tt sirky car\ • puova mcioda 4l4i Hmotnosi &mot»)hvfatd- dvojhvé/ď. Ijm,,m,, dle .i.iisi tcrnunolonic hmotu hvě/.d nelze přímo pokud nejde o á\ i 1 ho|hvčz.tlv se děli z hlediska pozorovacího na - -..»-.......„,. „ u/c uahodnsm promítnutím dvou hvězd, které určil \ dílných vz 209 208 t>! IJi.i/íinVJi vuiulni - ;>»u ikutečttýtn hvězdným pařeni, kit-rv ynftftuttw ttUBti J /zc ,ei ruzí/šiř lako dvi či vice hvězd , dalckohl ■ "'>iná k,„ poď mczj nw/iš/fW/inMi (fitíckjtei pHštroji Podvojnou neb,, i ^d4u_ wjij m- proieví periodickou směnou noMbU rychlosti ~ dopplcr 'Lt"iis"bn hvi2dami proměnnými a /Sory vizuálních dvojhvězd lze určit zc znalosti doby oběhu ľ ■ vzdáleno,, s/ožek od těžiště soustavy n a rs, pro které platí, že r, r, ,c vzájemná vzdá|c nost složek. Periodu ľ lze zjistit pozorováním a n r, určit z uhlové vzdálenost] obou složek a známé vzdálenosti (paralaxy) systému. (Je nutno ovšem též v?n v úvahu zkrácení r, ■ t% V případe, že rovina dráhy není kolmá na s,něr zornéfo paprskuj Dráhy jsou obecné eliptické, avšak pro názornost možno použít představ dráhy kruhové, kdy n r» je konstantní. Pro poměr hmotnosti s ložek Aí, a ^ roteví periodickou změnou lasnos.i. Jsou leuv zrývám složek, ^«J^it js0u označovány ,ako zákrytové • _^.«ínnvmi a ve star. platí Mi M_> ri dále platí z Keplerova zákona, ze 7" c?(M, • Mľ) ' (4.14.1) (4.14.2; kde G je gravitační konstanta. Nahrazením n n velkou poltu i dráhy a vyjádřenou v astfonornických jednotkách (hmoty jsou vyjádřeny v hl - .tách Slunce a P v rocích) platí / Mi +Mz = , (4.14.3) kde Mj j-Mi je hmota celé soustavy, poměr M\ : M-i lze /.jistil z poměru n: n, 210 • Hiroskopickveh dvojhvězd jí ztíženo neznalosti sklonu dráhy, li l'"11" kolem společného těžiště, avšak dopplerovský posuv spektrál-•. ':C]^ ob"'1-1" jložku rychlostí ve směru k pozorovateli, a mkol, rvchlost l.tsřJ"'Ufču>c P°\ případě, kdy rovina dráhy je kolmá na směr k pozorovatel, 'V kn"""dnou periodickou změnu radiálních rychlosti. V zásadě je icdv i >,;l,/or''val 'tudráhv speku,.skopické dvo^vězdy, avšak zkrácenou o průmět ;t' 1 určit rl,KH* jcj zorným paprskem. Proto nelze přímo určit hmotnost obou •••'•"'"'„v rr0i;ha/'L,rčiiou funkci závislou na hmotnosti systému, stručně zvanou -V"lt'c h"1"0' n, byla "láU) výstředná, tedy leměr kruhová, a ieji rovina bj ležela iiiii^1-, bv drahá prskcm, u. sklon dráhy k obloze í 90 imK1' ' , /ornvm i,íii . *S obou složek vyhovuje vztahu ,-li ' ******* 90 , F v\ i : vt.r r, : ti M- : M\ . rlk možno poměr rychlosti nahradit poměrem průmětu pak poměr (4.14.4) ,. sin i 0* ;em třen Kepleruv zákon pak nabývá tvaru (M, M») sin;l i a* P 1, 1.11.5, 4.14.6) (n ,;, s]n:iJestliže sc pozoruje spektrum jen jedné složky, např. Í^lze dospět pHmo lil r? sin k hmoiúm, ale k funkci hmoty, neboť : ohledem na pruniet rí sin;l | r;(M, plaii \! .Ví.' ,\l sin3 Pi " (Mi w jsoti-H pozorována spektru ob,mi služek l/l i ' sin:i funkce hmoty )\M\,M«) M», pak zc vztahu Mi M»)sin»i , při znalosti prúmč Ubulki 4.12 Příklad vlivu sklonu i na urů (hodnoty v hmotách Slunce) q (,|„„, ilnich rychlostí lze určit Mi sin3 . (4.14.7) (4.14.8) (4.14.9) a také Mi io,y spektroakoplcké dvojhvízdy Miiar 1. cnši než skuicčiic hmoinuMi. Su»,MlĽkv Zákrytové sj formace n hmotnostech hvězd 4.15. Dynamické paralaxy Hlavni rol-:, drahý vizuální dvojhvězdy ,e z .'.-.■.•.,.iní UrC v miř' vteřinách - leliko* lineám, rozmer velké poloosv I ohloukove mí a = — » kde i ie para/axa, pak plarí, že M, M z toho tči plyne (4.15 1 Ze známé nebo odhadnuté hmotností a pozorovaných veličin ľ možno- ů Hiimc ním, tiuiMui,""- ----r---- - - '-nsiji para/axu t dvojhvězdy. Paralaxy určené touto metodou isou paralaxy dynamické K výsledku se dojde posmpnými aprobacemi, kdy M, M: le klade většjnou rovna 2 M „ nebo se ihned vezme v úvahu pravděpodobná hmota podle spekrra a přibližné svítivostí jednotlivých složek. Výhodou dynamických paralax je poměrní velká přesnost, která s rostoucí vzdáleností příliš neklesá. Zdánlivá poloosa d ' i doba oběhu je většinou určena poměrně velmi přesní Podstatná chyba v paraJaxe může vzniknout jediné chybném určením hmotnosti. Avšak paralaxa .7" - (zWi - /Ví?) a proto = d-r"= -\--r'(M, - M2) *d(A/i - M 2) a chyba v určení hmotnosti o 30 "„ neznamená větší chybu v paralax c než 10 > Hmotností hvězd se však nepohybují ve velkých mezích a je-li znán, spektrálni typ lednotlivých složek, a tím i přibližná svítivost, pak pravdpodobna chyba v určení M, + Mi není větší jak 15 % a odpovídající chyba v paralaxe nepřekročí 5 •> až 7 "„. Paralaxy určené touto metodou jsou jedny z nejprcsnéišicii '1 vni rozsáhlý katalog dynamických paralax, sestavený Riisseilcm a Moorcovoti, obsahoval kolem 2000 hvězd. Vizuální dvojhvězdy Viz JSOU nejsuiršlmi zdroji imformac. o hmolácl, „.Um dvoihvézdy ň (jpJMch důležitých veličinách. V současně dohě ,e známo téměř t í"** '--ýdoveli systému, klére hylv katalogizovány v t íyr,} lerlerscm ,hvézd ,c srovnatelný s počtem pozorovaných ' mol"'' ,,s,ně většina hvězd ma hvězdného průvodce. l_* našeho Slunce ti- * '„"„vhodně nelze počítat, že by do vzdálenosti 10 OtXUs,r,m„mickvch * >r ;;,„„. oslova vlastns Rozhodně "•,akt>«-'n,.;^a| hvézdný průvodce lasnčjši ne?. ,,,, 2tí. Ovšem ,esthž.e např "to'<*CW arémsi hvězdném stadiu lelauvně krátké období v počátcích slu-1 iiťf W1 v 1 oak možno říci, že tehdy , Slunce bylo dvojhvězdou. íjupiiet S sPt"tJ^* ,'L. hvězdou zařičí mienzivnč v dalekém infračerveném oboru | -tun, puzisniiin .ihlu u dvothvead, Stolky dvujlv. čjuís - >mvsl po* JJJeMW, „■, a upoinu-e mezi |usně|Si složkuu A a alahli '"uí lihlo*0" "h,.| 11 . kterv -v niéíi .»I severu přes východ, tj. pn.ii Re/ • jvojhvězdv te oiazkou rozlišovací schopnosti optiky použitého při-:,ÍŽCnl'visí na velikosti ohybových tevii a pro dokonalý objektiv o průměru d ,tro)e- Ta Zfem „ 1M z d v 1 ibloukoví míře pro vlnovou délku 550 nm a prů-. jánávZta c ;cnljnictrech vychází v obloukových vteřinách vztah „ 14 d objeknVU .1.1.LIJA ..i—i--... pér eden z největ&ich dalekohledu vhodných pro pozorováni vizuál- ipnost tehdy, řý - a"T [jva vzdálenost obou složek je přibližně 0,1 . Pomoci interferometrů ToZname"*jzZjt-) cm. I.tckuv refraktor, má teoretickou rozlišovací schopnost nich Jv'!'alTprotaženi obrazu hvězdy ptozradi je|i dvojhvězdný charakter 1 tehdv. jesdiře ro"T^t dvojhvězdy, kdj zdánlivá vzdálenost je pod .. 0,03 . Spodní |C toni*0 ^,m(.,nckvch měřeni je dána rozHšbvad schopnosti interferometru mez inter eJ kJc v ,0,,iio případě d je vzdálenost vstupních otvorů ínterfero-" " '*j.ka itola -1.21[ntexfcrometrcm například bylo možno ziistit podvojnost nierru 1 viz ^ katalogíz mými dvojhvězdami te velmi mnoho optiekveh hvězdy * Aurií páru lerych nelze rozhodnou! o jejich skutečnem charakteru. Výsledky měřeni vizuálních dvojhvězd isou uváděny v polárních souřadmeich, jejichž po- násobných soustav*. Souřadní i.thi složky isou pro daný okamžik pozorováni uhlová vzdálenost « od pi • vi.idřoná v obloukových vteřinách a poziční úhel ř-' měřený od severu při • hod, nh .1 západ viz obr. 1.16). Měřením, které však je nutno shromažden a. 1 let i desertileti, se zjišťuje zdánlivá dráha. Ta |c promítnutím dráhové clip v-IIU- kolnic k zornému paprsku, tedy na oblohu. Příslušnou geometrickou u u,i, se urÄujc relatívni nebo absolutní dráha dvojhvězdy. čátek je shodný s nu ti m jasněji! složky v dalším se vyklad netýká více- 212 213 Kcfaiivni dráha (acai vztažena D* těžiště \vMi'mu, ak k jasnější tfoSc-'• Visitou po/0090U buď v obloukových vteřinách, nebo je-Jj zziajn ""^fc « asrromirniekvcri jednotkách nebo kilometrech a P^HljJJ -• Bxtxmrieitou t e j (iiz kapitola 2.18). 3. Periodou ľ čili dobou oběhu vyiádřenou v rocích. 1. Okamžikem průchodu periusircm r„, co/. ie okamžik neimenš vzdálenosti mezi jasnejší a slabit složkou dvojhvězdy. ŕ '" S ľozičnim uhlem výstupného uzlu t.' dráhy. ťzly dráhy ,M„, tivní dráhy s oblohou, tj. s rovinou kolmou na zorný paprsek i pr„ c • tĽ)ky ^ . _ J.I7 Definice sklonu dralo dvi.|livězd\. [). hvězdy ie elipsa, která protíná rovinu kolmou k paprsku a ,e k ni skloněna poj uhlem r. Vzesiupnv a , ny uzel lc>.t na špoulící pruseěiku elipsy myšlenou rov r složkou dvojhvězdy. Výstupný uzel jc průsečík drahv • oblohou ,„„z hvězda prn. chází směrem k pozorovateli. Jelikož průmět relatívni drahý na „hlohu vede k rW značnému řemeni, lze rozhodnout, který z uzlu drahý je vysmpm. pouze měřením radiálních rychlosti. 6. Délkou periastra ni, což je úhel mezi výsnipflým uzlem l pens rtrera méfem ve směru pohybu slabší složky. 7. Sklonem dráhy i, tj. úhlem mezi rovinou dráhy a rovinou kolmou tu zorný paprsek. Podle definice je sklon i kladný, jestliže slabší složka Vokim •,!.„ průchodu výtmpsým uzlem má poziěni úhel větší než [80 Vedle relativní dráhy možno zjistit absolutní dráhu, která i, ,., gagg soustavy. To však vyžaduje měření poloh obou složek fzhl k pevnému souřadnému systému, tj. k pozadí oblohy realizovaném vzdáli u hvězdami 1 U relativní dnuiljvých u slabší tu dráh v na s nepatrnými pohyby apod. Jednotlivé elemente dráhy jsou sho dráhy, avšak místo velké poloosy vystupuji zde oddělené poloo složek vůči těžišti soustavy, tj. poloosa pro jasnější složku a I | Samozřejmé platí, že ai - a: poloosa relatívni dráhy Určení drah vizuálních dvojhvězd, jc vlastně transthrmai i dráhu relativní nebo absolutní. Zdánlivou dráhu dvojhvězdy na obloze si lze představu jako kým válcem, jehož osa jc rovnoběžná se zorným paprskem I k zjištění skutečné relatívni dráhy, je vložit do tohoto válce tak. u, v jejímž jednom ohnisku by byla hlavní složka dvojhvězdy. Je celkem ji e tato nová 214 iez eliptickí erá vede /■' , . „k..u s|u'"-e d" pi"""-'k Jvoi«^L__--- ___-—- cdkn 27 „íkan" I 1 1 vizuálních 28 spektroskopických to se spolčeným vlastním pohybem * vizuální 10 vizuálni s icdnim vzdalc-nvni průvodcem « vizuálni s ivdii.-u spektroskopickou I ih hvŕzdy u společným vuntnim pohybem J s celkem JU lednotlivými hvizdami . obecně piko šikmý řez válcem a rovina tohoto řezu je rovina sku-Upsa ^niknTjc. tedy v podstatě o úlohu projektivní geometrie, která ovšem vede drány-J cniy nct,»ť vždy vyhovuji dvě elipsy (tj. dva řezy) s opačným „---—„ - r-j s-»----^-ji ■ opačným 0, kdy rovina dráhy j< kolmá k zornému paprsku. Je také kJ .oviimkou i ••' - ■ -----i"*i"je Las., lallJ dv„, S '. ,j skutečné drahv se bude shodoval se středem zdánlivé dráhy. Prů '""W-niu \ a-iŕ. žc stre .....■.„.•. „■I.invnt dl .dis ti. tsřimkv unci,t. ______ (říjPV , skutečně i cla,, vm dráhy (tj. přímky aľs,d, leží na nfľmŕľr ' zdanhve cl..... . hlav,......ž.kot, a v průsečících z jrahou leží panastron a apaitron, .ezuan-'"'itentriciu, dráhy, tj vzd.,U„„s„ hlavni složky od sifedu ehpsy k velké ;,sc, nebude pro,ek< I zménéná, „oho, o co « v průmětu zkrátj velká po.,,, ^trád i vzdálenost hlavni komponent) txJnředu dráhové elipsy y ,ohonlv >,u :i'l-"'--"í llr:ihv- Spojnice uzlu dráhy zůstanou P, , ,s výstreuiio~> ........ -i ——w-pro- ^amzii a v.cchm „-,-. • -éžné s touto spoimcl zůstanou nezkráceny, které leži kolmo k spojnici uzlů dráhy, jsou zkráceny projekci o cosi. ed'k toho je, žc poměry dvou libovolných ploch ve skutečné elipse zůstanou směi zornclu <)r,r 418 Zdinlivá a ikutcCnd -Iv NkmcCná dráha dvojhvězdy prtvť tak, lako olumiita poloha jednotlivých ta ni plochu kolmou ke imřru zorného paptsku. plili viak ?isada. >c skot, i izd> moíno sloín do vilce, ithol ou je iwmoNiaá sf smfrcin zorného pjpisko i inčiu velkř poliM.sč /.linloe dráhy tu zachovány i v elipse promítnutí- ZnuBOni to uke, žc plochy OptUQ ; pruvodičem hlavni složka - vedlctit složka r.a icdnotku Oasu bud,',,'1,',r,'niilr /akon ploch (oviem ve tatami k hlaun líoŕcej platí i pro /Jánln-,,,/. '"•Iíid,"' nejedu na to, iehlavni složka obecné nemusí ležet v ohnisku elipsy . I ,'" časne Jobi /sou známy dráhové elementy přibližně u 600 SVs ' an'Ukisv .1 l I pénita 1 (" 1 V relativní iviHUim k tčjtíiti (km » 'I I krivka radiální r\c.hlnsti jedné sln/kv |Ui« s 1 ] -i křivka radiálních rychlosti obou služek fi. ivar svetelne krivky 7 čusovv interval minim H. pokles jasu v okamžiku mi- nimii 1"' g. tvdtclnii krivka křivka radiálnu h rwlilif.ii zdanlivá (iisiuíM ■.vilnusl / absolutní velikost poloosy ujkni, AL'1 součet hmoi-nosti 6be« sloíck ,\1 1 hmotnosti sloí.ck Al; »1 hmhoc hmotnosti ; AI,»». potněi hmotnosti složek, AI »11 sin:i 1; a hin 1 sklon drahý t . relativní poměr poloměrů sloíck výstřednost dráhy # ptimcr clcktivnich teplut složek 7'., absolutní rozměň, velikost pokyny dráhv, sklon drahv, cxccnmcua, hmotnosti složek, hustota, svi-1 ivost sloíck, c l ckt i vni teplota c mo&kO /|i>oi il-vIhh" lim, ze mají společný vlastni pohyb na jnjvojnosM^^^^^ jejichž zdánlivé vzdálenost ie až několik desítek minut l*ÍchPlr,,, r „,'ezcis • h-i*-......-- ■----------- ib|0Ze. Js0U,,'kMit velké poloosy je větší než. 1000 astronomických jednotek. Tako-(vtuieéná ťC ,!jiužc ^ýi napi hvězda ifi t'Ma, kde vzdálenost obou složek je 'n] příkladem i _ |0_|n,rol. [e ptavděpodobne, že přibližně 7 "„ jasných :-a,KXl astronomicK......... mDnhem slabšího. ^;;;,dálenehopri, 4.17. Dvojhvězdy a luviditelným průvodcem Rada hvězd má sice průvodce dostatečně vzdáleného, avšak bud ;ramépozorovatelného, neb., n.- id I :lného 1 ImotiuM průvodce vsak je dostatečně celká, aby hlavni komponcnl lovala matčini kolem společného lěžiště. .Vpickým příkladem isou hvězdy, kde průvodce je bílý trpaslík. Pohyb hlavni složky kolem společného • . obvykle prozradí vlnivým pohybem kolem Tcv"k[erá není nic jinéhi i nr i< i al pohyb společného těžiště. ^Dvojhvězdy s neviditelným Iccm mohou byt i dvojhvězdy, které nelze ozlišit jako jcdnoilivc hvízdl, rovaná dráha je vlastně pohyb ,akéhosi svě- Klného těžiště (fotocentra) \ Fotocentn wplync z následuilclho: foto- 217 .is.šoVt.-oii-.aw. Je-" centrum ie roiozrics "■,n, naopak p« "Unesl rozdílu tasn ■JoCfara ic .ohm n*4 iM^zzWflJ; pouze ,.,-,kV, iWta ■' tou-centrum " ihžc rozdíl i.i-iuisí P* .Jmdlie r hlavni složkou Je-,, >">*.,r t ft.uk-cn,rum ,c shodne s .eíK,cni S( ,pi;c speklriml a*> ■ Zde podvojná, ,ámo přibližně 20 hvězd s neviditHn i ■ a> o oo,;nvmi pr"vodci. Hmm poloosy relatívni dráhy a od hvězdy m\ je I a hmotnost složek m, a w,, P;li , ,iA, P AÍa,Ľn^ttčži!, Ji «/i ni' Vzdálenost světelného těžiště (Totocentra j od složky m, je kde /, a /, /sou íntenziry jasu složky «, a dráhy vztažené na forocentrum je = t>i - x) m.. Velikost nosy «.17,, «•17.2, pozorovaní .•« >"l",[- doW "-" 'namo prirmzm.- «u nvezd s „ 1 -'""■<31( „ruvode" se pohybuji v mezích 0 o ,, ,ľU,,c|ným. pruv . J iWU patrně velmi běžné, ^ ' ">•«>« hrn()IP **** ^ . ^-relativních drah se ,evi pnd ^f d<>káza, 1V 1*1* R:hož charakteru ,ako ^|2^^ Spektroskopické dvojhvězdy j|fí. f vizuálních dvojhvězd se určuij tAí , pämo měřené zdánlivé dráhy a dohv ohoho ".^^'ry ,ako n Až žii *ti t . laboratorní vlnová délka přislušné čáry, ----- f..,.,.osoe cary, tj. vlnová délka vyzařovaná /(, i< ^^rrvhjová délka měřená, oproštěná však o dopplcrovský efekt ;"|rynl zdroí«m 4ZenuV Radiální rychlost 0, je okamžitá rychlost hvězdy, přes->»%eO-^TL sloíek dvojhvězdy vzhledem ke Slunci. Jestliže se zjisti perio-''•l.'ŕcsí00.' . , s ěaseni kolem nějakého průměru ,•„.„ lze pak odečtením koli^0.1. ',kjmžiiou složku i.idialni rychlosti způsobenou oběhem přislušné 'l :'" ' UrLlt olecného těžiště. Prakticky to znamená, že na spckirogramech po-íoW kolCm,jnotlivýc'h tazích oběhu dvoihvězdy se měří periodická změna Až. i,,:1v;h » 'e nľ.ir ko[cm střední polohy lcsiliže obě komponenty jsou dostatečně jednilieboV!;t'perjodickemu rozestupu icdné a leže čáry na dvě složky. Rozdíl í*0*' Í0^A \ k rozestupu čat odpovídá rozdílu okamžitých radiálních rychlosti . ;riový"cn. .jvl1jhvězdy. V této souvislosti nutno poznamenat, že může být při-,,bou složek u ... kt5e tohoto pet indického děje neúčastni a která vzniká i iřetl slOZKa co 71 __ ",m czihvězdném plynu kapitola 0 mezihvězdné hmotě). ,horr-'lVm ' řřcný s přesnosti 1,003 mu v oblasti 500 nm, znamená chvbu rV2,álni rychlost, ne rtl «'•<. km s '. "Kinl k nické dvojhvézdn ■ které poskytuji dostatečně přesná data, SF .° e|mj [ěsne pái' pUtudí radiálni rychlosti musi být dosta- 'S'-UVédika"aby relatívni chj nila příliš- výsledky. Při větší vzdálenosti 'fřsložek'jsou radiální i • malé. To je také příčina, proč u většiny "k""' • - • • dob'ni |e obtížné, popř. nemožné určeni • pektroskopických dvojhvězd jsou nejlépe i dni, neikraiši známá doba oběhu jc hvězdy Siru A , H , -'"žel: S,n:, ,\ le la.ná hvězda ' i, |.vn' stí"'' K- hily slaln ,rľl,,,t ' kd"'« slojS mu. Dvo,hvězda sc „„h 'e ,ri'S.é 2 ' pohybem p„ ,lb|„/t. ™vh«te v levě ěásn obrázku -*-*»áí!2 ftl 218 '',dn"u «ar* ireiie vciii-«, «"',7 '-ih»"ii sii. ■ nbou složek jsou radiální rj 1 I vizuálnich dvojhvězd s dlouhou okamžité rychlosti spcktn.sk.■ pozorovány systémy s pCi;.. 1 (122 min. 219 s/o>k\ l wfiáS r*dun> Jvojhvczd, ,akn celta Na ddifch dvou graf, , nióornS , „ic, LnuL" ho prub.hu křivky radrfta.cn rychta*, v mra Je. tc dráha centrickí , Vf ptím I* rtmá omňňmta vzhledem k zornému raPrsku. Počet spektroskopických dvojhvězd je velký. Počítá se, že pŤibuzně 20 "„ až 301 všech hvězd, které byly dosud spektroskopicky zkoumány, jevi podvojnost. Jc pravděpodobné, že mezi hvězdami jasnějšími než devátá zdánlivá velikost je při-b/ižné 30 až 40 tisíc podvojných systémů. V současné dobč jc znáni,, přibližně 70o dráhových elementů spektroskopických dvojhvězd. Dráhové elementy spektro- skopickych dvojhvězd jsou: 1. Projekce velké poloosy u sin /'; velkou poloosu a sklon nelze rozlišit, a proto u sin/ vystupuje jako dráhový element. U jediného spektra jc náma sisini u dvou spekter mohou být určeny a\ sin i jako i at sin /. 2. Doba oběhu P je známa přímo z periodicity radiálních rych i, -ti. 20 í i' K"\kíoi-Vvľícd'ň. m ikrtek. Rych- ad.alni rychlost, dvuj- Vipí vi neho' twWuiIcI k nolovma >**>krh, skončen /ak...u sl„/kv B ,,J. k nret. .mUlu 91 .„ .,!,„:■ důvodu „iv * KT Rotace hvizd, připadni pnu. p-J*5E^oěi oběma tloikami, múze značně ^"'plikova' křivku radiálních rychloatí. uhel Q výstupného uzlu není znám. Je však znám okamžik, kdy hvězda prochází výstupným uzlem, tj., kdy dosáhne neivyšši radiální rychlosti v, směrem k pozorovateli. 5 Okamžik průchodu periastrcm T». 6. Celková radiálu, rychlost celého systému v0., oproštěná o okamžitou rychlost Země bude konstantní, neboť těžiště soustavy je bud v klidu, nebo se rovnoměrné pohybuje. Excentricita dráh; ic zpravidla tím menši, čím kratší ie perioda, tedy čím je spektroskopický pád ncjil Spektroskopické dvojhvězdy s periodou kratší než 1 den maji až na výjimky excentricity menší než 0,1. Určení dráhy sp • íkopiclar dvojhvězdy (vedle přímo měřitelné periody) spočívá v tom, že se z 1 1 liálni rychlosti, např. složky mi, určuje změna průvodiče r. Je-li v okamžitá projekce průvodiče r do směru zorného paprsku, pak v — r sin (r I f.i) sin i, (4.18.1) 221 1 Piv kde |e prací anomálie, • i délka periasua, / sklon dráhy y I A ">h" /cos ,.• ■ •) r , sin ..,) ur / • S / W d/ / ln ' . 2 rovnice eifptj 1 4 cos #■ ' Ir dr v závislosti na pravé anomálii »• a současně z • •■ hwt ' "upJ..ch což |í <>kain>ik, kdy pozorovatel mřf . 1 hl.-si, a v takovém případě (Mail ma*'málni kb , pycp "siu neho lze urěit J/ _. ďd/'/-' konst JettiHc j".ia sm / /'!:! e-- A' tfc rr d v dr ,„.„ M 1 ^,,-rcni, te kterých hec nrfli ceW i„„i,-, '•J6.4 pak A'fcos e cos rv] . Zákrytové dvojhvězdy dr - - — V okamžiku, kdy dcm-ace radiální rvchfostj d-v di ■ o "* k bude , -— — Iv kteří nehte opticky rozložit na icdnotlivé složky, ale Ovnjbve* ' blízko 90 , tvoři početnou skupinu zákrytových sklo» 0 1 ,ihvězd V mmulvth kapitolách bvlo o íěchto obick-fl lik po'"u11" ^krvvaoi slote* dvoihvezdy se v tomto případě proievi JiB^0 ; oerioshckc z tormálnilio hlediska jsou tedv zákrytové dvoj- |L t^nins » , „im lasitosti. *- . . . « 1,7 m k" 1- příčina promennosti ie u nich dví — jmenné hvé.1; avšak rř,čma proměnnu tľÁ *? Lea* ktcre skutočne pu'iiK-iinvmi isou. Zifcľľ U nich zcela ,, i „„„tomlMln,.,,,,,,!,.,.....,..........,,™„nik/* '*«l..-«„, "» ,,mniŕ-:_i - . . - "";sl0íed,nvm zdrojem u,,o,ň,;ľ^:j,k-Ut PŕťSno^ í^SKÄS: - 1*3 Pak ,ak • J fon,m ouometrické křivky hvW.a.ic'--''" '.jehlích ry<.....-'i. pan takový systém je lednim z ncjdokonalejsich .„affla i 'írivka ^,,'ktuic I" ězd Nejdéle známou zákrytovou dvoihvřzdou je ji Per-ó«n>enu Jal ji". k)ťri. K cell skupina zákrytových proměnných označuje jako ^..Mpcl-^JlVI jcji pionunn«••" bvl'' i»/po/nána v.oodnckcm nž koncem 18. ,|o,didv 1V,sU. narnnou jasnou zákrytovou dvojhvězdou je například (1 Lytae, .liileti ju' |j£| charakterem ktivkv .1 je tež hlavním zástunw— - Obi. 4.23. Schematicky pruhéli kŕivkv zaknto.ě dvojhvézdv. V lomto pft| složkou menši složka. V okamžiku íp nastává zdanhvv dotyk obou koti iu složka plné vstoupila na disk vétši složky a opéi z něho vvstupuir \ ■ 1 zákrytu nastává v okamžiku fi. Doba sestupu a vzestupu na křivce tni závisí na relativních rozměrech obou složek a ovšem 1 na dobé ohéhu Hl svítivostech jednotlivých složek. V případě, že je zakrvvána menši liožl i opět k poklesu jasu, avíak minimum je méně hluboké. Vzhledem k ok) stup poklesu, resp. vzestupu intenzity tak ostrý, lak |e naznaéeno na tomu, 222 í. Dals. významní,,, ,.,s„o„ .,,k,vlov(,u Jťl , ;( ^ekem ]lž k seod Algohi hš, charakterem křivky , ,, k!'V, " 'C na^d j Lvr 1 mine skupiny zákrytový ch dvojhvězd ' nMťn,m zástupcem další vý- Vsoučasné době je známo m 1 o pUs hH>0tčL-ht > ivpúpodlecharaktensitckc .., ,. !,, lvk ,, L '° s>"N'«nů rozdřlenvch na ahcžné dohv se pohvbiui kolen, 1,............ ' "uncac 127 Piechá/i„r^ , ''""''ku^n^ ' miniira ' 1 'lélk; "nim. zá SS tatu. ,a' _ ..scoiou kraišinež 10 dnů :nicisi zniimou periodou jc 1 Aurigac (27 leť). Nejkratšt ťlľd.3by se pohybmi kolem 100 .mnut. ''''"r.-tové dvoibve.ď i odic Katu světelné křivky do tři skupin: tv Algol jlgolu: loczslv icměi sférického tvaru. Nástup se- losti ostrý. 1'criody jsou poměrně dlouhé. . tvaru íotačniho elipsoidu, nestciných roz-ľ.-uocly jsou většinou delši než jeden den. : . lidálnl hvězdy téměř stejně velké. Periody HA - typ Algol - ilgoliu -tupila vzestupu světelné ki EB - typ />' Lyrae, jsou d mérú. Světelná křivka jc EW-typ\X' Ursae \1 jsou kratší než icdcn den. 223 vch ij*t&6 Vedle této fciJsl j,, p*J P** tl h S,etel"J Í*** 0.5 , ... ,vp HA, kierý tvoři přibližní 70 « juiořl. především Kopal; kh,s,|,k "JV ''"St»*t« f ^'^Sľdo'vfc''' či tiUcoU Pro každou dVl)j^ i n .íl. i 1 AR Cis ir O 1/ __i—i 0*r. Svetelné knvkv různvcli typu zákrvtovvcli dw.|livc/J lze nalézt Rocheovu mez (.viz kapitola 2.W). ľosiuptivm m muže tiasi,r situace, kdy obě dvě hvězdy vyplní prostor výmezem tou i a dotýkaj) st v libračnlm bodě Li. Rozlišuji se tak dotykové, potodotykovi i idčlené sysiénn U polodotykovvch systémů jen jedna složka vyplnila Rocheot . u oddělených systémů žádni. 224 ;„ určeni elementu dvoihve,dy •Itá křivka |« neičasiěn určena fotoelektrickými měřeními SVCU. .ednoiUvýcli pozorováni tím, že se vez.me iedna nebo viec j>ti y prL.sné světelně křivky mohou hýl zjištěny tyto elementy . • jS**** • osa obou hvězd, pC**1 ,a"n',měiy poloměru složek k poloměru a předpokládané kru- \ '' y#ví relativní oběžné dráhy, běžné roviny. sklL>° ' etelnvcli křivek pochází od Russclla a dále \\ propracovali ro/.boru^^ ^oderni počiiaci stroic umožňuji poměrné rychlou **2 KoPu1, C CS'"\",/.„llváni. V dalším je pouze stručně načrtnut posiup vv- t /íi1 SD , „ Třidém sxsnioi. £}S k......r;; . ínVV I.SIClll Kvil sos.h dsojlivézd. D (dc-steniu. A111 icslo.i /c slo/ek ! > . niidvuclied i - rniio-1'lňoi. Koshťosu mez. oikj s splňun Ro- .heovu nic/. Světelná křivka je o nýtni efekty podmíněnými tím, ie jas není po lísku hvězdy rovnorni i • okrajovť /temněni, ztemněni způsobené ruz- . roz]0žením gravil 1 rychleni apod.k což způsobí „zaobleni" křivky. Kromě toho obě sloik) nč 0S\ čtlujl a íási zářeni jedné hvězdy dopadající napovteh hvízdl 1111 I 111 smírem k pozorovateU. lento fázový efekt způsobí celkove vyhl takie přes „lomenou" křivku iobr. 4.23' se překládá sinusoida Ki \ i clekl clipitcity icdnotliwch složek, tj„ že hvizdy jsou rotačními s dm je silně ovlivněna geometrie zákrytu. Vliv těchto jevu nutno idnoui z rozboru světelné křivky a průběh pozorova- * # 225 autoři, především K..p.,|, kl.,,,,,. Hb« Rocheovu mez. SD idetached - polo-...npin i jedna zc iložct . plňuji Rocheovu mez. ľpmCU - dotykový systém • ikj vyplňuji Ro- utová mez. Světelná křivka je ovUvnčn ů n\mi efekty podmíněnými tím, že jas není po jisku hvězdy rovnoměrné i okrajové ztemněni, ztemnění způsobené růz- ným rozložením gravitačnili i -'nlcni apod.), což způsobí „zaobleni" křivky. Ktomě toho obě složky se v: osvětlují a část zářeni jedné hvězdy dopadající na povrch hvězdy druhé se ' . záři směrem k pozorovateli. Tento fázový efekt způsobí celkové vyhlazení křivky, takže přes „lomenou" křivku (obr. 4.23) se překládá sinusoida. Konečne je zde i efekt elipticky jednotlivých složek, tj., že hvězdy jsou rotačními elipsoidy, a tím je silně ovlivněna geometrie zákrytu. Vliv těchto jevů nutno odhadnout z rozboru světelné křivky a průběh pozorova- 225 I MB-dtafctaM fázového úhlu nebyly,-,- bV . . . :..;! mtivinilllll odpovídá ..„u... * -* • * lni , rekí«liK»va" "! opravená obou složek B*** lei dvě n czname Slači ledy k vypočtu vybral dví vhodně min»" ploche, znamená to, že oba zákryty jsou částečné. Znalost h /, a /• už nestaěi k určeni fc, nebo platí, že „.. it..ině, možno psát (1 od„", ' (4.19.9) fr je. nuino analyzovat světelnou křivku těsní před hlav- Art***a Ä • »" l^u.něrny jas tui (4 fefa kán' l,,K b(, po hlavním minimu. Výpočty ,sou sloř.ité,šl a výsledek méně '"ik. PřeJpofc/ádc/me, že menši hvězda // má větši svítivost což R. , pad\ Jc potom při hlavním minimu zakryta. Nechť /„ je ůbi p|Ui .* kas|i|;i v okamžiku tohoto minima. Jasnost složky íi,S, hrnie ochuzena <> -„. , 1 takt!.' která jc definovaná vztahem '"'" v,v/' ''" li IhS,J„. Pojcmmita svět/a jepončkud nezvykly, avšak v odhorrn n,,,-,. . -'9.3 vystihuje pozorovanou skutečnost. "^'""'dob V okamžiku sekundárního minima ic větši hvězda // . .; , als dflty aymetrtfncwa' je plochí zákrytu stejná íska pfi iii.n, , '"-'ui hv^ 5,/„. Ztrtosvftai je tak """mu,. |(. Z toho plyne pomčr I; ku /_■ 1 j, Poměr jasu se rovna poměru ctráty svitla t obou iniiiiiiuJi opraven t • : *du.žc zákryt malé hvězdy j, vhlSíaft ;ť fotometrických spcktroskopiekyeh mcřcni Velkou poloosu dráhy u v lineárni míře (např. v km j je možno •čud H pozoruji Spektra ..bon složek a ten lak se ziska úplná infot-".'"Ví svsteitui "světí .im ! "la a obě křivky radiálních rychlosti vedou o»lt*k»l ^iilu,nKh rozměru obou hvizd, jejich hmotnosti, a lim i jejich htis JI i lot MlsV 1,1 oto p«'I.m. i< I Hivni oběžné dráhy, tj. R, u a K vka dává sklon obézně roviny a poměr poloměru obou složek Křivky r^jJjSÍľni •i a ŕowfryiw * w"* ^?rw;TI„Ókiadu Ve zákrvt m..lc In ezdj hlav nim minin, »P*SSke«fckí výzkum velmi tesných dvo,hvězd odhalil v mnohs Daläelementyseurcizprcci r„wl;1 ..„„vum. / SvUvoth Spck","Sô- ,k.lm koini piiwnnwsi plynového pnteace oi úplnv. V takovém prípade se ztráta h i Ir 1 nebo plynnou obálku společnou ff. je tudíž U l-h;****> ^ fV4.hie kolem ono " . „c vv mén.t hmoiv a plyn proudí n J _ /,; Z toho Snadno lze nalézt, že pláli íěí - I R.. I S /.:/<■ /.j/ř, itě vvzkuin velmi tísných dvojhvězd odhalil v mnoha případech aceiiclho sc oběma služ-mc/i icdnnili- (4411) ^.Mcz. hvězda,,., set ťými s'0^k'irn%!-.u.|nVi;ii křivek zákryt"'- j < h dvojhvttd se nezíská ícn údai o hmotě Anahzou . nior.no zjistil celou řadu dalších dúlciitvch [4.19.3 . rr,,.měru jednotlivých Tak se získá poměr obou poloměru ft A' R Dále je možno určit poměr poloměru a velké polo,.,-, .:■ ,V fl , sk|on Během hlavního zákr>lu je ztráta světla v každém ok ijiiži-': ,,,, f ^ tého koloučku Velikost / jc funkci již známého poměru /• K K a dál ni .t ^ , jc zdánlivá vzdálenost středů obou složek, i průmětu poloo relativní obězn- dráhy na rovinu kolmou k zornému paprsku. Pomér Ino vyjádři jako funkce sklonu roviny oběžné dráhy i a fázového úhlu sevřen Spojad středu hvězdy a průmětem zorného paprsku na oběžnou / u,|1() p|ync 226 ,t io/ni''f11 PfcJevším i apsid,ktercicMii.'/no^| Tyto zmčm stě.lči bud o kou oJ kulové (ymctríc Okraiové zicmnéiii | postupnou rckiilik.i. í průběhu minima, kd\ kryl prstencový a postoj posiupné misia s ruži na vlnové délce. e to zun-; ti dráhs. /eimen.i petiody, dalc stáčeni přímky intervalu mezi hlavním a vcdleišjm minimem, dalšího tělesa, nebo jsou způsobeny odchyl- o obou složek .no pflroo pozorovat pouze u Slunce) lze určit algolid. Metoda názorně vyplyne z přikladu ■. \ a věišl složku: v takovém případě je zi-kotoučku přes velkou hvězdu se zakt\v.itt in i.isem. Okrajové /temněni ic twscm závislé 227 ,.,,aěni ztemněni, které vzniká iím, ic la.-.,, efekt, tj |ť l atmosférach hvězd. Zářeni jedné hvtJ < ;|[m„>téfe druhé hvězdv, čimí %ť ^ P",Wl™Curě,.r místo v pohlcováno J nahnu mhU- „ ■ ,„ však cel;, škála problému soimscncích s pren V neposleJn, řade J^^j^, evvo,e d v., hvězd, mezi jednotlivým' > 'fj^, VV CepheJ, II ■ BCga - dort v několika případech i n =■ K. Modra hvězda záři ni ,a.;!ehvézdv typu Barven} m. b .. •» ....,..„.„. ,.......,,..„ ion ľ On i, ic heézdv tvpu BS červeným obrem .....----- ../ před *r>tu a po zákrvtu skrze vnější vrstvy atmosféry obr, hve/dy. Je to vzácný přípa , ^ umožňuje studovat složení I u-phm chromosféry hvězd poměrně nftf' ' **** .Véktere zajímavé dvojhvězdy slabší složka je bily trpaslík. Ověřena obecni teorie reJari • Pozorované eraviwčm rtidv posuv 21 4km j ">'• teoretičtí hodnota 17 i krn s 1 PJ Hercuhs zákrytová proměnná s velkou excentricitou; vhodná pn, teorie relativity °Ve';eni vizuální pár s nejmenší známou hmotnos; í 0,09 AI i dvojhvězda s hmotnostmi s/ožek 11,1 a 40,0 .\l tzv. P/askettova hvězda. Spektroskopická dvojím . li hmotností 130 M0 Cel*»»Wl BD 4 3461 tzv. Barnardova hvězda, typ AI hlavní postoupnosti idlnásobnou hmotností planety Jupitera lvoOeeqj todou. 40 Eridani I. 726-8 V 453 Sco HD 43129 .20. Empirický vztah hmotnost-svítivost Určování hmotností dvojhvězd vedlo k objevu, existuje vztah mezi hmotnosti a svítivostmi hvězd. Teoretícky lze tento vztah i . n, jak ukázal EdrJington průkopmekými pracemi o vnitřním složení hvězd lutni bolome trickou magnitudu Ařtmi možno vyjádřit jako lineární funkci h mi n ,\j i \-yjád řené ve sJunečních hmotnostech) Aíboi - Jog A - B log Aí . Obdobné platí pro svítivost L hvězdy L afiP>. Jestliže svítivost Slunce L ~ 1, pak logu^0,4(Aí,IOi, s-logz4), b 0,11: (4.20.1) (4.20.2) 228 ,o"" hrnutv hodnoty koeficientu a a exponentu b získané ruz-4 „ ,sou sn ^ y.^h pHj^aeeh 4,H). K'si<"". ',kv ,ednotlivvch autorů vyplývají I velké čisti z nejistého 'Tlv ' hvězdy náležející do populace 1 fviz kap. 6.1, vyhovuje lil Se u 0,10 AÍ....i 0,47 (v mezích 0 \\ ~ ; » se sou los K-ron1 i bil Ali-.i Log AI 0,20 AI™ . 1,22 (pro M„„, . 7), ých irpasliku, kteři vztahu hmíHnost-Svitivost vůbec neodpovídají M i « Závislost hmotnosti M ^ntn^mtuJě p...... írfoli Slunce. vzhledem i těsných Slabší složka zakry TMU"4'5 110 hmotnou ^ kc své vnitřní s-zvlv, existuii některé významné odchylky, zejména ^tésnvch spektroskopických dvojhveaL " ci.tóf složka zákrytových proměnných odpovídá vztahu Aí-L mnohemhůře Autor a o Pro rozsah hmot a použitý materiál Riniell a Moore (1940) tiA? hlavni posloupnost í 1.06 1,92 1 .VI 20 vizuální, spektro- Parcnago a Maseu,"- i skopické a zákrytově dvojhvězdy 1 ,|D50. > 0^8 -> Tg ,\1 1. červeni trpaslici van de Kamp (1951) I 1.05 4 0,6 M 2,5 vizuální dvoihvízdy 1 1 0,33 2 AI 1, červeni trpaslici I Eggen (1956) 1.0 3,1 0,6 AI 2,5 vizuální dvojhvězdy 229 než ta>na hustoty přilii ..~r íirlxi husioia vťlmi rozdílná i,j „v hlavni hvězdy •>» w- , -rsať Mata* nevyhovuji vzuthu """n.," ^jäs^^........." :""> ahm,r",j,,,ŕ w-ic.^*H 0.0 "í I iu|Mi/M( í 4.S7. Schrmaiitky pnibeh vztahu hmotnosr-svnivosr (podle Taylera . Svítivost slabých složek systému XZ Sag a R CMa je více než tisíckrát nižší předpovídaná hodnota. Tyto odchylky zřejmě souvisí s vývojem těsných dvojh V** kdy jedna ze složek se vyvíjí rychleji než druhá. V zá> 4.21. Vrčeni průměrů hvězd Přímé určeni lineárního průměru hvězdy ze zdánlivého je možné jen u Slunce. Ostatní hvězdy není možno pozorovat jako kotoučky .1 skutečnost, j, v dalekohledu se pozoruje konečný rozměr hvězdného obrazu jako \ fce nebo méně pravidelný byť nepatrný kotouček, je pouze důsledek difrakčních jevů v zobrazeni svítícího bodu objektivem a v neposlední řadě též i neklidem ,» . j uši. Nejmenši úhlový rozměr a^raičníhokotoučku v ohnisku objektivu jc v ideálním případě e = 2,52.105* [rad], kde k = //«, poměr vlnové délky a průměru objektivu. Pro nejvt tšl dalekohled světa o průrněru 6 metrů, který nedávno byl dokončen v SSSR, je teoretická rozlišovací schopnost 0/03. Avšak jen několik obřích hvězd jako Antarcs nebo Betel-230 ,ruměry řadově o. Ol Ncr,i icjy „adéje, t , B pozorovat hvězdy ,ako „b,,Ulv koncěnvch „ nC,vr'^'"' hvězdy je však možne několika způsoby a to . -i ---— o-, k oj | | ,Jaiilos' i •■ v;l, luc-zdy iako objekty koncčnvch rozmetu i'rL V^11 ks„u měřeními, »! ,e,č,itr^Cir L„v.h zikrvtu jednolhvych složek zákrytových dvojhvězd, ' určení průměru hvězdy pomocí t a /.. předpokladu, žc hvězdy záři jako černé těleso, což jisté do určité ,.,k z jednotkové plochy je vyzářeno »T«t energie, a tudíž platí splněn" b-; f'ni|n,i;,lUI hvězdy jB drive zmíněný vztah rn 2,5 log Z. .Vli.i.t konstanta. „i, /. a elektivni teploty 7",.,, řnát»e měru & kde hodnoty pro Slunce L , resp. bolomctrické magnnudy AI,,, Dril efektivní teploty Tm plyne pro hvězdu o luminoziiě /.poměr /?' 77, A" 7-'. poměr (4.21.1) log 0,4(Aí„„io - a,'t0)'< Aíhnl) . ,e tedy dán vztahem polomer |c icuy ř? K y~'— ° (jr«/r„Q)š • (4.21.2) Efckuvní teplota sc odhadne s dodatečnou přesnosti přímo ze spektra a svítivost , absolutní bolomcincke magnitudy M...... Znalost palaraxy hvězdy je ovšem nezbymá, neboť bez té není možno určil modul vzdálenosti Mho, ~ mbm jako přiklad je nejlépe uvést vj p, il etn ambru Siria, a to jak hlavní složky, tak i průvodce -bílého trpaslíka. Sirius A /Vfboi = + 1,0 , T,, - 12 000 K , Sirius B Mm 10,0, T,..- 12 000K, Slunce M..... 5,0, Te, - 6 000 K. Pro poměry poloměru v\ i ., .clné údaje iřstrt... a (lQ».4(!>.o-i.o>)i/» y4Q Ä 12 6)2 " - % 1,6, lov.i,r,.o io>)i/2 |0j01 Rtu (12/6)2 22 - 0,025. 231 /Vúrrtfr, Nlwn rrr-«»" '"'".«"'. nebo <•<*'>>«>.. van \I.i.„„ .,„„ ^ „k •MW I oMwa «• * ' • , ,C), hnearni průměr now vík, |i|J( "v«^ V • ■ mm lemaictTJckcbo mi i rif ni průměru «...- SeiiedmsJu^l MBWwftl ftWwft»iai>ll fc Mílu nťfg^j neN. ,-uhv uWwé ndilcmnu nijakých nerozložitelných A(,„,t,'^l"">>r1i , popsat au ra*h>. "nli>ř |fc Svitlo o vlnové délce i z hodového zdioie dopadá oj stjnitkit *J U, hinjmt ve vzdálenosti J. Svitlo procházeitcl limito itěrbinarni X * Jvř''oa .!.iSi omítko. ktete nu oj prvního stínítka vzdálenost >N, * ' a ,y, S ■■nMmi mule .1 ňmC obrtzy ttérbin) - interferenční ;ev, ^-rt*' ^"''érn , maxim a minim tréttbýck vln. Štěrbiny (sou vlastně Zdrojekohji ""' ^^Pe''"'^ lile vlnové délky a světelné vlny mohou spolu inteďvrovut 'cr,-'nii,/() Jestliže na určíte místo dopadnou světelné vlny v ič?c f^- „,nv bod, resp pruh, naopak pokud jsou fá« v uů . ,......-KCÍ......«2 ■ »;-'k7 22 ^^SSSrKS ntiek1 „i.h proužku od optické osy ,c W \ zdá- . , '! ». kde » o, ... PF .e * d --- ' =*» I z, ... . c. mohou byl umistřny před objektivem dalckohh - rfW * "„,'iřenéh.. m bodový zdroj světla (hvfechl), sc k >:^o"k'jL1' vzdálenost interferenčních proužků je x ž/ J, kdc t^ Z, Z. (4.21.3) dalekohledu a v ohnitu \h se pak pll70mje mier_ '■! * kde / je ohnisková ,,o Interference. |W v př.po v a Zi v 4hl0V« případě dvou ' "enosti y. zdilenosti štěrbin inter-bo zesili (viz text). 00 vzdálenost objektivu dald ahl lu d i zdalenost štěrbin jako v předešlém případě. V ohniskové rovině vzniknou j i mé I tmavé proužky souměrně ke stfcdnJmu jasnému pruhu. Z ohnísk n je vzdálenost .v viděna pod úhlem x=*M a úhlová vzdálenost dvou dnJcfa jasných proužků je x — Id. Jakmile je objektiv, na a Mru umístěny štěrbiny, osvětlen dvěma stejně jasnými zdroji, jejichž Ů íteaosi je o, pak proužky budou zachovány, popř. zesíleny pokud Interferenční jev zmizl, když « = („ + J)a. Dokud o - * a úhlová i i obou zdrojů je nepatrná, pak interference zůstává zachována, m stále chová jako zdi oj bodový. Zvětšováním Průměr hvězdy je Jan vztahem kde ,/„ ie minimální VldUeorM hiňŮB, při kterých "iu-ilYu-iK'm Interferometrem i riomCnnou vjntiknotti štoluji Ctosabiij/, , ''' štěrbiny /sou realizovány rovinnými zrcátky) ve tpojeni i _'.-> ,, (l, 'n na Alt. wvkonu hylv ntéfeny prozoězy obřích hvězd jako Bci .1 rt' /e/tó zl/ánJ/iy průměr te 0 - WC prtmuru Slonci , ' ' ' «*4 metri, ,'L. tense (l0ri ^ Ark,ura(ll!;:: Vzdáleno-' r(pel ľrtirnŕr :K |IO- km) (17.V) 0,0 1.0 ■K) 1« ni 0.64 ■h . ■ o. 27 ■ S ohledem na okrajové «<™nin, V posledních desetiletích bylo užito k měřeni piutm-n. OXobq interiér metru. Světlo hvězdy dopadá na dva fotonasohičc vzdálí n nk vksítck a} metrů. Signál z obou násobičů je elekrronickwn /au. 11 •• ,lV.in |aj. ^ výstupu je možno reprodukovat interferenční jev obdobiu •, optickea) mír ferometru. Díky dlouhé základně jsou měřitelné úhloví , zdroje 10 10 5 obloukových vteřin.Pro Siria byl takto změřen zdánlř iimh 0, 00585 coí odpovídá 1,76 průměru Slunce, při paralaxe.7 0, 177 I icilc-k jc v dóbrt shodě s hrubým odhadem průměru Siria Azc svítivosti a ef< teploty. Vradio- astronornii se běžně užívá obdobné metody k rozlišeni stru) ,, ,dvo,nosti nebo 234 . i,ozdrn,u. /ákkulny ,sou však až. lisice kilometru a místo foto-hoo-'^an.éov . ad.olcleskopü. AW"j(* tst>u . yslrusy o aphkac i holonraííckc metody k mířeni ptumiru hvězd. ,|.r',t'"'l,'i„k"sU"'.11,,lsll, že okraje hvězdy možno považoval za koherentní zdtoie P*j"ft sk1"^'^., normální holografii PotQgrafic obrazu hvězdy v ohnisku cv*íiV'kín' |ť *\ -,.k rostoud s délkou expozice. Avšak pokud jc expoziční doba řc-n''1 ic koio"L .iří"1'. ,,-du ic k" . , , při určit, lecbnicke úpravě, v podstatě holografick, záznam ja|ť vratká-VJtn' ,„„1, části hvězdného disku. 7. tohoto hnlogramu je odvozen .'r nic■- i^ě/dy- <4*5 f|c b>-,>' """..ľ nezakryje hvězdu v nekonečně krátkém okamžiku. 1'oto-ftf/St '< ° vebo pt libého zákruis da intotmaci o průměru zakrývané •kv zázn;,nl t,IN llt vznikali ohybové ,evy a není možno spolehlivě určit jjWr '^-j měslc1"11^ nicn;, 11Ľ> o oos 1 ake nepravidelnosti na měsíčním nkraii ivčzd> Ilintěi bvV-^ - i*,vsaV například i Sco má podle léto metody .'.•"■"I „e,is«^» v' riiničr . ,n /.il-i v souhlasu s inicrícromctrickými měřeními rtítJfľ _.,mřr p ,04 zeci. j metod) ■ vin s daleko dokonalť|ši formě ,e určeni průmětů :ho schématu (obr. 4.23). Pivě IC vzaieniné /akiwaii. a to tak, '•1t,jobo« ^J^jJ^ezd Pi nuip plyne z icduodiuhch.» schématu (obr. 4.231. Dvě priintcr >■ • ■ffizékry.) P*''1' V.y Sluncem se uplatňuji při „..„.^ V ...u radio.isiioiioiiiakvch zdrom 1 n n azuan- !,1,L'j„bou dkrytovt '. ,,VVCh dVOlliVC/vl. i"lil.*..,- y.t--,- .•>kr-" .jn-, o prtiiuéi u l> a druhá o průměru d. J^eiipř^^^^P^"*" Ks.ližedoba oběhu v kruhové dráž, , %k poklesu lastiost, ■ ; „. I „ľlnc„o minima ,, konec t,pln,ho minima, 'C„rc zatměni fa, pak » .cdn-dm he pcmeine celého jevu moJm, snadno z.ímíi, fi)/f» ID ■ d)L, I konce Ü ŕ tak pravc (t, tt)/P {D-d)lL--irúměrs • > ou dotek V konkrétním případě ovšem dráhy nc|sou 2,0ho 1/e zpMii I----- .Jv kruhové, sklon dral a nemusí ani nastal úplný zakryl ivezdy mohou být rptoitéh v livcm rotace, a konečně rozděleni iasu po hvězdném jukuňcni rovnomčtiu ih Ptoio určeni pí úměru zákrytových dvo)- ;í,é/J je ponékud ilo i naznačeno. l\>drobně)i sc o tom pojednávi , kapitole o zákrviow dl lidi 4.22. Rotace hvizd Bezpro | o/otii|c rotace pOUZC icdtnc hvé/dv - Slunce. Skutečnost, že hvězdv rotuii kolem vlastni osy, ic známa pouze I rozilřcni spek-trálnlch čar nebo z anomuii, na kiivk.icIi radiálních rychlosti spektroskoptekveh 235 jy.uh.ř/J. V Btutrooorýsb hvězd (palatu m př,„,w /,v neutronové hv&Jy) )e **• rosce í»*wl pedodř p„K„ <■*«, *e ftofií čirr ;e nrad roxHtal v důsledku různého Doppjff. 'V,. jť/ťJk i- rLBmvh ůfarcdi hvizdnéhi> disku. V rotující k„uh "v'i p,* vektor okamžité rychlosti namířen k pozorovateli, druh) 'od,„, j r',í<-'ji čára je proto rozšířena složkou rotační rychlost, pn>mitnu. *,r,,vai,., ,S I, napito. M ka-nm rouňii PM «M uhW /. Je-li rovní?" ^ WJ| biůdy f, ftšpoWĚpfvdikúkajt! v siní. .•,„/«> Obr. 4.30. Profil spektrální cáry h st/edni rychlosti, krivka c j„ 7 r„. velmi rychle rotujld hvizdy. pr°fii S Z1Z 'íl™ Při milých rychlostech je velmi obtížné z. tvaru čan ,IK-.J( caow'f ovuVněn furbiJencí, teplotou a bujném, \kiikm, ,,,ne"of něný rofaa' mi jistou maximální šířku, kdežto profil razJu^trý i .P"Jst;itii- ,ľr,; íimoraosn prvků, ke kterým čára náleií. ' lcľ'"ii>u U zákrytových dvojhvčzd, u kterých lze získat dobře defin ' Bottř0l rychli hvizd htos-P-(V,, obratní) . vC roiacc (aanŕPI «Wfc> Poleví deformaci křivky v okamžiku, kdy rvchl"-"* , po zákrytu svití okraic zakrývaní složky. Princip |e zřejmý pi* iaki-y"-'"1 ' ifi -I.?2- fco přes »00 hvězd, u meh/, byla určena rychlost rotace. Zjistilo se, ' zná'111'1 , A ,-ouiii podstatní rychlen Ba pozdní typy (viz iab. -1.17; Lv-JV 0' ľ G rotuji poněkud iychle,t než hvězdy tchoř, typu na hlavni pp-V(0 t/f%3 noe W '"uvlsi N wvoicm bv4zd- "Wi typu V, (i hvly původně ni ..vv-ule ...... • ' > s, tyty Původně na " ,nosii 1«*« llvCvtiy ,ypU *" A' k,CIli """i' ry<-hleji. V průběhu . ,iyt,„osii zůstal zachován i projevil se rychlejší rotad starších obru. Ncirvchlci. rotnjl hvězdy O a B s emisním, čarám, až rakovát" vysoká rotační rychlost má nepochybně za následek zploS-■* i uvolňováni hmoty v oblasti rovníku. Zdá se dokonce, -že Oe S^'ľ-sOu'pnHo „a hi aim. stability. ,i, lo'C'J? ■ , ,.|mi zamítavou vlastnosti z P ..... hvězd les ....... ,.,..r,-...u «,..* H'-'^-hvézdné hmot) z hlediska hvězdného vývoje. Hustá kterých hvězdy vznikají, maji poměrné velký ./ihVCV.OOS ..... . .... ----,^l!S> W**"* "'išnosu, ■ UKÍi> lvd,1"sl ",UKe hvCvA' bv mC"la h>' vysoká. Je tedy pře-*H&sS' L Zt.,ména běžné typy A-K K Otáčejí pomalu. Slunce má mnohem tfK&tó' t hybnosti než například planety. Je možné, že hybnost je během "h-ipí m!>n^st,ia na celou sznikmici hvězdnou skupinu - dvojhvězdy, hvězdokupy rfiqt C\ctl'f'i, _je hraje úlohu i.ikcsi brzdy magnetické pole hvězdy samé. 4.23- Magnetické pole hvězd -magnetické hvězdy /ceniattu\ clekt roAtčpeni spektrálních termů v magnetickém poli ■ z istit siiidien, . >v pěných čar přítomnost silnějších magne- uiTiožou)t- - . ... p.óii v .umosférách hvězdi, /.ccmanúv efekt je závislý „ckých P*1 T.klilkj4.IH . ........ se silns oi -iism muitncuckym polem Sekier* 1___^____^___. .__ lil ■ si" HO BSB \;'V (icininiirum 5t Camclopard.il,I 1111 TlSib ,! CanumVenal. 78 Virgino KG IVRasi Sp IS* Pcrioda A3 750 aí •too Liepriividclná ll> W60 at 1 dny Ml 1 at • 500 J A2 5120 al 1700 8 dni M 1700 al 2000 0,8 d li .Ml 1-tOO ai 1600 5,5 dni A2 IbRO az 140 nepravidelná R M 10QO .,i • 500 } • f? vyjádřeno v jednotkách l 0 237 /ikl»J"^^_!!ľ---'- 1 IK| 0.11 "H 0.10 " «110 0.11 ťlftou 0,47 1 71», 0,00 »•100 0,97 l Mki 1,00 ( M) 1,00 6 000 1,08 5 uxi 1,10 4900 1.1K * 3«! 1,21 3 900 2.0 3 50(1 0,1 >. i 5 400 0,01 i UM 0,001 0,1 i 0,01 3.10'" 6 4011 1 . 10 J 5 400 3.10' 4 000 6. 10 1 2 800 4.10' bOOOai 40 000 -i ~ 11 5 700 m s K ,ťi' « yýraznebO 7-eemanova cfcklu jsou výrazné čáry j o ku'ľ>''L'^l"vľ< „maoĽ.auové hvězdy', a europia. j#0 ntil,,-Ľi","ti"ľkc 1"'1ľ P'"vna ,. Aí, O , o di dr , ,• ' ,a .tob" (5.1.1) ,vitaěni kOOÍtanta. llmo.nos, M, je hmotnost koule o po,Wr i« * poloměrem ' proměnna, plat, Polomeru r ' ' dAÍ ,% (5.1.2) dr 4.1 r- .,(r) , ■Ar) r- dr . (5.1.3) , yolává na zkoumaný sloupec silu, která je úměrná rozdílu tlaku •ly"1' '."'ikladnu sloupe. dP dr) di d> a má opačné znaménko než sil, ■> n°rnl i •• sil v musí být v rovnováze, tedy • JVtO dvs ■ . '• 1} -dP= o(r)drGM,r •, ni. m zrychleni čili hmotnost m 0 (5.1.4) d/> dr C M' r s Í5.1.5) , e je výrazem pro mechanickou (hydrostatickou) rovnováhu hvězdy la! st kulové vrstvy d.W o výšce dr a vnitřním poloměru r ,e 1"n0in0 dAÍ l.7.-o(r)dr, , rudíŽ dr GM, dAÍ, 4:rH dr~ (5.1.6) této rovnice od stredu hvězdy (r 0) k jejímu povrchu (r - R) lzc sro tlak ve středu hvé sdy /'. Integfäd této rovnice nu sumu uv™ „aléztvýraz pro tlak ve středu hv, ,lv ľ -1.7 Jo HdAír- (5.1.7) rento centrální dak je obecné laku plynu a záření. Tlak plynu P„ je dán stavovou rovnici pro ideálni pij a (5.1.8) kdt ľ je teplota, * plynová konstanta KH,i . 103 J kg 1 K"1) a /i střední hmotnost částice v jednotkách hmotnosii atomu vodíku, mp je hmota protonů, N počet rite* částic na jednotku objemu (m '). Pro hustotu platí o (UHtN (5.1.9) 241 10 j K ')• „je elektron"- »•'"" ]c-iUtc A.. >• , h ilv.vJ i-"u "*T.". eJdtrrofl rn.n to".....roiom J *- V. » Wfajj „,v rlně ionizován\ .1 většinou |c y ,ako častice nezáviste na s ' • HOÚf* , a proto k l.ivii lii"""1"-1 " pr" p,nĚ "oniiovaný ply hl .1 hm nnmuii nuMeuvé ú, " x \ \ ľ Prvek Z A i 1 0.5 Na 11 2\ 1.« t,"»3 Ca 21) 40 1,10 I 1,71 l:c 26 51) /'iii- ) 6x 2' (5.1.13) ■ti V "''"I' "9*Ch h,VfZd SC Uplalftu'e i mm kterv U .Kr-ivit iako tlak Fotonového plynu. Tlak zářeni P v 7áři,.- 7 -2CE1*■ K ^^™-Bohzmannova zákona ^ * ^ |u!'ie L P« - t - T*, C (5.1.14) je Stelanova-Boltzmannova konstanta (5,67 . 10 U j cm _, R 4 ( . •_f...rfmeiarirké rovnováhv ve hvě/Jě V kulnvt' vrstve n tu . *• v nitru hveriyvc vzdáleno... <*, ^cnIärniho „bjemtl ptoobi ,1.,.. dr , TSí ^ÄľÄ^ £ ? í rovnat t^naínirnu • n, , ^ SSS hmotností elementárního gd/. a s přibližné poloviční hmotou protonů, tedy fi = 0,5 = 1 (. 1 J1 nými slovy řečeno: je dvojnásobné v ionizovaném vodíkovém prostřev! 1 oti A/, kde je vodík neutrální.) Pro střední molekulovou (časticovou) hmoi 1 „ pfj Up]né ionizaci tedy platí vztah bxnomostnl číslo prvku _ A M " "pocetlleteraů +1 ~ Z +1 ' ^5LI2) Vatomu, jehož hmotnostní číslo je A ^>4, je počet elektronů přibližně \A, 1 Střední molekulová hmotnost J směsi úplně ionizovaných plynů, ve které je relatívni zastoupení prvků vodík: helium : ostatní prvky v poměru x : z : y, je po- 242 , kde * Z"rychlost světla 3r *nT ' Q (5.1.15) - ** ? zářeni na celkovém tlaku uvnitř hvězdy stoupá s třetí mc^ninou teploty, Podil tlaku a»re Slunci (tedy většiny) bude tlak plynu pře- nicméně u n , ........ ,„.„;,? hv/č-rdv ip tedv součet obou tlaků vlí "Tafnad tllkem zářeni, t I lak uvnitř hvězdy je tedy součet obou tlaků' (5.1.16) neho též kde Jestliže ŕ _ Pf + P. 1, tlak z.íicni lze zanedbat, p1 0, tlak plynu lze zanedbat. Většinou je však fj _; 1. Hodnota se bliží nule pn vysokých teplotách a ve velmi řídkých plynech. 243 Odhad - MPs . .^—,3»--*^^^ Slunci, za téchn, pred^ To U ovšem pouze velmi hrubý odhad, píesnéiši výpočty vedou k hodnote ' r. i,fi-ií>:K. 5.2. Opacita Opacita hvtotaého materiálu závis! nejen na jeho chemickém zeni ale i na teplotě. Při absorpci fotonů se uplatňuii všech m p, lnc ,ni, chaiúsmy interakce fotonů s ostatními částicemi, prechody vážen izane, v0|nC, -volné, vázané-voíné a rozptyl VfpOČa opacity |C /načne obtíži bol „ ndzc určit přímo z průměru absorpčního koeficientu pro jednotlii --"cc ., jednotlivé chemické prvky. Při vysokých teplotách zavi-i op levibn tlil rozptylu na volných elektronech (Thomsontív rozptyl i. Jestliže I iCnl způsoby absorpce a rozptylu byly zanedbatelné, pak opacita i *j, kde te kcmitantaí, nezávislá na teplotě. Při nižších teplotách vázaně-volne I volni i mé přechody se stanou významné a od určité teploty opacita roste s ros to t* .,,,u , tj^i s rostoucí teplotou, což lze vyjádřit aproximací x = *.L>T 3*, (5.2.1) kde x* jekonstanu závislá na chemickém složení hvězdné lát k \ tmerův zákon pro opacitu.) S dále klesajid teplotou se mění opacita přibližné Mahu neboť dominují vázané-vázané přechody. Pro konkrétní výpočet z . islosti opacity na teplote nelze odvodit analytický vztah a úlohu nutno řešit numericky 14 L-rgie ve hvězdách 0tr.S.2- Pruhí/i Opičit) hvětOoi jrtltv v aviiiiisti na teplotě ,i I,,, h„;. fluslou k" i vwdŕeria v gn mech cm ■'■ Pfi vysokých teplota, 1 plentu* rozptyl na volných cle* rrontcJi. opacita je pomtrnč tUtki na tcploli. Pii nifšu h tepli : | iiplal/iuii vázané-voliic pjt., j, „naou vzrosti. Při poměrné velí m/k vch teplotách pŕevazup ,. -vjíaneprechodv. op.i, n., („ íMj.xmu. aviuk s klesají, in, poZ iMtonajUi a excitovaný, i, ,,fiět klesi. tepla, takže přenos energi rovaný plyn. Obecné však p záření nebo konvekci Zprat jdi w' 10» teplota IK.I n.i prakticky význam. Výjimkou je degene-u,,s energie ve hvězdách se děje přenosem . itiiuji oba mechanismy, avšak jeden nebo druhv v různých vzdálen > du hvězdy převládá podle toho, jaké tam csisiuii podmínky U hvězdy v hydrosi.ni, I áze, ve ktere se přenos energie děje ze středu k povrchu radiálně, lze pi, i ok energie povrchem koule o poloměru r a koule o poloměru i di , i,!e vyhovoval vztahům l. d/. dr 4.ir- dro/ , l-rr-\« (5.3.1) ■ Lr jsou příslušné svítivosti úměrné toku energie a faHdrp je energie vy- 245 r V STAS M«*~" « p^uu^ov^nc,.....,....... * rany, Ftatod po*"*** rovnováiaŕíl0 5I,VU' P«* fe w^Sj dLdrsložiliiU. Pr" flgräptaMM enerjfe vedením j rffcnfal ie formálně stcinv, neho, l)hi| atonjrfnsfni m«** í*ric s vétiä energii, - čutieoni - menil eaetgfc, S?^ J(>,defc n-mŕnó energie. Tlak vo/nveh elektronu fe umerny /cjich poctu , norkovém objemu a repíolě, tedy >cd- kdežto tlak fotonu P: - 'JT*. Tlak elektronů je většinou větší než fotonu, avšak účinnost meehani.smu • energie závisí na volné dráze častice mezi dvěma srážkami PníHon Časrjee s velkou volnou siŕedni drahou se snadněn' picne i nu^ teplotou do oblasti s teplotou nižší, kde predaji energii něi.il,. 'i i v V'V' '' tomu éásDces maJoustŕední volnou drahou predávali eneieii d,, hl autčné ^rí"' nvch velmi nesnadno. Střední voíná dráha elektronu proti voh ■, fe !r V*ť*í" v nitrech hvizd - až na výjimky - zanedbatelná, .1 pnu, 1 ; ,„ ^ '""onu K přenos zářením nebo prouděním - fconvekci. Avšak i v uktn ŕm tdt p,)llíc přenos energie z nitra hvězdy na ,e|i povrch M deje ponuli -1 ľ"MuPn\ vanim a opakujícím se lyžařením fotonu. Jakékoli /tm,, '"V"1 ľ"hl1"- energie v nitru hvizdy se projeví až za dlouhou dobil řádo - " dokázat jednoduchou úvahou: podle Stefanova-,M,/m.,n,,,, t cm' hmoty o teplotě T energii • I0; let, Izeto ona obsahuje •,6 . 10- ' I cm i]., lato zásoba 11 T' [J], Hvězda o centrální teplotě T 10; K má obsah energii má-li hvězda rozměry Slunce, je celková energie přibližně K energie by stačila při konstantní svítivosti hvězdy velikosti v na llh lei. Jestliže by se ve Slunci v současné době z nějakého důvodu n.il: avily jaderně reakce, které jsou zdrojem energie, mohlo by Slunce ješiě přil 10 let zářit v celkem nezměněné intenzitě. Tato doba též zhruba odpovid onu energie z nitra hvězdy k povrchu. Příčinou pozvolného přesunu energie 1 ,. ifJ hvězdné 246 VVM,Uá, že hráni zálcnl vzniku)ícimu v niltu hvězdy, aby se J je ■"".'"■.'„Mtiivkělio prostotu. Je-li /•. lok zářeni vycházc|icl z. povrchu „l-o^,,,vlil"J" , pak svílivoM KtO vrstvy je /., A-o-'-rľ,, 1.« ukázat, >.c pcJo v/iahcio hu _ d 7' íxo tlr ' C53dť) edfl> ! sorpč"1 koelicicnl, ij. opacita hvězdného maicriálu. Prosvítiv, d r to 10, d7' fía dr izí.,'.' \bnac 1 7'1 '5.3.3) f.5.3.4) dává gradienl teploty pro přenos encrKie zářením a je současně . p tt&F*. pto studium nitra hvizd Záporné maménto na pravé straní flf]ůleíiwt,r0\ _ 1L.r|,,i\ uhwa směrem k povrchu hvězdy. Podmínky vzniku konvekce U icpšjnui pochopeni, kdy nasiuuou podmínky vzniku prou, •nlotv I v nitru nebo některé části hvězdy, je nejlépe popsat při děni pad, 1V vlivem teploty ■■" ' třni nenastane kjy proudci ^ hvězdj ji .mih c iovii..va/.e, ledy množství energie, kleti se tí"^ST,l~j)jen,u hvrzdj •• ,• opft wz.ui \ určiiem okamžiku nastane pojí, uré'itcl1" l,_ , ,„, : dne látkv ie uveden z nějakých blíže ^ha v téio časti livo „outá-nveh pHím j0 p,.i, 111 vzhůru, l|. od středu hvězdy k icjimu rchu. případě te j'11 1 ' •' /Vť'šuie svui objem bez změny pov \' tikovém j' tepla, icďý rozpíná se odtah nižíí teplotu, než je teplota než okolní plyn a t zapěli o| původní stav a konvckiivni | Jestliže však i přes adiaba i tudíž lehčí než okolí, stoui Vždy však tlak /', ku, jakotlak v okntf. Naprou tom 1 jeho teplota klesá, lestliže se ochladí na nu ve vrstvě, do které vystoupí, pak je těžší I i 111 se ve velmi krátké době obnoví lne látky ustane, u je piislušnv objem plynu stále teplejší, : u .1 vytvoří ustálené konvektivni proudy, loveném objemu plynu, musl být stejný m ,1 \ prvém případě je oéril než ve mrvě, • Vrtto rovnic, praví uk i.iko , l< I.....I. .ovn.cch se a rovna lihvc komumi In 8 ľi*i* J e "íT"??*' 247 ll i v druhém pflpadÄ le huMuia y . do kterc prislos.iv objem jĽJJ výměn., tepla s „k„|im p^K, případe však nenastane p«" '■ ,,„,.*• vyjadřující Itaioai entropU , ° n'n adiahancky Afj i .deálnin. plynu plau - ^ d{J je změna tepla, pak plau {, J(, d(J c> «17' ~ ,, ' (S.4 j, i»r. > 3, Podmínky vzniku kont-ckíc pj linu objttt r'"'" maaotnéný mrnjiJmĚS* kuní ■ v hladine - w w mm J<. hladinv a adiabaticky se ni/pina ľlak a lum,,,. J r ' a. je Pi, fi a Pt.yt. > okuli p,,,,, ľ*r**, Jettliie ijí :■! elementární uh|cin je ri,,"' Okolí a vlivem cr.o na. Mih,, 'ryehleni kl«», do hladím r. pak y takovim pflpad4_^**Ml konvektoiii Ufoudeni rla^UnP kde c, je specifické leplo při stálém ohjemu. Jestliže t jc specifické tcp|t, pfj stálém tlaku a plati-li I — — Ca — tr i c (5.4.2, pak ze stavové rovnice lze nalezl, že P _ c,, c. neboť P iiT i derivaci stavové rovnice se dospěje ke vztahu resp. a z rovnice (5.4.1) Z těchto rovnic dále plyne, že dr áp do dr p f T ' dl, iiľ dr 1 p ~ r dr p dp ' T 0 c ľ, > idp dr (5.4.3) (5.4.4) (5-4.5) (5.4.6) 2« dV íc, ^ ťradien. (í dV I I ji),' ž.n"» snadno od' ili* lř r ie p' dJ° r dvodit známý vztah mezi teplotou a tlak ■f _ p0 ... i loměr hvé/.dy. pak dále plati ř e. (5.4.7) (5.4.8) en pto adiabaticky dr i r dr dP 1 r* di (5.4.9; a,omo« plyny * ■ * ,,,di' v •« uplatňuje konvekee, i nri11 * i i d r dr r dp dr (5.440) Jes iliie „. tcplomi gradient mcnií, než „dava tento vztah, pak to znamená, že ' . •- -řjakou poruchou j nesen vzhůru, se adiabanckv ochlai adiabaticky ochladí na teplotu wřrý te n<-|J ' , , j na icpiotu '[al ,kolni plyn. a v Ju '' 1 1 >ako*'« &»o*la) klesne zpět -^Lj h|adiny a konvekuvni proudy K nemohou ustálil. V takovém případě Jl'pUť"ožnosi přenosu energii ji přenos zářením Sehwarzschildovo kmenům Ok. M. Schetnalieké zná/orném picuiáni hmoty v rotující hvíidé vpolrdnikovím fezu |dd, , I, ■Milováni Iim řezu) |e proudě mm nedolíeno. a Rttaa hvězdy ma vliv na prouděni hmoty. Koiujíl, Iivívj. tvaru tllH<*ii»ii elipsoidu, kdy kratší osa souhlas, - osm, rotace. Také p|, ' "-'bv. hu.Motv m-oitr íiviVJi ímiu tolačni elipsoidy, avšak jejich zpfcrttOnj |K,',> %it » klesajícím patoaMn a > nitru hvězdi je rozloženi hustoty téntěi k„i, '.'""•""šii,! ricke. žTfíošieni ma vliv na railoftmi lep/oiv a ledy i jasu j>,H sv'n(|' leplotni gradient na po/ech je větší než na rovníku. c '"■.,,(, Koloběh hmot) ve hvězdném tělese te ovtívnČB roiaci. Alezi rovnic hvězdy vznikali poledníkové .mendialni1 proudy ,obr. J, 1 - uiusi.(jlj w" • |w riúl, ale i tepelnou energii. Rychlost r tohoto prouděni závisí Přim i* "W rychlosti ,■• poloměru r, jakož i na svítivosti hvězdy I K. „ .. "J úf,,, " hmotnosti hvězJr M n gravitttnjho .rychlení r. Pro rychto] i "'ti... vztah ,~+*UMr- ^ni,e poměrně ve,,,,, pomale. ****** l-malcs, než kunvci,. Poledníkové prouaem ,*. ,. — tívní proudy vznikající při velké opacitě. 5.5. Přehled základních rovnic vnitřní stavby hvězd Základní rovnice stavby hvizd jsou částečně odvozené v pf.j kapitolách. Pro úplnost jsou znovu uvedeny v násíeduiící tormě- cí'.vcři Kovnicc hydrostatické rovnováhy 5.13 : n dP _ „Mr dr r- ' II) AU, dr = 4.-rr-'v • Rovnice'záŕivé rovnováhy 6.3.11: dL, , , III) ar = 4>rV . Rovnice přenosu energie (vyjádřena jako změna teplot) | m : pro přenos energie zářením 5.3.1 : dT JxyLr dr lorMtr.-rr-' ' pro přenos energie konvekcí (5.4.10): IVa) IVb) dT dr Luminozita L, hvězdy a způsob přenosu energie tedy zá>. i a) na vlastnostech hvězdného materiálu: e energii vznika]ici na jednotku hmoi- 250 absorpčním kocticíentu, JflO '"''"""'''jonizovanv plyn, |,o'J"C„ tepd P"' .riy„|icid> Stav hvčzdnčh - 6 li"hooi>elnc JSOU lunkCnč vázány na lun !'•■' perí , funkční závislost, C,, Cl pomč- nutenálu: tlaku P, teplotí J-">iu AI, (itEŮýtpotQ. X(T,P,X, Ý.Z), , n; r, x, v, z i, '5.5.1) 1 X- "l ■ivi vodíku, v ielativni množství helia, /. . relad^r;;^státních prvku. * ,,uvninim:Z nvě/dv r 0 pl.ui M. 0, /., 0, kdežto pro povrch ' ,he r1"1' S"L () '/' ľ.! elektiviii teplota povrchu hvizdy) - • I a pru cclku- ,itiv -In R vr, 1"" tivO*' " £ t™ ....., jovŕ podmínky a 1 nelineárni diferenciální rovnice tedy dW .funkce ľ(ľ)JW,#). LiT)- Celková hmotnost Aí ŕ, pť" "" 7. isi)U 1. rádu ' -funkce f(r)» '\rh MVh *ArJ- celková hmotnost M u sviti-H „cznán"-* u . .,itim . 1 akt., možno wpnčtem „modelovat" hvězdy - .ni/oro1- an» t '5° P -ivat se skutečnost,. jiedkysroV jýkladniho významu, pro vlastni vypočet se jako nezávislé pro-p|eh«i°ta ,c taJcíC čtyři nežnime lunkce jsou I're VvštUV j takže čtyři neznáme lunkce jsou ' ' P(M,\ riM.-., l-(Mr), T{M.). ,, i«l ravnisx 111 lw pomoci rovnice 1 přepsat veformč: ^néZaklad ^ „A, dAÍ, 4jiH ' dr J [1 dAl. W*ť ' ,.,,hll,ozápisuiež|asnc-j,vvľľ.. í i , ittvsl príslušných rovnic. I vj-jadřuje pováni impulsu, II Zach Obdobní následující rovnice 111 vy. jjdfuje zachovaní energie. K tom nutno poznamenat, že vztah III platí prnvnovážný stav, n. kd] ned ontrakej nebo expanzi hvězdy. Jestliže Bjk hvězda není v přísné ro i tavu, pak k energii i je třeba přičíst i^u vnitřní energie U, tj Cl .mou diky tepelné kapacitě hvězdného aateriálu a změnu gravitační po ncrgie AL, Ar 'I' "f")- (5.5.2) dl dř l v • Zrnina gravitační energie d£ vykonaná gravitací proti tlaku; změna mitřni energie dŕ7 d AT, kde . ic -\iccitické teplo při stálém objemu.) Po dalších úpravách vzlahii po i nei m novážný stav, při kterých se předpokládá, 251 .., rřdv čt<"v fe h,é/Jna B*** M « svítivosti se zmenou ^ fJT\ - m I ss ,3 |ak(, ideálni plyn- l/e dospí-, ke •-Mhu Pr, dT de 1 dP „ dř ■lálém daku a <• hustnut plynu. , *Vee^^olíe III plä'na pr- rovnovážný Knoe6« kde t> i^-i— . Pokud dl7* J',vb.|,e přepit do >varu přenosu energie < ^ ^ „r,i mi SSS^řŤ5 ' J7- . I i 7' di° IVt„.IVh, d.u, ''''J-u mu f. Pro hvězdy stejného chemického složen, H .tejné slruktUry ^ 0. Lze uká/at platit funkční vztah ,/{M,L, T.r) , .„, -v závislost v na efektivní tepoiě 7'.., te nepatrná, a ,„ '-5.3 tujir mim,. o vztahu hmata-svítivost i.viz dále). Velmi hrubý odhad závislosti hmoty a svítivosti plyne z předpokladu, že dT T } r» dr ~ 7ř 3 L e ' (5.5.Í kde R je poloměr hvězdy, T - T, a » hustota, <2 je snědni hodnota vodiv hvězdné látky (tj. v případě vedení tepla by tato veličina bj a totožni s tepel*" vodivostí materiálu) a pro hvězdy typu Slunce Q - 10 1 . m i s i ., °s platí přibližně Lr = L - - svítivosti hvizdy, a tedy RT* Hustota n se mém s hmotností M a poloměrem: <> - Af A' j tedv nrn ví , plyn platí ^iroidealni PJřa TVP/fi čili T~-±ÍL . Tlak /> ve středu hvězd je za zjednodušeného předpokladu M2 (5.5.6.1 Z toho plyne pro teplotu T ~ Af/Ä, a tedy L~M*, (5.5.71 což je přibližný vztah mezi hmotnosti hvězdy a její svítivosti. Jelikož produkce nukleární energie ve hvězdě závisí na teplotě a hustotě, pak 252 hl.mickém složeni M Janv"1 e .h„ LheniKkého složení vztah 11V,„ teplotv « svítivosti t, Opět z toho plyne pro hvězdy (5.5.8) 0 -I""1 l'|ck!'\',vp hvězdy je určen teplotou hvězdy, vyjadřuje výše uvedený '"Z -ľL'tir ľ,,;,„, svítivost MR-diagram; pro hvězdy stejného chemického [ jiapraI11 Souhrnně lze říci, že: pro dané chemické složeni a danou j">tvuk'u'; hv-./av existuje jen jediné řešeni rovnovážného stavu (teorém **** hoin',řcnm Xento rovnovážně stav určuje postaveni hvězdy na hlavní pr> ítS^'Cramn spektrum-sviltvos. v ^^""určiiého chemického složení lze propočítat modely hvězd 3 1 nere se v diagramu spektrum-svítivost řadi podél hlavni po- OlOlU tslCľ- ...... ________e..s_j _ ... . . y. ' - .,ltHik|lui iiié.'i . t , ..... ,u hm°u'1'. |OUpnt>st je tedy posloupnost hvězd se stejným chemickým irf P f ' '^„„sii- llla^nými hmotami. /. historického a metodického hlediska má jistý .H-ni"1- alť '"přistup k řešeni modelu hvězd jako plynných kouli, pocházející P**° a jehož přál, navázal K. Schwarzschild a A. S.Eddington. Pomoci Vr Emdcna' , Ľ wloučil Mi z rovnice I a obdržet vztah ' ,'tni rovnic 11 " dvě neznámé funkce P(r) a o(r). Jestliže přenos energie se děje , -jy rovnici ,.,„ . vnice pro adiabatu ****** ' P C, , (5.5.10) ^ je konstanta a ;■ je obecně tde C ' ■ (5.5.11) 1 r Rovnice (5.5.10) je rovnid y třídy n, kdy n je tzv. index polytropy. Tím ,e získají dvě rovnice pro P . ze kterých lze sestavit obyčejnou diferenciál- ni rovnici druhého řádu, i c,í> : . .u i pro zvolené indexy n (např. n 1,...,5), lze získat polytropni model} id fEddington vzal v úvahu prci energie zářením a ukázal, že vyhovuji nejlépe polytropni modely n \ ted; 4/3. Podstamč rozvinutí teorie hvězdných modelů nastalo po rozřešen I ulaných reakci a zejména v posledních dvaceti letech, kdy se používá k numerickému řešení hvězdných modelů elektronických poätadch strojů. 253 5.6. Degenerovaný p'.v" .y :su>ia volných clcklronu je sn, ,„L. úvahv piati pro prípad, že centrálni h,.M(„ j nie/- .K-ia-1- ______ ideálni olvn. n,.-.. , *J Ur,-.. fS.6.3) . i'ľ1'*' ,J,o,ih" v/ialiu piati pro hustotu elektronu, pŕl klcrŕ 2 < „• 3ŕV(. nebu rostoucí hustotou fc ldlo rozměry tiuinč nuts ,-no Krac""'11' r,™,, /c ^\;;;-^;;r;;n,-;řei,rn,.a ict, txp«Ha m*^ je 1^7^^ účinku na wsnehn SnM r' .......;? ,.t.n,rJj • '........... hmcia .Slunce Um -e poloměrem ..•t^' pr"sl'"'" - proste. Znamená to, žc roste ne,en r(> ^ > ",,( ijaii.i kinetická energie fc, volných elektronu o hmotnosti ,„.. iiííit» "5.6.4) volných elektronu „,. sou- u;ho Siria plvne. ze nmow i •• ■ .......- .mic, sU.|ni PnXO nutno pflpUftfe * ...main, husto,., S ,.„,„ pftpa------- - i"|moč, iíta ,u - a volne elcktrOOJ K chova,, vchsc .....lohne ,ao clckirony v £*J Í5.6.5j rov n Piv"- ^ <,rÍnaf,U »** £ ľ''" ffi cel o rozměru ft* fft ľlanckov., konstanta i, ktere l/e t,n,is,it S m/merného tázového prostoru daného třemi prostorovým, .oz.nč.y ,,,, , , g* PoviJaíicím, třemi složkami tapoto p^ybugeflm »e elektronu f^ * p m ,. ,e Fermiho energie a je úmerná Lze si snadno představit, že při ^ľmalcm K nebo vysokém 1-errmho energie Bt bude rovna nebo siateCne mff' 'rKie volnech elektronu kT odp ipovidaiicim, rrcnu .......r-----« .- P« /••„ ŕ, Částice se spinem !, jako jsou těnnionv (tj. elektrony, protony, neutrony) ......i „,„rr„r o ™"mrni *> obsadu ten tak, že maji odl,sne orientm* casuccscspiucii j,,— .------ - • —"z/, rntilj,, fázový prostor o rozmaru Ir obsadit len tak, ze map odlišne orientovaný J* To znamená, že {ednotuvi částice může obsadu jen W Fázového prusi™ Vejvvs'e dva elektrony s rozdílným spinem se mohou nalézat v jednotlivé Ce? V degenerovaném plynu jsou všechny cely plné obsazeny .,. do určité maxůj*' ,ná že.pn- r 0 um eneime El pstou konečnou hodnotu a pmem roZBaT*bWá tCO význam, jaký mi pro ideální plyn'. V centru hvězd, jako ve f ■ m r - 1»>' K » / - 1 kcV, v takovém případě fi, ^ |T w- tep Joty ie tepk1^-- . ^''hustotu volných elckt,onu „, - ID-cm avšak v nitru Slunce je pouze žjJu,C"icm », a tudíž nelze předpokládat, že by elektronový' plyn ve Slunci ' \mich hvězdách na hlavni posloupnosti byl degenerován. Naproti tomu j OSt*1 , , _lťl..-. Um*^ miil nŕiKli-'/n/. fttnSau*. 1___^_ . . - . __ \' deecnerovancm nivíiu jsou všechny cciv pmc ochuzuji y j. lk. určité ma»i«,*, «tatnlcn ----- ■ , ■ v r - -------- ^-ťiuu iomu eneÄwdajJ/mpulsu />.■■■ Bli«-li se počet obsazenu!, „avu ^ Ju bílých trpaslíku, klete m»,l pr,bl,/.ne stemou hmotnost jako Slunce, ale možnému počtu! pak se nemůže rozdělem rychlostí elektronů řídíte. ier Stonásobně mens., i- I" ■"cm ■' a E>^l.W>cV = 300 keV statív. možnému počtu, pak se nemůže rozděleni rychlostí elektronů řídit héžrpZ, zákony termodynamiky, nýbrž statistikou Fermiho a Din* | známou ze rieké fyziky. Za zjednodušeného předpokladu, že elektrónov v piyn tuje kulový ■rr/tJ o poloměru R, ve kterém rozděleni četnosti imptili nezávisí na ►if J Prostor 'rrtt' o poiorneru a, vc Mcum m/an-ioa touuau ultptil'.! - nezávisí na pólo?, elektronu a je rovnoměrné od p = 0 do p — pm> tj. funkce rozděleni je, že nro ínrerval ímoulsu Aň ie steiný Dočet volných cli mň r,m i... ■d ; taková, že pro interval impulsu A/> je stejný počet volných el lú pro kteroukoli hodnom p< pm, pak fázový prostor V, vyplněný dekl m plynem je Vt pR*Wi- (4*)~ R,„ pro. . objem \7iR3 je|. liže p¥ = pm, a je dosaženo stavu, kdy počet všech volnýcl elektronů N, vds-ném objemu vyhovuje vztahu že kinetická energit ••• • • , elektronu v degenerovaném plynu bude ivítóf ,cs!.Uh -ijdová energie I pak nastává relativistická degenerace, neboť ''ji, ( V takovém připadi : . rraiho energie je dána vztahem F Brírclat.) =.(|a)>« *c«r», (5.6.6) . je rychlost svitla | 1 nerelativistickém i relativistickém připadě, ergíe volných elektronů i na tejich hustotě. Cí\a základě těchto úvah ivislostj elektronového tlaku Pe na Fer- miho impulsu i i.uivtstická degenerace), 8.t AT, 2 15m,. i Pe ■ - srš c/ 1 £ľS528 « 5 - «p»°u - «■** S ne;::-' r jiV. *w*'» />.!"«.• lurti,t "hlasu, v ' .l>!n. íuiíei ohlajij,"y™ .'Vin. pf.Alj.la ,jak ,aí«, cr>«i nedeseiieravanv pl^'V klaMvka stavová' Pru v všil hustoty jc " degenerovaný, avlak neL tlv.Muky a pto huaoí r.-lanvotieký degentn™ plyn « to ba ohleduj! leploru Pru velmi rfcS II I vysokou ,cp, převláda tlak zářeni. j -nunř. „i ic o několik řádů vyšší než hmota elektronů větší impuls v poměru (m, m,)1 -' a mnohem větší ti. ,Ior v ..... pontům (/»,.,»,.)•' i a ve stejném poměru mnohem vetší počet cel I pozici (přibližní v poměru I : 10\). To znamená, že teprve za extrémních p mek může nastat degenerace iontového (tj. atomového) plynu, což u běžtr. pu hvězd včetné bílých trpaslíků nepřichází v úvahu. Pro iontový plyn platí na k klasická stavová rovnice. Degenerace elektronového plynu nerelativistická i relativi idea nastává běžné v nitru bílých trpaslíků. Předpokládá se, že přibližné 50 ",, hmot) bílých trpaslíků je relativisticky degenerovaný plyn. Degenerace plynu nastá1 i i v určitém stadiu vývoje hvězdy, kdy se mění v červeného obra. Je nutno též připomenout, že v žádném případě zde nejde i1 nějaké těsné nahuštění jader atomů. Hustota jader atomů je řádově 10'7 kg m tedy lCkrát větší, než je u výše vzpomenutých případů. 25« „AC(" ■ kC ....ovývh hvězdách viz odst. 5.26j je bottoU jj, ,lně elektrone ,sou inkohy natlačeny nu nr, , ' yioki í „,„„..rio, v plyn. r,d'lr""-nv a nakonec že .ivaiii ladeiné reakce - zdi oje cncriiie ve hvězdách ZJroiem energie ve hvězdách jsou jaderné reakce probihad , J „aku. Posud známe přibližní dvě ,té relauvně «CK:• h za .,, a tlaku, i'osos, ,..,.„..v uve ste relativné afltt i---- t#* IL'' 'nnc interakci mohou za vhodnvch podmínek w """,pU' J V^)incme velké e„?ic která překoná <*J^«j~ I*** *","řeba pom ,rJkci. * ,1 - ÍS jaderná icakce, ,e řádově 10, cm, ^VEST.© S - nřebna pro prekonaní eoulomhovského valu 'někde ■ enerfie poi i ! .... „„tenciálni přehiadn ' se tež po- C.5.7.1 j pH* K by měla být srovnatelná s enerpi tepelnou E„ oby nastala bouřlivá reakce Jísiltže tedy Tepelná energie částic je dána známým vztaheni ET= kT I, pak E, 107 K, /' 1 M«V ■ e, i ReV, li, E. io ■ l robo plvnc, že tepelná ene l V centru hvězdy ,e nedostatečná k vyvoláni rvchlč jaderné reakce. K\ al i MaxwcUova rozděleni rychlosti v plynu, njr.j.S. Tzv. tunelový efekl stpfiiidrrnýchrcakcich. Kro tuk průběh energie na puten, iál ■ vzdálenosti r od po Ji .i M křivky udává energií kterou by ca.ii.i- iněh mít, - k překonáni potenciálního v.ilu \ ,, rždy jc nenulová prav.lěpo.k.-i i částice s mnohem nižší kinetickou h potenciálni val překoná. 257 abtajt vMäy ř*f počet částic P..hynwie;eh K rvciifosimí véiíími, než odpprftU vžJy „sta nenulová prtW«|»**IIO»l. * dojde k překonáni coalcmbankého niv i čéttici, teiil energie fc meoM než /: ■ l alf pravděpodobnost ľľ rychle nmtt - rvchlo-tí t částic * tedy i kinetickou enerpi «**■ rie fii přibližné podíe vztahu Pro lehfce priky, které man' Z male a itidi."* i & nízkou, jsou hodnorv /'. př, dané rychJosn r vždy mnohem větší než pro těžké prvky, u kterých je zapotřebí větší energie na překonáni coulombovského valu. i Z toho ;iž přímo plyne výběr neipříziů- I véjších reakcí ve hvězdách. Nejčastěji se I musí vyskytovat reakce, která mém nejlehčí a nejčetněp zastoupeny prvek, vodík, na hélium a ten pak na další réžsi prvky. Pro nejpŕízruľéjší případ, jako je reakce dvou protonů při teplotě 7" I0; K, je pravděpodobnost Pj, e II) " Počet reakcí za jednotku času je kromě pravděpodobnosti P„{v) závislý na počtu srážek. Ten ovšem opět závisí na počtu částic v jednotkovém objemu, které mezi sebou mohou reagovat, tedy .V, a .V,, (kde o, j označuje druh částic). Počet reakci dále závisí na účinném průřezu pro uvažované srážky 0(9% (který je funkci vzájemné rychlosti částic v), tedy na veličině Q dané vztahem Q(v) - NMvn(v), (5.7.3) kde ,r(v) v -". Kromč t0ho jc též jistá pravděpodobnost nutí** reakce />v nezávis,- fla iychIwi. % která udává, s jakou pravděpodobnosti budou atomy, které překonají coulombov- -: E * h ■§ j! Bili LZ_ «S »rv « J o o o 0 .' -í, o 3£l ŽI ,,ečoc „i sebou reagoval. Úhrnný počet nukleárních reakci ' objemu za jednotku času je dán integrálem 20 kcV přispívají "''*'''liiKlCr>VNrJ isou v niireeh hvězd, částice s energii lÉpl0' bem ke vzniku jadetnych reakci. rrťk>,ným^PuMl,L1, vz.uihu je také patrno, že množství energie vyprodukované 'v'"^še uv'cJCnbcmu hvězdy za jednotku času je přímo úměrné hodnotí inte-ikového o 1 lotou. jinými slovy řečeno: spotřeba nakleámihů paliva ...» roste » . je**0 a pr-Jce \trostoud ttplotou. Jestliže 1 ... aoupů f ros.™- "/.......... a-......- ■ 'e energie vznikající za jed- iV'lÍjV/' r dnotku hmotnost, hvězdy, jejiž hustota je pak z jednotko ^^hvezJv získáme energii ., SS (.5.7.5) k hmotnosti kroceného produktu jediné jaderné reakce, 1 atom tde-W íe ůbyti o 1 "„ lehči než 1 atomy vodíku, které jsou v jaderné reakci helia ic přibl^"h\iv-inv, jak plyne / tohoto jednoduchého přikladu: «'He 5p0ffC hmotnost 4 pto.otu. "&""r» —3 ŕ26,1 MeV e J _ hmotnost jadra helia rozdíl Am 2b,7 MeV í - ■ vztahu B A'"< I""1 1 eake, při kieré dochází ke změně čty .,..... nelehčího prvku vodík,1 v V tom helia, plyne zisk energie 4,3 . 10 12 J 16,1 MeV. Z úbytku I kj 1 Sekundu se z.iská energie 9 . 10'« W Ačkoli bylo liž vc dvai át oasehc siolcti zicime, že přeměna prvků je zJr,,| hvězdné energie, nebj ! :,adné nalézi vhodné jaderné reakce, které by vedly k přeměně vodíku v In a, částici či dvěma v část u c 1 krátkým poločasem picni ^BktaaMA kaotermickč reakci. Tím tak, nelze získat energii ve směsi plynu, ktery obsahme pouze protony a alfa částice. 1 o je možné jedině prostřednictvím izotopu vodíku -deuteria nebo hmotnějšího prvku, např. uhlíku. Teprve když se poznalo, íe slabé nukleární interakce mohou změnit proion v neutron a obě cásuce mohou byt 258 liekv B*"** vh"JnC' ** . tvorci L sUlJen, ,„,,,.,„. I * K ^^l^^'^-P'^.u^onu, , to jen tchd*PK >• nitrech hvizd ' pro prrp»~, dtfc docett k pomimi safcii*"" nwita aVuitrM1Uj v ofcimMu. k*> M <>f>a P'»«>m- k wfcí pHbltíU 04 vzdála iidn ttranu oslíku, *>c**b *b změně jednota i protean n.( ivmkj p.i/uron J in;»rrm.i'. Za lep'''"" •< hustoty, iit-rj ( eu,iu0 / -'"*" , , _ .„-„umem mění v helium 'He a zářeni v. lato reakce, -' "■''!„ st P" le velká. proběhne prakticky ihnetl po vzniku deuteronu vodíku > po srážce dávaú vzniknout deuteronu, pozitronu I 1 ,„o'"1,v. iecásace*' ir. ,hJ 1 valili"1 1 ^víidOU nerušené 00 kosmickc-ho prostoru* iu- hu- • 'He 2'H , ( ■ 12,85 McV; Další důležité proi*», ,- íffí ř*'^Lu rcaRUje proton s jádrem atomu s nahoiem / ., hmulm (Příklad: iC-p-"N-")> a^neo (též z, y proces nebo -., / proces . Na tomto procesu se účastni jádra helia ■ částice (obdol proam,^ jjém případě). Jestliže z částice je „přidána- k nejakému jái I tomu, je v>-Zářeri opět energie ve formě fotonu. Naopak z částice může hvi / j idtrfetu foioncrr. (Příklad: sBe - JHe^12C Neutronový proces (n, nebo y, n) Je to obdoba z procesu, tj. dochází k přidání neho ubráni mu v jádru atomu se souásným vyzářením nebo pohlcením fotonu. Základní reakce H — He hrající v historii živoia brvě ■ luležitč|ší úlohu mohou být v podstatě dvojího druhu: bud jde o přímou mi .Icr vodíku met! sebou (reakce proton-protonová), nebo o interakci jader , lěžšimi prtfa (napr. s uhlíkem), které v takovém případě slouží jako kata! iry (uhlíkový neb, též CNO-cyklus). 26« itfe, kter j vznikla v předchozích reakcích na iřctí reakci ic- ledy za-. jjra . y počei reakci předešlých), dávají vznik jednomu ládru helia '"".'t',! Jv,,|"a!'".'''l„mnn. Z celkove enemeiické hilunce sc približné o,52 McV rj jvéma P'" JVj jjepot jc značeno ve formě vyzářeni neutrina, avšak i tak '.'^tiií J'iren' j'lu, atomu helia uvolněna celková energie 26,2 MeV 4,2.10 «J, ví|llku 101 "'-klus tež 1 NO-CyWni je jiná Cettt přeměny vodíku v helium •p ľhlik"v>' |_ vt- kici v, li Se uplatňuje hlavné uhlík a další prvky vyšších ,hěllU ie>" rpidlc auioiii sc tento proces nazývá též Bctheuv-Wcizsacketuv nfv rcJkcl ;iu'm ' •jjf, kvantum zareiu ,i i 1 t' \ Interakci s vodíkem produkuje izotop du- i=C -H - ,;,N -c ( - 1,95 McV). , Druhá reakce je přeměna mM .ih.lniho izotopu dusíku U|| „a izotop uhlíku •("'při současném vyzářeni pozitronu a neutrina '■■'ti -»C c- -v, (^2,22MeV). PoZirron se opět spon i .v.ukaji dví kvanta zářeni y a neutrino se . tltóJy definitivně ítrácl Třetí reakce jc interakce 1 s protonem 3. Tře" 1 >*C 1M MeV), optl reakce protonová, kdy dusik a proton tíy vzniká normální dusí 1. Čtvrtá reakce z celého jjvaji vznik nestabilnímu 11 a zářeni y "N • 'H - O v, ( . 7,35 MeV). 5. Izotop "O se V páh i .! iiu-ni \ izolop dusíku "O ► UN e v , ( ; 2,71 McV) l vyzářením pozitronu ,i ni hl osud je íýž jako v reakci druhé. • Vi: podrobníiši stať o neutrinu tlil* 261 U- probíhajíc! '™l"r<™ oWnn,, ■ker cwx>*ta r tonem je ľ>t,, d. ^---- ,JC- - ,nem P I JL. „epal.nč mcnsi noi PWtq^ >ki hilancc GN* nového ■Ho. " „,.r„IL-/iraLen.'vy/.;i.Ľmnw1Ľuinn. n„ i»i^**SSlíi! Spí* ^........"n",,likua- vMupuie ledno M ___, . |M pr„vt;M následník- jAdro helia. .tupme tedno ládro uhliKu .. ....... . dro helia. Stručný souhrnný zapiv jaJernvvJi reakd lze protest náileduifc , původní tadro . .-e.um.v s ....... vydává ......) konečný prcnlufci ^^fctt proton-pronmm-é reakcí tedy bude 1 •Hip. e v- V. p.- ilc. He, 2p) 'i|c. Podtržená část zápisu označuje neiponia/en prahlhajfcl reakcí kr průběh děje. ' Cr'' "S&tf CMO-cyklai takto zapvmý zní ('He se zde znaéí z) v llTřn. ..-) "N(p, v) «Gfe*i lc MIM u.k., i rak že mislo '-C se reakec Poznámka: ***^jSZ^^ ^ a opě Poznámka: CNO-cyklu* může prohíhal , ,uk ze , . ZŮÉi, fcyľlik '"O, kterv se postupné méni v .zotopy ' f, O N. x , ,lpe( «q snotfebě a produkci 'He. Tento redkí* cyklus ,e velmi malo pravdépod^,' ZZaaž rři usrce reakci hlavního cyklu CNO pr.pada ,edna reakce vedlej^ Cyíroron-protonová reakce se uplatňuje při teplotách 10''.« K , i0T,i Kj ^ CNOcyklus v rozmezí teplot 10'2 K až W K. Okolnost. ■ • ( NIO-cyklUs n zaduje vyšší teplom, je přirozená, nebot v reakci se uplatňuji prvky s p0mérnf vysokým Z. C) Při teplotách 10* K a výše může docházet k spalován, na těžší prvky Základní reakcí je tzv. 3z proces (Salpeterův), který probíhá t 'Hef*, r) sBe(>, y) I2C , energetická bilance 7. , \leV. Do reakce vstupují 3 % částice, tj. 3 4He a vystupuje uhlík 1 'I Hcryllium »Be je však nestabilní izotop a mimoto reakce 'He ]Hc • KBc je endotennictá čili spotřebuje energii (přibližně —95 keV) a "Be se opět muže ,dno rozpadnou! zpět na dvě alfa částice 8Be + y-»24He. Za normálm'ch tepl ,i nastane rovnovážný stav mezi počtem jader beryllia Mih a helia Niw, i to přibližně podle vztahu ^51 T -3/2 e-x/kT /r,,, /vH„ ' (i7'6; kde z je vazebná energie ~95keV nestabilního beryllia. Jelikož y - 10*7" při teplotách T< 10» K, je zřejmé, že na 10'« atomů '•He připadá ,edcn atom »Be. 282 ... 10» K vzroste počci aiomů beryllia natolik, ie vyroste • ■Icrlt"4L'h .akce 'B* lMe •'r' •:<. která Je při „ttMch t ^ r* 'ir' ich"0-' v térnH milov*. Se Moupajtd teplotou prudtĽ r()st(. 1' -vJff,'ľfliiil';i,l0.'k'','nee mohou pokračovat dale podle schématu * které doM y) -CK*,") -°Ne(',VJ "Mg ifCakC"- uCC*. . >tí. dochází k 'vřeni téžšich prvku spalováním helia PH ,UP"ÍL' '7',-Wti muže docházel ke spalováni uhlíku: "GCC.jQnM ,1' <" ttttf* «Ke' kdy pr<"Ulk,v l^ou voJik ,lch" hc,lum. které se ovšem ^'tni I d'hn důležitým zdrojem enctj-ie ve hvězdách, pochopitelně V^loi hé"a ,L.;p,aečh, kdy podstatná Cast vodiku uvnitř hvězdy byla ipo_ . v předešlém výkladu, různé druhy jaderných reakci v >,vaľvio O**1"^ teplotách v tom smyslu, ž.c p-p reakce převládají při tept0 ii při rů'/n5 , iní K. kdežto * NO-CjHÓa V rozsahu teplot 2 . 10' K ai > j- až 2 • ■ ■ proces probíhá účmně teprve u teplot vyšších než. 10» K. * * ko»cín.ě éakci za jednotku času rychle narůstá s teplotou a závislosti 11 ( ioho ročcl, rtnn- jednotkou objemu za jednotku času na teplotě jsou: V** , fl^*^ ' ^ „T,.:, IľSll „7-s.a - oT14-" - ... -r™ (5.7.7) _ t* kde ti není konstanta a závisí nejen na typu jaderné Obecně plati> ÍV^ teploty. Tak například pro reakci proton-protonovou lze ,,rei ale je 1 ^> a 5,23 T..'- 0,67, (5.7.8) .,,.,„;,, in- K Obdobně pro reakci H1 + N14 lze nalézt, ie t ieteplotavy';,ar í;,e ť „ 23,57 Ti1" -CkJS7. (5.7.9) hydro- Centrálni teplota (za pfedpol ladu ideálního plynu) závisí na tlaku T - pje , ,iak obdobně na hmoiě bw tedy /' «» M- (viz vztahy pro statickou rovnováhu) a M R t pak platí T - AI R. Jelikož na hlavní posloupi, T - MR směrem od Slunce k teplejším hvězdám B0 mění v poměru přibližné 1 : 2,5 a hustoty v poměru přibližně 1:0,03, lze očekávat, že 0,03 . 2,514« - 10<-'. Je zřejmé, že i když hvězdy typu B0 na hlavni posloupností maji hmoty koku 2OAÍ0 acentrální oblast I, Je probíhá jaderná reakce, je o řád hmotnější než táž oblast Slunce, je na odpo\ idajici jednotku hmotnosti hvězdné látky nejméně IDMt vyšší energie, a tudíž i spi n řeha nukleárního paliva. To znamená, že v cen- 263 iráJni ohlasu Slunci, /inými Hc/fl. Btl hvězdy DU* / .í-...1/v prMkä nm rvM.i,, ,-,■„, ;< j slovy hvcno: "••s||. M lunci. linymi .- ■•>,„ , diku j icdv na ceWOVť liim'>. .k i «pó»b, jakým * haomo.. hvizdy X vítíl ncí pfib,,,^ hlavni posloupnost W< , ,„- (s. pfeVUA I a centrálni I6|JWH » - ľnhllínr;''^, pft nidertivch n-.il,i K|, viiťrun uJernviili reakcemi ni Kpl^j***"!, akec. IľNUevkluta Vi ic vsaadŕcni. tak, jř 10 < J i 1 ku '. '"í l a naofttvi energie vyro bené na jednotku hmoty /-a jednotku času prudce s teplotou, nebol • - T' : Pusledck ton., ,c. /c tlounota CK smírem od iádra pravé tak jako teplota. 1 eplolin ci.khcni ....., hvézdj j« , 1 " případě velk>; a je vérjf ne* gradient •diabatídry. Za těchto okolnosti vznjW vccntráJni oblasti ustálené konvekiivniproudv Naproti tomi n. \il nblastjiwj? hmolnŕiší než 1,5 M sc vyznačuji menšim teplotním gradienti m ()pacita (,VZ^ neho materiálu, který má stále dosti vysokou teplotu, - e - t. , i/d.t|cn-*Jebudo.. zachycen. Procesy, které sed..,, ke SSf'ľľ* fJ"h"'ľs Z notoo shrnout s následnou přehled ' V, siry ,0 shrnout váním vo.Hku. 7 „iká spalováním vodíku. ,. k, ,'h nedoloos... P-P teaku J|,L' "n vznikali véiMiioii mima hlavni wderne procesy, tím lze vysvětlit i/kc relativní WWUpeOi "rO Ne vznikali pii Spalováni heha, kdežto isotopy ' l\( I 1 t; I 0')so.t piodukis oeiik"•učeného t.NO-cyklu. "N'''' - „;\|, "Si, "ľ- s sznikaii spalováním uhlíku, resp. kyslíku. ■"Se, 'Mg, Hcit *c během života hvězdy discházl ke vzniku prvku postupné, litu*1"-' "JVjj- kdy je ipotJebováno kritické množství prvku ménř hmotného, J,l)iak.lc ,e j^jnati proces spalováni prvku s vyšší hmotnosti, který ic pro-.jj.ioitpi v ľ m .eJcsK.|,o N . . min prvků léžšich než zl 2\ sc podílejí ni-.lukiem pn^01 *|CJU'U Svntcza pivku pním 1 P" leploiach 10- K, tj. priscescm r'"W'i kd mohouvznik.it p •' do '"(.a. Uplatňuje se tehdy, jestliže helium .Udru hvězd) pln. . Tento proces, Itti t P" teplotách 1 10" K a ph relativním íf* pi>ctu proionu ne ' '• vede ke vzniku prvku skupiny železa: V, Cr, Mn, le. ( la, Po /.k hvseiiim neutronu jádry-lehkých ^řr,icrt: Produkuje naprikl.i, prvku nebo prvku s •i rozpadem, ktei ■ Potem lilky incho lel.ks pr ■ hmoinos. a tUt Id. •• prvrl V tcslu jc vtak na inni,h\. I, mi v niouivínr lileraii.fr l ento proces jc pomalý ve srovnáni i.ibéžně. i,,ei, let.-* hlediska ir r.v.til meri |Hi|mcm neho malými hmotnostním nuklcovvm ěislem .1. 'l,,,i tolerovaná s ohledem na ohdohnť terminy II to fee rrvk>' *kx^Áas ř-clc'-a »sou ^waWuařjlí a současně j.e MBsSd vzhledem k * rlVpaju Znat"cn.a,r ' 4 96 * prvku lehčího, ,e energie spotfcbuvina, a nikoli ^k ry*,c KV »<0) n.. «k"'- I'rvku sknplny "><*«„ . , ,M"V. .^h" »»J ^.„„álni teplOM hvězdy « . 10» K a hustoty »0« g em .. bP'..,, tehW r0*y,1 ' . „robihá při „.„i...,"?" v,„ Pj«fl*' :, nrvky sKul. ,..u,t„i„, orvkum. • 1« W „'rvkä W: v pr^U. klIc ,L' ^^T^ v^^*^****"* - a proWM při aT,„,á^ v,lL( 1V,. proJ"*1^. ľer vod*" * P p-pro,'S- 1 , „i lado . j. puirnv * Stručného PoP,,„ LJ. 11 **pT<&** - vii /:it luti'liv n " ., je pairnv ,ii « s.nic.trho P„pisu a r*fff .. , k,crc isou utthyceny oflcterft, *»1 z-82 N 126 Z-N'A 200 A 2S0 Mi pfcpoctcnc na icJcn nuklcuii nu .l,„„e.vCI„ ä t?frr. J.tf. í-3*1 .____^na hOiinOlJ 1W. ______t„n unriMlrfd CI.ll'l vv Fribih «««£X«* i strunu Relativní zastoupeni prvků v nitru hvězdy zas iii nejen I |.„| na , ( především na vazebné energii IT, kterou jsou jednotlivé i nj viz&ay k £íľ /e zřejmí, že jádra s nižší vazebnou energii budou méné |<|dra | ' n vyšší. Daiší důležitou skutečností je, že laderné reakce jsoi nuclté ftj j™" ■ se vyzáří) jen tehdy, jestliže konečný produkt má vyšší \ .., energii čtenou na jeden nukleon, než původní prvek, který do n stoupil VndV^ má vazebnou energii W ^ 0, kdežto helium >H mi II > \i..v ! nukleon ' na |fdtD ^ 4 7,05 MeV. Aí«imum hodnoty W,A je u prvků , hmotnostním ČJsle i ífl až 60 a n« vétsiKuzeleza^efS^MeV). U těžších prvku s ,1 n^JJ AM nese o« ..„„i,,, tězkvch po**"? skupiny Waewi ";lv WWS v rovnová*né zastoupeni r»W stabilním prvkům. Rovnováha ekviltbrium, a ptolo voreoini tč-zicycu prvku by doUe k ochlazení hvězdného mate-vy rocesy vedouc! ke vzniku prvku ha ich než zl 56 nejsou 'i'e, nesĽ < .„f 11 \ .„vin ' " H**^K> ÍaJcrn';ieI Krorní toho těžká |ádra isou značně odolná proti vniknuti ":"','h^-'"i,"í t^jrvděp.Hlobit..sl. že lěžkv prvek bude změněn v ještě těžší, např. cm. iL' cký •.ij^'^iUV ".^".'ik mak.. ' VNV'1 vdl '"-Ti"' ľ velké hustoty proionithy ^ s Pr',!^ť",'ls'pro takovou reakci byl srovnatelný s dobou života průměrné -'^í! sluneř,,|h" 'V, IK.„i,„i,a li. 1 eoi eticky možno i lehké prvky změnu v ttišl „víenioepl*0 ... ' 5 M^Su v dostatečném množství ■ jejich koncentrace se podstatněji ''^aiň t'íJt r>kročileišmi stadiu spalováni uhlíku. Poněkud příznivější situace %5i i£PrVĽ V aiř.c hvězdná laika již od počátku obsahuje větší množství S5v*tchdy'" tfžši' pokud i« ^""^'j^ s ! „i,, i . uil těžkých prvku probíhá pomalu. Kromě toho podobnost |e|1L)1(iuhv|11 p,.i, ménv přispívali k tomuto dřji podstatnější jta W0 ^ 1 .ir)1|ni sec ' ••' • li ive, než dojde k zachyceni daUtlch neutrc- fflén,uiVU'1U?k toinii ,ab ihlo stability, jako jsounapř. prvky s zl 90, nezbytným ^ , oi„.\ i slupky s celkovým sudým počtem neu- nv i označuje se jako s-proces. onccniraci neutronů, je pravdř- MUtrony, I'1" 1 "'" 1 Pfl llizkvcl1 energiích náboj jádra není pte-• ,inWd0Vá,llrtpv bylo >»>•>•"• ľIL'""" TäW prvky mohou tímto způsobem l1,"kou, k'c'1'1' \nč i.i.-l.v. b tvplo" /el, neutrony nejsou produkovány při p-p iii i«Pr -stliže hvězdná latica jiz uo pocaisu oosanu)e vetsi množsiví .[avá tehdy, l1^ uhlj|v,1 .1 i iku apod., které umožňuji 7 reakce uvolňující jtrony, i"" ..nlr;Ke v. •!• ' 1 neutronů nízká, je pochopitelně malá pravdě-™.i„i.t ie konce «,,,1,0,.', r,,,m^t,, r,„_i,„i__ nu 138, 208 tronú ^ které maji uzav.- atro^ove siupiry s « l!'s, ,2b. lehl- 1 ' Píe . portdiiOciiM naj.....liU h ,„ ,h ,adcr vyl'*' ' ikli:i uraNlnejSl, neboi ť|Uis »11 „ukleonu tak, « ^ Rin|llV jV,r * W......^ ,u.„......,, částic uv 'um,, Stta |e u.iu-iue e ■■ ' r, kJť 'Mu nebo » casinci •^jÄ^rTľaMeV Uvolnenie*,..... daného prv ritttdd *-' '•Ho M ■.tsiiiiru 1 uJll lni! A Otr.SS. RtUnvni zasluupeni pr»W ua__ (Mr, které se ovšem muže lim /mé,n zachvcena laurem jmjTn, xteic nejal úotop, ti. g >e «** než v Pŕ<-'JeslĽm Pflptde ' J;,lM nohem stabil. **« leméné P LzeTpfeTtavit, že například při CNO-cykk, vznikne ,„ „děleni v * stoupeni jednotlivých lehčích prvku. Avšak v okamžik,,, kdy i „jumirj a nastoupí 3 z proces nebo po tomto období i spalováni uhlu tltrálnl teplo,;, v nitru se zvýši, roste současní i počet y kvant s vysokou en, . báz) k foto-disociaci některých prvku ve prospech prvku stabilně,lil i, preskupenia (redistribuccj je postižen napr. kremík neho sira, ze kterj I ne nukleony převážně vytvoří jádra skupiny železa. Tak lze vysvětlil ir mi, zastoupení 5,Fe a některých dalších prvků jeho skupiny, ktcrc nále , tu-istabilnětíi (viz e-proces). Veškeré pochody jaderného spalováni během aktivního / hvězdy vedou k 5«Fe, k hlavnímu konečnému produktu. Nitra hvězd vypiti, i c lezným popelem" pozbývají schopnosti vyvolat další proces, který by zají lovánl ladcmc m .,.,š,iia letičub pivku ,1 So, kromě vedlku, pou zbyiky ,,i;|su- „ředclio/lcb etap ve.vyyop lis.V.lv a lěiVě prvky ,m,u „,!"',.....'M','U piocesu, pil kterých důležitou Wohn htaj. volně "'' >|n" Oc vedl" "f * . k<1"/ všechny ostainí prvky |sou leště ■^;'t-„> iO,,'"-''U" .|vz i lze piedpokladiu, ze 'be se i.vpadne na iednoUivc ' «^íTlňi»ť;,,ii',','/o , I „c".....» 1 •1',KC ' SĽ sl.ile to/padaji na protony Vlíb% ''• 'CC ' so/ znamená, že lc- - — ••••• —.........•.......cd„;:u::^r; 'rT'T.ie ^ energÍe r"hl"niroi«onů: 100 MeV prorcakri -i, ■ 28 MeV pto 'I •'„. tedy celkem 4M MeV! To má za • ". \le\ ľ'" ' f —• •"•> t(vl MeV! lo má ,» 1»' ,„c oclda/vu - e.u. dni ■>>, hvězdy, jehož důsledkem je smrštnvánl ,i,.U> '•"■K ,,,„.,i volného pado Gravitační /hrouceni hvězdy ,e zastaveno ■ '""'"'"'i' ,/ dojde I- degeneraci neutronového plynu při mntotteh bliřkich se >c klVmu.i, 10" R Cffl až 10'» g cm •. Při tomu, dř„ dueha/i | k vzniku h,M"lín ,s,vi neumu " il',1;"' Jvo,iee elektron pnsnron ... .ho inoo'-' (W e e - i / . ■ proud neutrin a anttneutrm unikající z hroutícího se |ádra odebírá l1h,"innV-jľiciie,iU' ■• 1,1 tačíkiomu.ahj došlo k opčine expanzi '"'Viiin. 'u'/ naatanc stav dcpenci.ue Podstatně iiná je situace ve vnějších ř*1 p,ťl kde mol • ' "ivai ladcrné reakce, popř. ,v důsledku in- ílSľSaneuiro.... . tíifc prvky. Iín/' psanv dél vedl | výbuchu hvězdy supernovy, kdy isou od- ^ľŕišl vrstvv a ' 'AC/diK i.idio \i/siat o neutronových yrieny vnei huvJach a inperncwn n . , | u m o teoretičke modclv hvězdného Současno puiisi.o s j ■ ... o., , ,,.. i na tv/ika. Avšak tím se získal icn uriitý ha'oic a o wsiuncs, Mlu i bmamapeAo vyrval hvead. Naproti lomu však v/.mk prvku n vemiru jako celku ncl in pouze tcnnonukkaniimi reakecm. vc hvcwl- ňv h tělesech, i kd) i je i irčité množství hmoty v průběhu času jw djizl různém, stas v. U ) ->ká teplota a tlak v nitru hvizd s nízkým dakem mezihvézdncho ., , i.kcho prostředí. Odbornici označuii tento pnws iako astraee Počáteční stav (i.il.isu 1 " ľ,cds,avit značné/icdnodušcnř a natvnř 1 V niiledujlcich odilavcích numo ., n mam ládro atomu a itdm hWidy. J«diem hvtídy «;děmini ku icntrélnl f*«l a s um >„,,,., , pointy dcgenrnwaně jádro nct» neutronově ládro. ta .•aznvstavsra/aKtic-kefirrM»y« , . , - ■ - -■----u t..t_.._* 11 *IJr ---- jOllL supernov jsou nehrne Jultínc ľro obohaceni ^u.kch, ^...... léžšj^ f V avšak ,en čas. hvězd prochází ftaw dvířecnj... sud.em. AI.........s Při,0 >• lehčích prvků především hrb • deutena nu.no počítat , v ranncn ,,,d,u * pozorovaného vesmíru. Existuji naPř. galax.e. kterých se soud,, že nejsou pfl* staré, ale ve kterých poměr vodíku, těžkého vodíku a lícha ie přibližní steinA. na Slunci a v jeho hvězdném okolí, kdežto těžších prvku je podstatní méné'Yk" no přibližné I I až I I v látce k,.'" skutečnost naznačuie, že helium |e zastoupeni teprve vyrván systémy podobne mlade galaxii. *M Jelikož termojaderné procesy jsou nejúéinnéjším mcchanistiic.n pro vznik 1 u kých jader z protonu a deuteronů, hledá se původ prvku 9J1 , | >^ ije v hustém mimořádné teplém prostredí, které předcházelo obdol •. zniku ««1. "' Xeiznáměiši hvpotézou, vysvétlujíci původ lehkých i těžších pi . Ic nř(,H„ . •■•je 1 "-"Poklad počátečního singu/armho srav-u rozpinajicicho se ves.iiirti. v n. u.ovála y nich okamžicích teplota vyšší než 10*'K a kdy v první, h , n obsalrT* elementární částice jako fotony, nukleony, leptony a me/onv rjj (cjich a. čistíc), avšak již po 100 sekundách se mohlo vytvořit prvotni ,,„ an"~ Jde o hypotézu „big bangu" | tento termín možno ne /ceJ.i přeložit hypotézu „velkého tresku"., v jejíž prospěch mluví nejen p rudý n galaxií, a/e i zářeni pozadí kosmického původu, ktere odpov iľcní čeľľT tělesa o teplotě 2,7 K viz kapitola 6.21). Kromě toho, ,ak „ značenou reanvm zastoupeni helia ve vesmíru vzhledem k vodikt, id , . m. děleno v prostoru celkem stejnoměrné. S nevětší pravd „,„ 1 o deutenu. Tyto pozorované skutečnost! podporují hvp„.L ,' Z ľ kľľ 1 ES? probJ'ha,íd v prvnkh *-1 ^fIS ictuutd / oyía stale dostatečně vvsoká žr- A 7- 1 j m , stává rnim/..~(i_____ . • výsoKa, ze m 1,3 McV, /a které «ává rovnováha pro reakci typu na- 27» P +C --. n v, n e ■ p . í ,čt" pr«' tonu iciiuomi ,\'„ lze odhiuln 1, í McV I 00* /sV exp . • snadno wnikalo deuterium pro ,...,.„, p — D r---T T, vC|mi vysokých teplot ,e ope, fotomsociováru, p- „enšM.- I.....» D . P P«S^^ vznik" vesmíru) a zbyle deutenum je zachovaneoľt rŕ'W'ž,lf , .nm-1 ľ" h neutronů vz.i.klvcl, za , , -. \SĽ"< tehdy klc,a > f^vteřin. Znamenáte, ze do 10» vtefút po SK í** > ľ ''y se bud rozpadnou {n . p . e *1 ^ "U Í^Sreakclsp.......vytváfPHe, «iic. VftJľi podmll» vznik >f J.fon fai^rÄrt^^Jj^ m-/-' ,|lo ne J vodíku byl 'Učil 0,1 ^mlt stálena paměti, že výše popsaný počáteční stav vesmin, u jgfUi- dali- ....... ^k^?S ■1,í" nfcJstáV. ' ,vWí - atu v-vtou*it, že vznik pi vku souvis! b možnými lokálními explozivní ,v (5S ^P.K..- .....- provaze, zménľ^rS c ealaxM. V ne,,..... ^«»^,,52 ^BtíŽlcb prvku vhvem k .mictóho zlrenl s energii vHřdnd i Gey.^^ 5.9. Vývoj hvcv vývojový v\ - 1 ■ m diagramu lueliii'iun-s^ ist Poznatk] o hvfixd umožňuji formulovat urihé před- mjvv o vývoji hvězdného lile unérně exaktně možno rekonstruovat průběh tana průměrné hvězd v. pr, podmínky vyjadfené v rovnicích 1,11,111, IVa, IVb z předešlé kapii,. 1> ádru dochází k néktercmu procesu H * He. Vlakovém případě leži Imv nl posloupnosti nebo v blízkosti hlavni po- sloupnosti diagramu spcktriu ivosi Menč uspokojivé jsou znalosti o počáieř-Jich a posledních fázich vývoic hvězd. Je proto vhodné nejprve se zabývat vývo-'W)™ významem diagramu spcktrum-svltívo«t. Za předpokladu, že chemie ke I, .žení látky, ze které se formuji hvizdy, je stejné vkaädém jednotlivém připudé .1 že dominujld jaderná reakce, která je zdtojem acrpe> je bud p-p reakce, nebo CNO-cyklus, pak v okamžiku, kdy suvba nové m hvězdy W/nu,.,. všem p^W™;"^' ™ » ^ k„,„ dosed,,<-.,,ív.,.sošo,o M./J:.J....Mťl...l.^l..... hl..wi, .....,n, I. s,w,„., s .. — M'"1'1 v •"•»=......- ''" ' I " " "I- ttiožlto ,,v"ra1 ,m'?' , , ,,aJ, cviv url hlavni posloupnost rmlitv, ho ., /, „vézdv vyšší svítivosti než typu V. Spojnl ., „l""'"" i ';■ I rvn pnetn i ,, be^gS pudstatiiéS, /etinoniik/ea,,,, reakce pomalu , helium, avšak Jiem.eke sl,ve„, vncjMeh vrstev „ s,a„,é„v/,vně,.o. neboř ryto vrstvy ausiava,! vzarive rovnovazcv I ,„, .,, P»l „,.,/v rozdíl i dtemidtěa íioíeni obrů .1 trpflíHka. fen ve středu hv&dy « " J vyvíjí jádro žhavené vodíku. Výsledky podrobných vypočtu ukazuji, Zc /■ ..^/.„u p /•//-/ví// pmkupnesti, dokud určití kritické nwočstvi vod,/;,]' "' phwMno ; /a-//«ot. Když je dosaženo teto hranice, dochází ke změně ve s hvizdy. \' takovém okamžiku hv ézda už není co do chemického složeni homogCnnj 1 "«1, Mr^tlll-, a je;/ struktura již nevyhovme pfedpokladum. které mu-i h\ t splněny, aby \ na hlavni posloupnosti. Již při změně několika procent vodíku v llclium ZUs,:ik hustota .< nitra hvězdy, svítivost hvězdy se zvyšme, avšak současně roste V"11'1 čímž ovšem klesá efektívni teplota T,,. Hvězda se s'ávii jasnější, avšak n 0,tl^!, směrem k spektrálním tvpum s nižší teplotou, tedy na diagn -. se posouvá doprava ve směru žlutých obrú a opouští hlavni posloupnost Prí tím rychlejší, čím má hvězda větší hmotnost, a tu Již 1 sví 1 ' je Jestliže do teoretického diagramu spektrum-svitívos! . hlavních posloupnosti pro hvězdy stejného stáři, ale různých hi ,,' , p'ynř p in1 (v roc 8.» . ,,.jv >vinv"sl ťŕzJV £ nutno iincgrova d./ VeSkU.^''s,;^ni'hl.Jn^v ř>i Í-Cíi /aOiiui ,US( i pies tech ' 1 E60 však ncflif , ,v;e uvedene približne rovn.ee gftjfllC, « ziah mead hmotnosti a SVj Výsledek l3du (t 11IV, osi, (5.o, ^nňá' V^íihid .abulky: Typ 05 BO B5 AO A5 FO F3 GO Aí 39 20 6,7 3,5 2,2 1,7 1,26 1,1 0,5 4,6 16 319 1160 2700 3800 7000 Výsledky teoretických výpočtu dovoluji, aby R«d% dtagxati rtizne nvezuunupj, ^ v i------* * Hvézdokupa ^-h Persei je velmi mladá - přibližně 4 mihom biižné 20 rmliónů, Hyád a Praesepe („Jesličky") okolo 400 Modely vypočtené pro rostouc! hodnoty q * 0 «>uvisi s dalším vývojem 5^ §1 > •z. i £ ..-vři hveadní skupiny i S '-/dy t>o opuštěni hlavni posloupnosti Hvězda má během celého procesu prakticky koncuj hmotnost neboi /.menšeni hmoty doprová-~" . ÍLl přeměnu vodíku v helium >c velmi nepatrně. *Lavť hvězdy typu o a B ztrácejí však cist své hmo- • i dm, že vyzařuji velmi intenzivní korpuskulárni J*jení. proto |c možné, že hvězdy tohoto typu klesají nosů během Vývoji nepalme podél hlavni posloup S E 2 2 m I í k nižším svítivostem. /měna svítivost, i polomeru hvězdy souvisí sc zrné nou střední molekulové hmotnosti „ pŕl ^ ' přeměny vodíku v hehum. Pro ionizovaný vodík t „ \, kdežto pro ionizované helium i oji pochopeni změn, které loto postupné zvýšeni obsahu helia vyvolá, je nejlépe si představit idealizovaný případ hvězdy, ve které ve vzdálenosti r, je přesni hranice mezi vnitřní ohlasti vyplněnou hehem a vnější oblasti vyplnenou vodíkem. V těsné blŕzkosú této hranive v oblasti vyplněné heliem tlak P, se musl iui. tlaku /', v sousední oblasti vyplněné vodíkem. Platí P^ Pt, T, Ti a N, N,, nebot p WkT\ Ps NikTi. To platilo i tehdy, kdy ve vnitřní oblasti nebyl vodik ještě spotřebován. Vzniká však skok v hustotě mezi oběma oblastmi, iVtiiimii pj N-:.i>mH, (f»H hmotnost protonu). , /tukem helia klesá celkový počet volných objemu '"^1, protože na původní čtyři jádra jen iedno nově vzniklé jádro He. Objem , oblasti bude po vyčerpání vodíku menši čili r,\V, a poloměr n bude v konečné fázi m,. než byl r| před spálením vodíku. Heliové hvězdy bude menši a hustší než původní jádro / vodíku. Ovšem celková hmota hvizdy zuta,u, a tudíž průběh hustoty s poloměrem býl stejný jako u hvězdy homogenní. Na rozhraní r, mezi oběma oblastmi platí pro úak a protože "i dP dr pak podle vztahu G M: ár) (5.9.6) m J" •** '"č/dvMMis, ,lnk klesá Od rozhraní K lw ^ j;, ^ | j/' j riis. i_ ■ lín j,.Uram pri> hví/dokup) rúmeho lUŕi. z,\ \1s ■1 j ii t Hcr OMUcfct Jugrm , pro několik puu. lokup (vij lei nŕr 1 diagramu ,e hp. 1 místo, kde h,í,a vývoje sc idrhip dohu. Tlm vmil; ninto, na kiert upo-l'rung; lato ohlis b V i I Irrt/sprungirj 27« . ,, s p.*k-»e„i ve vnilŕni dbtwů, ale | • ,e^A',i:l 'Jiioi hvě/ds. P......>, v...,k celková^* ^^««5, ■ '„,......; " ; .UMVds P 0 »edt.,CMeluly,,vť.Kl,.liseJ' "H, dosáhne st : u-;.:; SK*>.........^«'i-'--..y..vede,v:;;::!;^pVl: 5l' .......s, i"" hvŕ/dokop. vclnii i":m' kulově diagra"'^' tllJ',,i.ivni pmlonľ ,ľh. Z*« K VUJ/,M hru. U* i I"" *"*f ěiev. kde I-"'" ■^"Uiupo'O PUK"!'" Ssife...... £. postoai-H'"" V1 B-v 0 8 i i.i r jelikož svítivost /. jrvak opacita hvízdne úl na icploič podle Ki.mi laik-. . i jednoduché úvahy plynulo, í.c L - „i, vlivňujc prenos energie, závisí jak na hustote, ona -,.'/' Svitivosi |e ncpŕimo úmerná opaatŕ, a proto /. - '< Zmŕnapolomeru .1 vil neustane naicdnou. \ piičátcčnlch stadiích iivoia hvizdy isou zmčin 1 ale zrychluji se, jakmile |C podstatná část vodíku v niiru vyčerpaná. 1 naše Slunce, jehoä .1.1,1 luje na 4,5 . 10* let, jc hvězdou v pokročilejším >iadiu vývoje na hlavni pi-., pnosti. Výpočty pro model původního Slunce svahovým množsivim vodlki I ., hclia 27 ",, sc dospelo k údajům shrnutým ■ uhulce 5.3. 177 Stavba -Slinu.- Vývoj různých typu hvězd Podle těchto výsledků má dnešní Slunce o 40 "„ větší svítivost 305. poloměr než v době svého vzniku, kdy se stalo hvězdou hlavni posloupnosii 1 _ 107 roků S^í/Í Z^éaa P°Jon,ŕru hvi^y o hmotnosti 5M0. - P, hvězdi do stadia, kdy te ni uplatňuje spalováni uhliku 278 ■ ■měr Slunce.) V bodě | akci a v bodě c rrófc . 1« RvcbloW - N*a«> "Po'ŕehuje hvězda zásoby v o, . reakcích závisí nepochybně především „* h" ku a hdla j**% Ss *aeri. p-kud ve hvě..dě; nap iMam;:rr' ^ S hum í* « I**"* ^Uch nebud'e ««S ... Vývoj hvězdy 0 1. ,j w 4, .Q O*- Va/ Jednotlivé fá.t ' : 8 Relativní zastoupeni prvku v populaci I a II je rozdílné. Staré objekty jsou po-„ikud ochuzeny o tčžši prvky, což nesporně souvisí s vývojem Galaxie. Je velmi pravděpodobné, že v pot"- teá II těžší prvky v hojné mlfe nikdy nebyly a naopak, mladá populace I vznik- .tky obohacené těmito prvky v důsledku předchozích procesů nukleogeneze i 1 vliv na průběh života hvězdy. V následujícím výkladu je uveden přik ije hvězdy o hmotnosti přibližně M = 5MQ, avšak autno mit neustále na \ žc vypočtenou vývojovou stopu v diagramu spek- trum-svítivost nelze ht lně použít, byt' s příslušným prodloužením jednot- livých stadii na vývoj 1 [notných hvězd. Přiklad vývojové stop\ 1. ■ br. 5.15 slouží spíše jako ilustrace průběhu hvězdného života. Méně hmotne u.n házejí obdobnou vývojovou stopou, ale mnohem pomaleji a vývojová stopa i< poněkud jednodušší (viz obr. 5.16 a 5.17). K ilustraci vývoje hvěz Iv byl vybrán model vypočtený Ibenem pro hvizdu o hmotnosti 5M,., a chemickém složeni typickém pro populaci I. Písmena v závorkách označuji jednotlivé úseky na vývojové stopě. 27» ,,-iu hrouceni mcahveaíiičh.. (Uumči,,, , pracími P''7'Vodík V lidru je vyčerpán, Vytváří st Mni |Uto '"''', )/ťidi» "-'J1 , ,nov.od stoupni a rjovtchovi teplota potté*- •o'' "JP0 c/í Vvvm hvizd ,s,.U ■ ;,„í(lcnv v tfAtu tán, rozpínáni vnéjili h fVirchoTÍ teplou silné poklc i F .G -II 0M*M odtm I I iptvy se přenáší cm 1 .• .pi/uie ru ic/Si prvk\ I, J ncu.ibilni ohM K • nHipi luiditbi 11 111 lidro. Vcvývoiovém Khematu stopa .uposloupnoMi nulou Iw \ 280 • intii >pfhtrum-nťntmr. Rychli kontrakce ibcnl vrstvy, ve které se spalme vodík. 1 lk< 111 poklesu celkové zářivosli. ijc množství vyzařované enerpe, do v ně 1 m inckuvni vrstvy a lle v ntlru hvězdy se Snu siovaní vnř|š| konvekuvni vrstvy, šerp mo .1 spalme sc ve slupce obsahu|lcl |UP" '" „,ř. vývoji se u »«™ H.«»onych SJune, vvtv„« „ u \ V**' t.vvih vrstvách, kiera podstatně -měni ' "!?Aahl» konVekllVnl *% P**h v tom... obdoW sKiupá sviuvosi, ÍJjíí W«£ li ,:, '■"-.....-■— —s- -..u.ycn obrů. pf, tlm, "^"""'"sprto, '•"„abimy. kdv vnčjsí vrstvy periodicky pulsu-. ™° Posunu pt i a hmotné hvězdy procházejí tímto sjadiem „ 'C d°hĚ ic h Palrnt nekcUkrá, ___< (---- :<|jr,es. si- ^3'etě.dahmo.neh [107 let] (»r.5.1«. Vnitřní stavba o hmotnoiti 5M0 j.ko funkce £.«,. Oblasti konveket i»u „vjwíeny vodorovným, i J mm písmen A až H viz ,e«. Model je poníkud «,1^ „proti modelům v tabulce S.ť Velmi hmotné hvězdy Ar - 15AÍ0 procházejí z počátečního údobí velmi rychle Jo stadia obrů, nebot kterým se spaluje helium na těžší prvky se uplatní téměř okamžité, jakmile hvězda opustí hlavní posloupnost. Na celkové hmotno: Iv a částečně na počátečním chemickém složeni hvězdné látky závisí nej uiběh života hvězdy, ale ještě více tyto parametry rozhodují o konečném os lu hvězdy, jak je o tom blíže pojednáno v kapitole 5.7. Je nepochybné, že u cele řady hvězd mohou v určitém vývojovém stadiu proběhnout děje vedoucí k jejich destrukci. Zvláštni situace - podle některých teoretických výpočtů - nastává pro hvězdy s hmotnosti Af ~ 1AÍ0, a to v okamžiku, kdy v nitru vzniknou podmínky pro spalováni helia. Elektronový plyn je v té dobí , u..,|o.v pi'ľ'd""'' Závist.*' "<"[" pmMcaa ncv ,lr'li, ,1*.. .1 1» V «■"»"'■ si..ps Iivči,, irulo.1 ...... ,K"lkj ' lc v;vv""i ,lupa hvrxJv^ , l,,„.„n..M, „ 9,1 V lakuve tiv£/dt .kin. r.-.tt. „ruclio.lu I.U.III l'.«l.>U|.|,„Ml '"■ ., kk ,J l--kV ...........,,, S „„„.u k k*' «;>»iwi* n.-> k™;ju Ini.-M Kroka l> ínílnrnuie v"'"UI,,, ■tunu lmV.lv o hni..in..o, „ a ''u l'„ duwienl hlavni rn»l"u|,nnin '.' ll u [ŕ,„hvŕ/dv k premene '.'«n'l>íli« VtvoiuvT'ttn, r poa»«í«l>" 'Vtom ■>« píilMrnin, 25*1. vnu ««11*1' nntolnycli hvcid, u|c |lvj/vn)n. rfa.nne do «W»n bil** irp.„,*J* „ rrcd,lio • ■nu-io li. ha ■. u hf, Hie--.li > ielll.1 nulou 11111,11,,«,,, J?n*\ „a hlawu pwl»upiu»li velmi dkľ!**1* Otr.SJ0, Koj klem prvku vc nv4tJ( kyslík, b pŕevaluu "■■mi > ryaokta "'l«u, d»lc a,. a/U|c uhlík , 'uitlch vritnui, 'dik a helium (**~Tm)f » *T proto prudce stoupá, dokud neprekročí u Icrmiho, t| dokud degenerovaný KW se opit nezméni ve stav idealndu i j V míru In vzniknetzv. heliovýzáblesk. Svítivost /.., nitra přestoupl zn i uivom /. vnŕi- iích vntev, neboť energie ve nestačí za lak králkou dobu . . degenerován)4 plyn rjoté prudce zrýil tlak v centru hvizdy a mú/c doilt k nu eplozi. Je to fáze, m kí' h" **%t......... opií ' h1 ......ihIoI'"-' " ,1,,.-.1.110 ke ncsiabilué ., ,,,.„, * 1 " 1 ****** s....... suricr- Ollll.i pwrihUW llliioinOišl Iivív ). ......iv. i-r. v.ťn...ii....i. i.-ľi..,;i.,, , y T^vo-***^ 1 '".,„ i*** docbW ke spalováni uhUku. Avšak vymoká' , i*"*** l'r ,;' „„, /"•>' '"' "vl.viiv.ie enerEeuckou biUnci hvfadv ,"^c ncul«n , ....... hvozdy , I /aa.iveni ,w....., . b' a mtó(. .1". |.f ^' ..„..enr ovnvnuie cnc.Kei.ek...i biUndhrtxdv . B*n*" <* |„|ľ k ' i esu spalováni 1$* ;„e zp........ vsrao.M .,/. I,v.vas v ,'asoven, mu-ivih, 'ľ^ '* 04 ' •'• ,:sr'' , padl. v.iVI -leh vršící do sifcdi, l.uvdnél,., „le "'"'"'^'"i Jřj vede 1 vsluichu supernovy typu u x.„. ''. »* r,;>^lép„. [li" i. na aí na ...... mi"k '' Lího páíiu vi.ti ------.........uvezuneho icicsa i. — ,Me, vede. Výbuch, ....... 1,,.,«,^^ „peroovv. ie ztc,niŕ vlec n nekleté daU i « uu an,MTU'-, mls.ecl. u to knihy. Podrobnosti ,snu L vzniku supernovy, ie /te„„e l 1 i,.ik'Jl „, iinvch místech teto knihy. 5.1 <■ Vývoj títmi^h .is.viiivě/.d Prubeh Uvol i hvézd na hlavni posloupnosti lak, jak \t r>oMán . tanitolaeh.vsh.....ic předcvjtapio.z..l.,i.,„,.ll hvézdu.ukieresehmotn Ä P^k3 Lna situiue nastává u tfenvch dv0)- kďv hmota z ,edn, •>* pta házel na složku druhou. (Viz kapitolu v mt-iost dvoi- Aeh dvoihv- • i. ' ■.•vtovvcn uv«i«'™------■ cllemkazde dvoiise " " 'l> P^hy sieinéhugraviučaiho ptnenciilu- 'teekvípoteii'"!'-1 • ■ 1 ■ ■ RsJCheovu mez (viz kapitola 2.30^, '-icmdi ihu i \ řezu •. v denvm oběžnou drahou připomini K'.u laloku dotvkaiiclch se v lihrač^bodi L\. Hu\ oběma té/isti r vnitř každého laloku se ilii pouze kolem příslušné hvizdy. Pouze ' l">d veškera přitažlivá sila obou hvézd mizl) ... K na dlahu koleni hvizdy druhé, ve sro.n.im io/měrs kritické Rocheovy \luzc ov^cm nastat případ, ze vzdálenost mezi . ir i il ový, ÍX icdna i livé/d vyplhuic kritickou \ tém, Dcboť h\ě/da se doivka v libračnirn zdi |c snadno pochopitelné, Je hmota hvizdy hbraCnim bodi pfecházet na hvizdu druhou. Vyplniiil-li obé Ir. w !• /. 'e.liia se o dotykový systém a dochází k %-zá- jeniié výmini hmotv tii. .....mu Skuiccnisst, žc hnu o i : vcházet z jedné složky na druhou, má podsumy 2S5 Kolem sniic kieri vře/u kolmém n.. ■ jcrnniskaiu.prosiniin. Vutno pripoinenoui. /, rmhyhuic třctl malé těl % hodí /... kde pro [<■ muic přecházet / .li.ib Jsou-ll obé hvé/.K mc/e, pak ic to systém i.híma složkami a pomi mez. Pak sc jedná o iz\ hodí laloku nálczciktm, "T'ňuiicf krilnk.ni „u írsná dv«.»hvtato í« P^^Z «. srovnán, h* lt*£<*lí| , vliv na v>m'i —v- - . a j íivcva. ---- tísná dvojhvězda ,e původ* M- ánJ se složkou meč hm,„n( hvízda proen« rvchlc,si,n vv» n ^^^^ ^ alce......ŕ 1 V;.., na hlavní posloupnost. po,Nh.'-i. ^ hvozd. Rov!1Ľln,„ ' - y. ,|užka se v zavíru vyvoic červe-','jU """'"Sii v bílého trpaslíka .1 .hul,., sl,,/ka, ^'"""."í-ílenou hn.uinosl, '..,/, u.,rmsl- 1" ,„rk"J „a hlavni pošlou,,,..... vv"*"' a ., bílého trpaslíka lento vývoj je tak rychlý, že druhá tL*i> í í posloupno-,, I , : muže sloužtťS,rus f *f*te *■ SfSeK prnvoda - , llk. Obdobný proces rnttTvyÄ StT .ojedinelých modrých hvizd ve starých kulových hvězdokupách iľ Pn,,0m" Sbdvoibvězd ktetc -^hmotuzdruhéSa'^^ ,iM vzhůru podel hlavu. ■ přesunuly se oupnostj v diagramu spektrum-svitivost. 5.12. Funkce svítivosti Pro posou; stnostJ hvězd ve vybraném prostoru, např. v okolí Slunce, ve hvězdokupě ap isto důležitý počet hvězd v určitém intervalu svítivosti v jednotkovém . tedy například počet hvězd JV(AÍ) v intervalu absolutních jasností M •(.,'•>• 1 kpc:i. Průběh závislosti N(AÍ) na M vyjadřuje funkce svítivosti ...l vvvo,c, -i Uaí) I -<■«• ^l,nill "' "blak .....,,č.sne sluneční ok.,li. f« čas „|,|VnilJ ";• -V/. i'zlahplaii J„M|1 * ^^SSÄS.......«« flOilltOlV _..o«ová/e, lestliže mezi celkovou 1,: .. \h P« patttd se Jo empirie sloupflOsti. 1 , fdupřUtd ha mesloiRMiacu ao« 1 okol, Slunce t> objemu i pc -4.0 -JM> •'•>'»n.....ví, liviy.n f"avr Vqj, •A,i.lJ. Pr0hla^ M. tV)g '/'■:,!/ log U. ! P —4," —M —3, — í.: —3 — í —2,« —Zh- ltl —2,8 —2,6 S 4a ^2,0 ri,vnov.i/e, ,»nl) energii • piati vztah 27;'( °**«*» S*3**< Slunce hy «5skoule .' . " nu ^"^-iálni P ,,Ji» ' A', řť '5.13.1, 5.13. Vznik hvězd O počáteční, právě tak /ako o končené fázi vývoje hvězd i auto ve/mi málo z pŕimýcli p,-zomváni. Hvězdy sc s velkou iu^ivděp,,U( ľ'^r t často v celveh skupinách - tvoři gravitačním smršrov.mmi i,icvihvčvjn; 7°™ KulovýoWak mezihvězdné hmoty se při kontrakci zahrh 1 ,;■ ,|„ okamájh, t tne nukleární reakce. Poté se n„v.\ |u... '*dy . u gravitnSnl konstania, M hmotpost. k„uic . „ lisí na rozděleni hustoty v tč-lese'a je blizkv 1 ,c" Koefkieni dt* by Slunce ä Bvtek3 mířilo v důsledku smrjťw4n. , Jest - "ďJ = svítivost L takového útvaru zažehne nukleárni reakce, fote se noví hvězda " kdy ocit 41? K df ,( potřebný k uplncmu zhroucení hvězdy jc přihližně dán v GAi- = ztahem 2LR ,rl Slunce za přcdpokla.l-i konstantní svítivosti / ;„ rrclativné krátké době na hlavni posloupnost, v m„č které „• „.,,,,„ mí. k, ;U,, .. .,. „,: Ul;l Jj 'e " 2 • lOMei, tedvd o~^;.^ : s*i2; s::;;r,Ldro,c.....,., ^^m^^-j?^ Í5.13.2) 5.13.3, 107 let, tedy doba, 10 milionů let), které vznikly z dosud pozorovatelných mračen mezil,vé/un.l" plynu, jež je doprovází. Na druhé straně nejsou známy žádné mladé hvězdy v b lových hvězdokupách, jelikož inezihvézdná hmota - stavební materiál hvězd tam úplné spotřebována. Skutečnost, že mladé hvězdy spektrálního typu Dal ikytujj \ relativně hustých mezihvězdných mračen, naznačme u. 1 souvis],,sl'' mezihvězdnou hmotou a hvězdami. Avšak než sc tak stati odečný stav h bľ musí překonat velké změny. Střední husiota mcziln čzJti ,čen je pouze In střední hustoty průměrní hvězdy. Rozměry mezihvč/dn i,,i,„, ze kterv h jeJnatlivá tělesa tvoří, jsou řádově 0,3 pc ~ 10"1 m, kde průměry hvězd a hlavní posloupnosti jsou řádové 10" m. Teplota mezih ho plynu jc ti 103 K (s vý/imkou ionizovaných oblastí vodíku , kdežti i „ tenlora hvě,<" řádové 107 K. Jc tedy zřejmé, že zárodek hvězdy je velmi pravdep, mezihvézJaihoplyni s milým vnitřním i lakem, ktci ■,,ul, proč zdrojem cm. • Slunci nemůže bvt Rravila"r r"""^*- 10 ie také při- .'.hmotnosti M, svitu, ř a poloměru R, ^dřenéch 1^°'^°hvězdu L* ~ ■ 10 U ■ (5-13.4) H, které tk. hvfKiU ~ fa. Hivzdy spťkn.iluícl, teJv zhroutily \ pt kterou normálni li uplyne mezi ok.nn/i ť maii hmotnosti 10 M až 100 AI „ by se ÍOtisící lei. Hodnota n sice neudává dobu, po však přibližně se rovná časovému intervalu, který hvězdi sice ještě neni plně zažehnuta jaderná reakce, ale již nabyla lého tvaru, a okamžikem, kdy dosáhne rovnovážného siavu jako usiálená h-, •• ■ hlavni posloupnosti s jadernou reakci H »He. Gravitační energie ji ftč Kdrojeni energie hvězd, ale jen po určitá období, velmi krátká ve srovnáni Ivo tni dobou průměrné hvězdy, jedno z těchto období tepřed dosažením hlavni posloupnosti. Výchozím předpokladem je, že předhvězdné ■■filis hustý oblak radium hvězdy začíná \ okamžiku, kdy sc začne gravitačně smršťovat takové - , '"«uiULcin, istcry pod tvem vlastního gravi- množství hmoty, kicré odpovídá Pnbližnř'hmo«nosU budouci hvizdy. To znamená, J* P3? S: Zh;;,U[11 V C3.SC odP°,vída'ídm d,,h0 vo,n I ' nejvzdalenijW fa například Slunce vzniklo z pi edhvčzdného útvaru, který měl jen nepříliš větší častíc do středu oblaku, coz ic 10' let až 10* let. Patrni možná i cesta do jaa tootnort než 2 .10» kg, 288 289 ,1 tuhol" problému možno nalezl y., př . Pomerne jednoduché roeni v 1;|klU.t:nl „wdclu pm-rvl,,,^ . pvnos ^ « fV^^Utóraí «n«.-nšuie a t&ni před dosahu '^K,'" SÄ^ÄS^^^^**-"1.....SigS . . _..ll.-s sVINVOStl. '"Hr. -- loj I nmľtnľn'é" Jv Krok. I hve/Jv 1 nulou Imioinos,,. pftata I ..... - ««" htavnl^JJJ; notu. Ovšem při bliišim zkoumáni vlastností smršttiiici K h\ i zjistilo, žc vclict snadno zde múic, prakticky v telém nbiemu hvezdnchí i ladnom pŕenn> energie prouděním. Podmínka pro vznik konvcktivnich proudú d T T y - l dP (5.13i, /> K splnená a predpoklad, že veškerá energie ve hvězdě |< přenášena zářením, |t nesprávny [/kázalo se dále, ze nelze použil |akn okr.i|ovo,i podmínku předpoklad. Žc povrchová hustota i teplota vzhledem k husun.mi .; ,.„ uvnitř hvězdi rvou nulové. m .kramvýdi podmínek pro , ,. ÍÄ^p-^-íCÄľ1?^ ľe k,trÉtn n pŕc-nŕlSíeh nkraiovycl. podmínek pro , . 1 "S:,to přcdl.věz.dného vývoje, lnur8'C sc e^JSL?*" ■ . diaSSWntl spckiuini-sviiivosi ,^...... r"u" ,„»V" .„,„ sclic"...... .-- . -""ie. - "»spůklk jW«f >ť v diagramu speku um-sviuvos, ,S11U . p irchovou teplotu a .vitívon ZtíZ «*s»ní -"' obýval ,!„„„ „,„, ',J"< se nazývŕ - Cni 1*«** že • —-Janou pov ____. b lis .adaiele r ■ -tiiki mu tir—-----■"='«3. '1 au, oblá ,""-"mné fešeni fc k.eis sc ľ,v,„ zahssal ,i,lrm pMh|4£jl«« "^JS ._.___ ' ie k* pře- . .,j SeheiiMHiek* «w- (""Í',VVO>,.,VCs.Opvl,SC-.'d^ č „iÄ-nii" l'liivn, ;•■> Pf ní,n podle II.. •■•»"'"■ „„„u ze zakázané tónj i: .g. tmu do ohlas,,, kde „ž lze nalézt tešení pro soustavu „,v,i,c popisuiícfa h i tavbu, má budoud hvězda mnohem vŕtši svibvost pozdě), na hl.o-: lk '<••" povtehová teplota je velmi nízka ľočátcčni stadium \ ■ bu loud hvězdy - protohvěz.dy - ,e do značné míry „vlivníno dm, iak n '• • •••• energie v/nikajíci kontrakcí hvězdnéhomate- rwlu r* počátku jsoi p:ott.bvě/.dv průhledné, zeiména pro tepelné /ateni.a v\z.iiov.ini i povrchová leploia nevystoupí nad 20 ; 30K. Se zmenším- im ■ průmémá hustota vnéjsich vretev, opadti hvězdného niaícn.ľ nitŕnl teplota roste. Svítivost hvězdy sice nej- dříve prudce rosu i bsorpec zářeni prekrofl určitou mez, růst svíti- vosti sc zasiau .i po !• i 1 lesá V této fázi dochází ve hvězdném materiálu k disociaci molekul, n i z.ihvřzdných pevných částic a postupné ionizaci atomu, oot spotřebuji i tepelné energie a \ ede k sestupu svítivosti. Až je téměř veškerv materiál iontztnan, zvolni se smršťováni a protohvězda sc pozvolna posmívá v diagramu speku um svltivusi k hlavni posloupnosti. 1'růběh vývoje hvizdy vdiagramu spektrum svítivost, tak jak jc zde popsán, sc nazývá llayashiho vývc-i"v.i stopa. \' této fázi vývoje je hlavním zdroicm energie gravitační smršťováni, m mofelrva. dä* než |ť Kclv.nuva-Helmholi,ova čus„v;1 /iiipuAU" » V. ^ V..I(. (lSlI-. přod di...... do konečné li o siadia stabilní liv,"vd\ '•Ml. ifu-ikí.iJ" Stincepnö _ , ^ j^jjenjn, hlavni posloupnost; ,aJ , aftferf**^'*™^ ,.. ' ..klIl, -ojdrto. tvíkov., doba ko,,,,,., I:'v".....' itf t (roku) M / ■■oku KM 2. 10* 3 f. 5 . Iii 30 3. 101 2 7 . 10" U 8 . 10' t 1 . I0: 5 6 . 10* 0,3 4 10' ijv který budoucí hvězda poiŕchuie. aby prekročila lešiě jako piXNoqM niei mezi dovolenou a zakázanou oblastí diagramu ipektiutu-svltivost, bv ňr» veími krátky, jen několik desítek Jet. \ teto fifari vyvoif ic 0\ len svítiv,,,,,', **' objektu velmi malá i len prudký vznisi možno fki to-Ue-k hv se niél „ f !°vzptýlcné mezihvězdné hmoty postupným smršťováním. Hvězdy ve stadiu těsné před dosažením hlavni pos loupni i i velkou pravdě-podobností typu TTauri. Tyto hvězdy se vyznačuji ncpt.iwdclným kolísáním 292 . h" ;.h nřtoadoch jde a nevelké /m,s,., .tíS* konstanini svni..^^^1^ hvězd v okuli SluiiLĽ do \nAt\ w>;;! více než .00!..... -ž. u SIU,1ĽĽ a je srov^"f '^,u ^ ^lithia v nčkicrvch meteoritech fchondritech). Dik iL! rt,alivnilt> JE*»" ^typu TTauri ztrácejí čáai své hmoty «Wfctow? Í5?*» >-|,.,ťs1,...ečniho Větru , . to až 10 hmo, Slunce Jľ!tT hv^ho hmot Slunce za zastoupí hto hvězd lllv"im za-K, ľ ľ nizn^v ,<)h„. rok. O > větru ^ o..ťU|„vii ItOP* Sl'" i'5 |,,i.sH ""'o rod dosaienim hlav- i""1'"-"'",""" Podle H«yi»hil ^ hvězda..., , ■!;"ľ uměř vieeheii ; :"rť „.ho,.. - plní iiiiiiíovinv bvíaíy » hmnni'- , ,t.l\ ,1 .lilu Wml reakce, icho celková svítivost byla lOOkr.n ...> so,,k lrt H-dm- Kmenová lep/oi.i Mce b\ la podstatné nižší, a\ ..ik i i.ik \ . s,,|,, vVíSj J'1 podsrjrnť ovlivnit vlastnosti tvořících se planet \ prulvju. vw,,K. ^V"1' r,)UsJ' oVwifrnftn h/avni posloupnosti kondenzoval, tékavéiši J.ukv .i vodu . . ""Lc l>ř. vťí.i. než le průměrná vzdjjenosi veJkveh planci konkreme z.i dt.,l,\^'^k-i),,^ Tjio vzdálenost ,e mu- postupně znietišovjla. avšak relamni množství " u"d■-, taková tep/ou, která le poiřehna k zažehnuti laJcrnwh teaku ( ,VKnl 't"ť'' Dit^ kračme kontrakce tak dlouho, aZ d.vde k ivsoke degeneraci c-lcktrtt "■ '""'^po. Popř. i k tešte vyšším centrálním hustotám, aniž In došlo í vzniku • ' p'vrm nými reakcemi Jakmile se kumraJccc v dusJe.lku toho zast.n, ., , .,, jl2J' lué ---—art---___ack'cncr„v hvězdv iTziři za poměrně krátkou dobu svou veškerou tepelnou energii ,„.. zivói jíl jen na ieiich tepelně kapadté). sumou rry.,,!,> Vjp^ J zuiJ, že minimálni kritickí runonioat bvézd, které mohou icité zaftt v ' „děrných reakci, ic o něeo menši než desetina hmot v Slunce ^IcdkJ 5.14. Nukleární reakce v počátečním vývoji hvězdy Jakmile doide při kontrakci hvězdy v po. li -. op ke zvýšeni centrální teploty přibhíně na M>* K, nástupmi pcotofaM jtderrul reakce 1'řt těchto počátečních reakcích dochází většinou ke spáleni Ichkuh : i 'He ^ např 'D ■ 'H ti - 'H 1 2'H 'He, 2'Hc, 5'Hc I.. 'Bc "B II 211 He, J'llc, /eukoi ryto reakce probíhali při relativné nižných tepl ztukail nqen it vlaMním tídru hvězdy, nvbrž i všude vc vyiíkh vntva, h. , -. pocateůttn •udiu ulné piuuikiiáiáut komrckd. židni z téchto reakci neprupivá poditttaé .„ vvz..icič i.vc-z.ioo během )c-,ih„ p0čá,CL.„m ,.,kv...'.v.v.i,,,i...........„.......SJStaVí .0 mak mati lohon. i."'" P " iii oni po-.lo.ip"..s.i. Mnoiatvi dv,„Ľ. H ko««k, !' j iosa^""" ^sluncc.»^ Lj Bc a |i „.-i., nepatrne a ,yu, pfvV*y ■lettu vsak nenudil- ^y «•»»• Proces',, ^"ľ'Vchle stv-iel, i,"- M,,rM,'vánl. Avšak "/uchovalo do dne ,.„ I, d.,1. v „-...„„'i^ K ""Přiklad -;v;:,„.c.,ks. .,.„,.-,.,,.„,,............-.v .,„,,...... 'Hektári.......i „i, ,1MV. . ' ■ "' .1""' '"^oo.anv .. změiiěiiv většinou na helium se hvizdy to. o v :h ie relativní za-»«taa kráikcm „iklad"1- Sěkteré clitl^í problémy vzniku hvězd V předešle kapitole bylo poiedrutno o vnuku lednothve hvězdy /a ic látka, ze které jc budoud hvězda vytvořena,,c víceméně lt,kalizo-•so'l^'Téin mWé Cialax"--. /aminu zhruba kulově prostor a celková hmotnost ,c Í>v , shinom""" celé budoud hvězdi .Nvšak nebylo tečeno nic o tom, kde h .kolnosli MkoVl 0« •" P"m 1 'a'' '"uř.e \ /nikmmt. le ticha z.vdpo-o'-"-1 ' ,,,/ku. tak vznikali hvězdy, ale i.iki ,-a takých okolnosti a kde. Z píed-viJii «<'cnih.,)l. •.. i n tieiiv.hlen Matnou hvězdy s vysokou svítivosti, ledy .h4íl kar"^ 0 ( ,t u. o-dv ..,.„11 . že skupiny těchto hvězd nutno povalovat za ,>Tviié mladých ' • ■ "i-iu- před 10» al HV-lct\ se ouily na hlavni u,var rcU"1^ l1f útkovou .vražnou skupinou jsou zfcimě hvizdy typu p^loupni • ve tljlu pf(.j „dmednutlm" na hlavni posloupnost. Jii 1 ''""'"iui. ľ' Vmbarcumian, ic hvězdy typu O a B tvotl nánadnt|B 2 „o.,..!- -.é/dtte »kupiny, které nazval noriace ľhklaoem takové ůicbvi ° i » •• souh\ě/di tlrmna a některé hvězdokupy. i..'1 které motno "dki\t teprve pečhwm studiem preistoio-0**^2ení lhav> l'../.lěii odkiyl Ambarcumian tzv T-asocutcc,které typu l 1 .teni Jsou však meně výrazne a do-istcnci pochybovalo. ťHčina ic v lom, >c hvř/dy .. h.i\e OR hvě/.d\ Společnou vlaHBBMi n{ silnou kimcentradkegalakuckérovinřapfo»»-ot] mezihvězdné hmoty. /. toho lze odvodit i i \isunc vz.nemn.1 souvislost meu mezi-■ ,;■,, \ /.isadě bv bvlo možno přnmout dva 5SÄ .....rr.rííÄcSÄ nv nasvéds'o, ala ta i. >c (ak h> ězdy ší a R, tak hvězdy IJ^JT™" rpľ.otu N 'I'1"1- sP^ova, v nxzthvtzdnc hmotě uavebnl materiál. |.l lom nyl. řec v ^^^^^.^q^ Sutisncke letřenl ul i- alo. *c dm ,e vétil průmětna «dilcnost od roum U- „bsahun pie\.in. pro konec nčiak. i typu T Taun nejtou těchto asociaci ic. rove »e váži na obl. pravdu víceméně m xic, lim vjrlO tc průměrný věk livc/.lrn.u -kupní. Například kul,Hx. iv kterých /.sou převážně starší hvězdy, se iicsoiisiřeifuii v (ialakiivt ''Vl'*u'ii|< například otevřeně h\-ě.\lokup\. které obsahují průměrné mnol,,..,,, ^ , '"v'n,-. Líc tcJv říci, žc hvězdy vmiluiji v současně Jobi poblíž roviny ( '"'''i i .' 1 těž plyne, že v incsihvě/.Jnv hmotě lze cpacfovai ipBe iravebnl '''''""v ^ * řiivzd no.'- ./"u Ph. pak hodnota kritické hmotnosti závisí pouze na teplotě a hustotě V ľ°VOu,il ■ * ,abuiky j: jřvrjriťítá hmotnou / t .ar. Hem ; 1 MX) 10 000 / / 10 K an 88 / 100 K 28 000 2 non 2H(J plyne, že izolovaný mezihvězdný oblak s průměrnou hustotou I až. 10 atomu n, cm3 a teplotou kolem 100 K, což odpovídá studenému m Inému prostředí by se začal hrourit teprve tehdy, jestliže jeho celková hmo i osi by odpovídala několika tisícům Slunci. Taková hvězda není známa, i c ; osiředi, kieré ie velmi husté a velmi chladni, by se smršťovalo v nějaký hu' ,■ uvar, který by měl hmotnost přibližně větší než desetinásobek slunečni Ir. dochází k drobeni tak velkých a hmotných útvaru při postupném smršťován i útvary o hmot- nosti srovnatelné s hmotností Slunce nebo prúrnčniw I . .ni známo. Jedna z možností je, že při vytvářeni protohvčzd působí i dali i magnetické pole a hlavně však vnější tlak, který muže být vyvolán horkou >la ti v mezihvězdné hmotě. V oblasti, kde je vodil; ionizován zářením žhav ■ ■ ;, kinetická teplota p/ynu přibližné 10 000 K, tedy přibližné IDOkrát vyíji n i Iných oblastech. T/ak v těchto tzv, HII oblastech je tedy lOOkrát vyšší než . L hladných oblastech, které se obvykle označují jako III. Chladný plyn je expandujícím teplým plynem stlačován, a mohou tak vznikat i relativně malé, ale velmi husté oblasti studeného 2N lá ic možno takové oblasti nalézt vc íoimi miKtl. lU. "'' ' tlim,tv, které Mině absorbuji zářeni a ptw.iaui se ••K l ,czibvi/d"C„vlii;iV. na i***4 P1"-1 u **WeV» mlhovin lakotmavi ««**^,i»Kí* silite »« f r-ivio útvary nc označuji jako globule. Globule s vcl-, J/} \0li-l>: a,\o/i«c'rU' ; i ueii.inně|ši stadium budoucí protobvezdy , iO-1|VL ti pícdsiav (1 veUni podrobně uvádí, žc v těchto obi< . '•• ,>M>'e>'V"'lc S—7ti hmot S|u 'biefct, ktcry bezprostředné předchází vlastnímu vzniku hvězdy — *íílL Hayashiho teorie popsán v pícsJešlé kapitole lyio objekty se ozi,,,^''* hVI J *t někdy tako zámotkovc hvězdi cocoon - zámotek 1 .ikoxv livězdv'"/ '"'''•i:/ obalem mezihvězdnou hmotou, která zbyla v okolí po zhroucen, ,,]"'?" 'kl,',', Jukaz. 'e takové hvčvdv est-tuii te uváděna souvi-losi In ,-i v . |, ," "K"Iv .'" *Jl. J ■ nic.., ''-10 svítivost, Slim..... prevažné v infračervene vwhh'vcxd mi Vysokou sWtivos, do-dhujid 10 telné t poměrně mezi objekty * oblasti spektr. in wiiiiumi M,i,kľ lnu vitivost, v infračerveném ..horu spektra, k,crc ! S V-:l° .. : i ./» Hesklin......bjcktv Vlasmi h,, >: Beckhn a ,eho ^'UP'^^, "nrmT.7p.Ju okolní, h l.ustv'Jh",,^'' N možno p.zorova; tePr-c p P~<„^postupnou akiec ,cdm,,&» hvězdné hntory v důsledku tuk" ™> uvych na hvězdu samotnou. spektrálního typu »e mko např ,/.., v prconic --------- pflpad PO 0*0*, 0 kterém byla drive zmínka. je uváděn do woviiIbjj „ koi-vm. hvězdami p-nékud uneho tvPu Herbig a Haro v letech lo5| a [9£*-zornili na obiekry. ktere jtou nékds v literatuře ozna&«vány iako Hcrbigovy.]),^ obiekry (téi H-H objekty Všechny ryto objekty jsou i oblastech tmavých mfJl' hvézdaw* mračen, lako ie například oblast velké mlho Oriónu Jcvly,,^, ■ako difúzni, poněkud ncprti ideinc >b|ekty velmi tu i se dokonce v průběhu deseti až dvaceti ler /mcn-mi a »táv; např H-H 2 v blízkosti V W*> Orionis) a současně icjich i několika hvězdných magniuid Spektra těchto ohicktú p mihosin než hvězd. V nedávné době byla u icJnoho 11-11 enwe v infračerveném spclfru p..chazcu.i ic rdro patrně až 6 Soudí se. že H-H objel:v jsou ve -typu T Taun obklopené hustou cirlumsiclarni hrt prokázáno, že FU Chioaň hvlj původně hvězda typu I Značným problcmcm při studni vyvoic hvězd je rotace niczilivé/dného oblaku, jak ukázaly nedavnč studie založené na model.>•. mi hvéa Loébo ohlakc poniod rychlých samočinných počítacích stroju I zcela . m ih ..lačcnl kulovthc, o6hkB o priméru přibližné 0,) pc úhlovou rychlosti >> , r.l ij. oločil bjK lednou za 10* let pak by v pnibéhu smršťováni se icho muce natolik zrychhk ie by rzmkl z oblaku neidřlvc silné /plosiélv utvař a pcnlčzc prstenec o rvnlomřrc *> aitrot»w7ixkých rednoick. Uftotíteá původní mlhoviny In v ic)tm středu M imrtténl nebylo dostatek materiálu, aby se v dalším průběhu v\vo,e vyrvofiu T< h rozměrů, ktet ruks ^n-ctrick^ l" ""ni v rozsahu Inaji spiše Spcl... nalezena vyrutu d.inlivý rozměr n elmi mladé hvtzá; celkem spolelilitť j ICĽ.r.e vzmku hvrz.d hrouceni,,, DWJk^M , y 's,..^'" *' , „,c „a/inu o,c , rozdelení raomerttq hvh„„s„ íľľ m'W ř^^roSi-'.....neprakticky ..... .......^1^ fík*** sPravná, lny. ,ii í r .ílu"' ,, ,vlV.,dnt pieds.avv o vnil.m stavbě hvězd, a ledy , „ K,c tl °,„-,,.1....."-•«.!.......va,,,změn,,ěc,„o,ě,s Lh"Mun«' . i nq jednotku ca,u X.. základě p,.,,,, ,,kl ,,„ * »™ "ucmického složeni prumeme hvězdy jsou wivofcnv hvry,, . ví"'"1, -.....i f..irni siuisnivv „nr, ...l.o ... "U'-Jn« m«- ni.kv mámená řešeni soustaw parciálních diferenciálech '• '" ; tlak. hustota, tcplo.a a svítivost je funkce vzdálenost, ,,j s,ředu mechanické >é mo- rwntíe. . U. J tuks vhlede) ,.....amv,, na povrchu vyhov ľ,S'' 1"°** ' . vi.iv.Mi skutečné hvězdy Na takto vvpočtatvch m! , musí >* Ji představy o vývoji Hvězd. Je ledy vel,,,, duleítľ S" , í 'lklá-J"1' ''r!, In pod.r-cl.i nebo naopak zpochybnila dosavadn, „■ ľľáľ! P°Z°- k" ,o, m........ I en.....čtu neutrtn kľerSu í;mJ, procesech ve Slunci a unikaj, z^Ä^Ä^ ^^'1, m měl., procháze. přibtóné 10» ne„t,,„ n sekundu plľchľiu J ^ niibhžiiclui odhadli procha/i dospělým člověkem za jednu v termu neutrin. t. pravdepodobné icn icdnon z.i li vol sĽ zachytl jediné neutrino *Sa •'bvchorn tenio u.k neon m mohli néjakým způsobem icpsmwai, pak by ľ** , .....aechuvniti Slunce byly mnohem úplnější. Neutrino má vclm njsc/nal"s" ;,M,š.nnv Ptutc, r Iry atomů 1 lodnota by clmi jc závislá na energii WvA tii.iii uč mm průřez řádově 10 "•cmí Musina. Neutrina s ci ,_j .,7rostc na 10 energii /: - 11 McV. ľravdepixlobnosi •j,hvccni i.tko.ch" ne • hvézdé je mala, jak plyne z této úvahy: t sloupci hvězdné lát k In I cm-, hustotě ■•. poloměru R a průměrné -vkudra »i,i icp" . Km |esiliie o Igcm R 10"cm, » •*■ Nj i,.m<" pniKipu ic áÚcAná "',n „u,"" « S,".,n;1 ,,„,lJ,|i,.K-.r i«ko pr..MK-Ji. „ ,,,'v. u"va,! \ "Ml, vvcll in"-'lJ'u-n ,'uktivnl arp.m. který |Ľ v ,„,„ "*J* J.-rrjnil Wiv druhoméh.' koMim.fcc/10 ..i,,,,, (, ,.„„ r roce J«"\v/o použilo ■>. ínin (jpfiWi 'ně !N|iil|„n, ( , , ,, j, (^ ' vV*'^fif,/^ 'l í. povrchem Zemi. Počet neutrin vši* vydíá/vl poiné,,,,. „u( " 'kinVe|,-ob^ihuňaot7tunCzClupfMitnč 380000litrů) v hloubce /'/j,, ''"'''rjši *»j2 I mnoluiii ni?>imu poém .-j./iva-nu-li neutrhl, nej predpoltjij o,''''' Pru definici 10*11 neutrin byla zvolena t/v sluneční neinrin ' ,l'"r'e ' . tSolar Xcutnno 1'nit , fcieij o,ípov/cM s .'niku jednohn n '^'ioil ■Venébo íařízenJ, v netaj ,t [« umístěna hluboko Pl!'j S K. -otaveno loku neutrin. (Jinými tíZS*. N» ^^JElSíSS " ■* f^épodob..... fot neutrin I SHl 'I u ■io">-"- — - —»• i nitro bv mělo být zdrojem toku neullln „ ^^í:;: v průběhu 5 :...,,„ /,,,,„,,,,, \' danem obsahu t f| 'ľ'"^"-n. Ztištěnv i-iřiV.... .. 1 * Hip! vznikat jadra izotopu upnu » y -.....- rfsfcbni nádrži rfa* stoupal rfesetkru ponuku V rot e i "os byla /)isiondrK,,ntJ u J,š I S.VL", pozdili měřeni vedla dokonce k hodnote tnen-.j nc> | jwKi'ii rozdíl mezi teorii a pozorováním ie příliš vclk}. než ahv bj li, možno i •' 'cli' za nahodily. ]c samozřeimě možne, že složitý pokus zjišťováni poetu ' P°Vaá°vai musí být zcela spolehlivý. Postup experimentu je Značné pi ... r^ékoíik'^11 ^ radioaktintiim izotopu argonu vyprodukovaného za řadu i,k.ku ^ ^ SĽta,'>mu heliem z pokusné nádrže do junky s dřevěným uhlím zchlazen) m tu jy \"a^°v'iic drže je přidáno přesně odměřené množství stabilního i Irjzon * bližné 1 cm;ľ a odčerpáváni není skončeno, dokud nei , ,". při. zkušebního argonu. Odčerpaný argon obsahující sUbili , í' ''u'n" 95 izotopy argonu jí uzavřen do hlavně starého nániornip- " ' ''''"'^'(vt). nalézastměni kosmických paprsku. Zde JSOU umMčm rcgistruii prakticky ien rozpad radioaktivního argonu .Vlohou zde být i další závady iako např. nepřesni výše uvedený proces, které isou zjišťovány metodami nuku však, že by byly takového charakteru, aby vysvčtiilv n a teorií. Rada badatelů se kloni k názoru, že nízký tok neu 1 a že tudíž současný průběh reakci uvnitř Slunce neodpovídá ním představám. Hlavni problém je v tom, že počet ,. vedlejších nukleárních reakcích v nitru Slunce. Běžné u eakce p-p řetězce a CNO-cyklu produkuji neutrina o energii ne větší než 0,4. VleV nepostačující pro interakci s jádry atomů. Neutrina o energii větší než 0,-s I \UV vznikají při mém častých jaderných reakcích, které probíhají souběžně s hlav nimi nukleárními procesy v nitru hvězd. Je to proton-clcktron-protonová reakce II e ■ | H -♦ ?D \ m nných průřezu p il fyziky. Nadi, mezi pozorovaniu '.c Slunce jc reálný, uč našim dosavad-li neutrin zdvisi na jíf 0,1.- MeVJ ► ;n, '.n. o,ooo;i 7Ui ., 0,1 Io-jl, IBc - i II, , lt. lil, 1 it.i |j| 1 • Jf _ • 2-}H« m McV ,rJ produkuje nei.l.ina .. eneip,, pnbj,^,- , , 2 :» •'Bľ ť " ku',v P">vázi v/mk" n "Cb° ° nř«> vrtil „uěinnvm Průřezem 1,4 10 Ro^b^f « tJj^'«M .,JJ||lzřm vznikem prosiivdn.c.ti,„ ~ u ■» le ovšĽrn " ' McV .rřť,ězce. jak je(naznačeno v rovnicích v tabuleC^S^ ' ^jsia u směru, k.eiv.m reaki poatnpojj ,,zn , Wkou ^ reakce při ttpjotě / ,,s ,„! R ''UJ" ^JWclobacat^ , ,,,,M.eakcitdT' A ^2h, T Ír ftfl] 1. V tomto pnpau .....'«« ^e vzniKu neutrin s maximální ■ ,] |.j MeV. Vznik i. !'-' Be je velmi citlivý- na teplotu. Malými ''ln!mi> centrální tepl 'unce bv bylo možno vysvětlit pokles toku ''■*dný mode] by neodpovídal pozorované svítivosti nitru Slunce se „promíchává" rychleji, než se ;cu.rinsvyšší enerci,.,. Slunce. Jiná nofaosl josuil predpokladá a po I \ zmklych atomu bervllia se dostává mimo iihlast, která ie při/niv.i Bt [He • "H Podobným modelem ..„vno snížil hodnotí I SNU, Nelze vyloučit ani možnost zvý- luoi pravdepodobnosti 11c při určitých teplotách, což by ovšem snížilo postupné vytvářeni b na a boru. Jiná hypotéza pfedpol i nou nestabilitu nitra Slunce, která vyvolává dočasný pokles svítivo-.i- mc. bude kontrakci opět dosaženo mechanické rovnováhy. Žádná z těchto hypott, tatolik přesvědčivá, aby mohla být základem pro lednoznačné vysvětleni nízkého loku neutrin ze Slunce. Nelze totiž ani vyloučit,že chemické složení nitra Slinu e In |« n.i poč.ttkti jeho vývoje poněkud jiné, než běžně předpokládáme. Problém m mima se může siát zásadním problémem astoryziky vúbcc a je zcela možne, že jeho iešenim dospějeme k novým přtvramým ruizorům na vývoj hvězd. 311 MfeU neuinna v asfiolyz.cc je mimo se alespur, ^^tTÄ™ k r^nick+tronu o, Bcumno. Nejdál* .....,äiiiviu hvězdám, kleté .....>.»«■ označit t, výlucn1' ,c" . „„./no k roziiidii 'I" 'lvim hluvnh li kategorii ./ľ'^'^^jv á vv/I,.,Lii|i pcTiodkkýin ivíllo^ántai .1 11,11.. ""-';".'.:'„.č..-- .............. ifl* " . .„. „líni náhle l»sni»si někdv 1 ve velkém rozmezí l'i'l e .. mnich fotonu v;,'k l'""k" |Wy '"""""n , ■Mttjk* husii.usn produkce neutrin ., ,„„ tfck »*5&.Ä3K -byvi „.. w,„..........5*535 ','ľnw,v« kttryproduMefcpWbtay Comptonovu , ^^•'rffc, eWrooru. « fotonu re provina vvmrn ' P**% <■.........; Při n" rti'" které n,c" kriikeni časovém intervalu, většinou /vela nepra- - ''''aé'^--'1'-1^ A""Ľ'"'" ' K C"r'"1 M. TKlt. •mí. >H'tj tát 00 srážce rvc/ilého elektronu s kvamem zarcnj vzmkm-neutrino Déu kren připomíná volně-volnv prechod u. brzdzje z,,L.Mj v při seriánJ ládra a volného elektronu,, je neutnnove brzdné záře jádru e - ládro t •'„ Konerněí nch/a oscilace pla.-ma 111 při vvsofce končeni 1 id eleki 1 ,,„„ vytvářil (tzv. p/azmony:, které K rozpadali na par neutrino a aniineutrin,,. ' cnl pronténnych hvézd v dia-fam ipelráaTun-svitivost naznačuie, >c /řcimf každé hvézda prochází v určitém tudiumoicobdobím, kdy je proměnnou hvězdou Oncsjeznámo přibližné 22 1.....ptoměnmd. hvězd, / nichž vue než : ik»0 ncnl wjwipolehlivé zařadit do néktci skup.nj KoUk hvézd |C zaMoupeno v icdnot-«•>« 'vpech, nelze spolehlivé zu-iu, „ebot „• zde nacn .sbětovs dekl. Pro- tihecne ' (Mortantaproicv prornénr Irebéžné ziimii icdnodiub'. nu 1 ^iStovina jaiVo hvézda proměnna gájff» je u rOznýeh typů různá a do»i arén u proměnných hvézd s pravidelní Jne ai do několika let ľľk'ma proménnosit neni u vše,)] | kUial, ic ic způsobena nestabilnou ht m3 .„„duu I.I-M.-U nutil mcníl pravtJépodob menné hvézdy . malou Vf ,„,, ,„ ub> odhad oka......., v * »b)tV|| než hvézdy - napaJn.;"!"' iddnilu pri.iuřnnoMi na iednu !lvr,.ju m»S, ,c přibližní I W 1»i/J - m| |l" 1 i sos. Pii/su/icť proměnné hvězdy Vvznammm typem puhuucí hvizdy isou celeidy hJamiho/Jsiupce íCqpi leiiž p.-. fcla.icke cctcid\ l>alš| p„Ccln ivr// pulsujících proměnných isou hvizdy typu KR I.vrac. Klasické ceiěj |v ' nou mdobři typu Faí K > periodou I a.> SD dru. ocicastéji 5 ai 6 dni ľ°U včtij. zrnin jasnosti nepŕesaŕiuic J hvAtdnd »eliko.ti a v nx>drém oboru -.ivk 11 iHt v červenám. Hvizdy lypu •> Cep >c nalczau pievj/n; t ;.|„ťj,,. ,-)'ij'ra 1« vfK' viz kapitolu 6. JI. kdežto v kuloii: s-lužcc -c yvsk, tU|c typ «' Viri.ii,,.' "/.Cc GaJ^ rem jvJtelné kŕivkv. CharakierioickĽ znakv cťl.i.! is,>u ., , 'sc,v ndeíný průběh sviteltte křivky provázeny periodickou zménou leul 'Jta, fa tim til i zrninami spektrálního typu , zrninou radiální ml K "In,IK';r' pulsaci hvězdnéiimoiféry, ij. zrninou polomím. V klasický^ ■1.." ^'"'"tini, po/omiru přiWiini 10 . u typu WVirpnr. .i, <■> V ,.. 0lf ,e zitié^ Je/ne oscilace atmosféry, které jsou podmíním jistým stavem n' sä**** ErJdtojM ukázal, te pro pulsuji hvězdu existuje vztah mivi tv-nr^1* 9 Dl a středili hustotou ,,/>-. lelikoi střední husi, , ľ" >'ul"u /. nosn hvizdy, pravé tak iako ivrtřvwt, musí existoval „i ,• ' "a '"".„. a sriuvosu hvizdy. 1 Periodou pukj) Tab-Mkj 5 Sj Typy proměnných hvézd Pu.iuiiľi prumŕnnc Tip ' '.'h 1 lil Ceteutr N «w neprjvidelne St M Míra Cm miruly** SN >R polopravtdelne R( II n RR Lyne RW 1 • RV *V Tiur. UG i*c t Cefody irv 4Sc * Senci z iCV *'uwi Vcnaucrmim Itorrali, U tiemn uv t m Z Camflnpnrilali. rruptivnl li\r/ib » lérorxr k wh íjii označeni. 3M t laUltiick. piipulatc .. t n klj."1 UK I v"1. li Cep I ■ i r i mni I t-lxirviutil II rtnv - al «1 0,1 H | O.Oll ní 0.1 0.1« il 0.1« I »1 M 0,H al 0.2S ...i tcluh , íesíhže ic p.u ušena hydnistalkká rovnováha a kdy ■ nlllsov .U lvl i , m t •víz^ nlU s„bici na víHT'i vrstvy, neni plní vyrovnaná vnitřním itakem, luční *lla'fnlS j„ 1L- Jobv. dotud opci vníittii tlak nevzroste, IV.ie se situace :íJ,ijscsniful11-1 , ,.- překročena hydrosuticki rovnováha vcpro- , hvc'°" • j-vIi,,, , jjuce by ot sem byly pomerné snadno inlumcny vniií-XvHřr,,ťlWCnV,1.znou') a dalšími vlivy, pokud bv nebyly udržovaný určitým mc-2tře»lm ^''V'^nôino hledal pol IM povrchu hvizdy, tu-boi produkte energie ^(rriem. kicr^^ uvmii h - nemíní (tou io předeviun periodické 0iB«iuklL'"!inl '"i,^-.,,!,, li ovliviniil přeno zářivé energie. mŕm v "ľ*" 1 . •..(, v".m n-idiio mni proctaU a hvězda tlVll.li'' ' Jľ»í*ii* icír ueieie/uši.iva uzavřena vehvízd- vnéj&l vr»tvj hvizdy. Za změtui opacitv dnou ionizované helium, klete se siava i nasi.i\ jpnii>.licka /mina lom/a-fŕrj i udržuje V ni nellumene kmity. •.^;C:,.omupř,vyso ;Vicřeavvxol.o., .ncvělšiptávděpodobno,, ,:,.,/ařeni.h.iki..n1.o; £ hl* přispívá k nesi.ih, r/w*a i m ll.tola ko/.ili .11.1.' .' 1 Peritnl* ■ ■. . ■ h i irul.i dny B ta> I.M «-7V TLTjb 7.90—4,1X1 3.14 M-ti2 Marka :,t»-:.i 1 1.M7 1-7 dwihvtnla «Cep J.71—1.4» V»7 F4-G6 | Dor ujt4 i: 11 i Gem VI—».lll l,S Hl.lí F5-t.: tCri l.SI-v.oi M l'..l" m-KO 1 Cb l.fl I.m Flt-KO ľl a, ři.Vt—7.1S IH.7S H40 SVVal «,4t— U,40 4VH OHO •■losti na svitivoMi hvizdy. Perioda j. m3^1 . .. „.^ulrif době nalezeno a fi7_ x O-ljj I' A '"-I, -as log P (dny* in Spektrum M ílmi J«llř UhP T i K ) rad. rychlost (km/s) mŕVu .— — — ... «3 c n "t 5 S - - c, o o B > K H Krčení knnsiani u i /> závisí Dl výběru | úplnosti pozorovacího materiálu I pro ccíeidv lypu W Virr-inis |U» ' >d 11 ■■ né l'.on K-/, zhruba Q 1,1"' iasnč|si než klasické cefcidy. Skutečnosti, ž.c ce- rcidy maj] vyiolciHi ivttivuat a absolútni mav*.niluda,kiet | závisi na perióde změn jasnosti, se pohyhuie v rozmezí 0"' až. o", je využito k určování vzdálenosti dalekých skupin hvězd a hvězdných soustav. Jestliže například v některé galaxii jsou pozorovány ccfcidy, pak určením periody lze /umu i ibaohxtnJ magnitudu a porovnáním s maitnitudou zdánlivou ve vzdálenosti 2Sil kpc, zdánlivá majtnitu-da bude 16 až 22, lze zjistit vzdálcnosl přisluiné palaxic v i/ kapitola 6.H). ľuIsuiKi hvězdy typu RR I \t.ic ma|l periodu kratší tu/ 1 den, ale dclši než trpaslici ccfcidy viz dále). Amplituda /měn lasnosti ic až 2 mantntudy. Tvar svč-tclnc křivky a maximálni i.isniisti nepalme kolísají. Ro/eznávaii se dvě skupiny podle závislosti amplitudy na periodě a tvaru svetelne křivky RRc typ má periodu 0,\a>0.S dne nc/JMslouru amplitudě iasu Am - 0,S. svetelná kíivka ,c sinusoida l s p RRab má vvrazní tsy-incitickou svetelnou křivku 907 v rýchlym vzestupem a |wvnlmni m--stiipcni jasu. téhož amplituda ic při-hhini .\m - 1,0 S rostoucí pciiodou » rozmezí il.š až I Jen \w klcsi. Abs-olutnl m.ieiiiiii,l.i ohou lypti re v rozmez) lř, H,() až 0,1 J na periodě nem /ansla Jyp RR I yrjc isou rychle pulsující hvězdy n_iJt-:-ciKi do posloupnosti ohrú spektrálního tvpu BS jž 11 vyskytuji se prevažne v kulovvch hvězdokupách a pohliž středu lialasie V diagramu spekrrtim-svitivost leži v místech, kde se nevyskytuji žadne stabilní hvizdy. iV teto strance mo hou hit proměnné KK J s r.ie is/iiam ntmi objekty při studiu vyvoic hvězd 7'eoreticke zvjjdntin p>'pisti mechanismu pulsJcc těchto hvizd tc isk dosud neuspokojivé /i /jšintrn druhem celcul i sou trpasličí cc/eidi s velmi krátkou periodou označované podle hlavního aáatnpCC S Scud. /sou to většinou pulsující hié/dy spektrálni tii.h P ľeriodv nepřesahují několik hoshn a amplitud", jasnosti jsou nejvýše několik desetin hvězdné magnitudy }u\c proměnné s krátkou periodou několika hodin a s amplitudou několika setin maiznitudy isou h věz J v tvpu ,i Canis Alaions U těchto hvězd ob-vykJc dochází k interferenci několika penod, které se nepatrné liší Vc-smés jde o obří hvězdy spckiralních typů Bl a B2. i - C 3 i e s ^ w. --• i r v »t n 5 o' ■* 5 J -----í 35 ■ - rl rf 3**, n I 5 §53 * i - í i , i MI ISlj * *• - i -. j I > g ai 1 .8 lili • -, ., I C ! - š a * / z , 5."" ,)lt,.ili"l^''"',kkl P«-">»»*«mé ,1|o,isku1..noupol-o,u,,l,,oe/J),,>lJllllll , . ,,, nazvane podle hlavního zastup,,. „, "-"«■ ......"......i .w..... i o.io,,, w,, ,,,.,„„,, hvt/Jy měnnost dy a nezřídka ie '>uli"U" ÍTtřPU o Ol. 1«-" ""čni rozdílné u ledno.l.wch hvizd 1V uSl V" ,CÍ,;; ,vpo <>» - "rk^ Vvh,ri'l/Uie 'll"u""P«'1Kl,ckvm hvězdám, u Wtervd jmi-1' h ľ .ečnosti ľ"'nŕ "Cl/C ,'"k»1"41 P*""* "dhšlt „ně typy MrZJZľZ'*^ Vf ůhči dokonce poloprav.drlnvch proměnných. ^"^"►J.ckýdi ■'•''"''""miosi hve/.l ivp.i o t <■., vznikázřeiměipultaclt«ko„crfia^. avšak vi.,,,........... mr. I,.....,„,,., uJl>ll1hl' h !■■"«■*■ ;!, Ji zatim uspokotivě pro»nido«Ék ,C Pi,rn* P°"*kud 'dUcrcnl "dwlni^ h tv.ii... m ľ:. ..razt.,1 puliace vnipich vrstev atmi< irlkcm množství. Jen, t m,,|ckularnKh pasu ; llljvni příčina změn ve vrz. rtfkmni teplotě Poměr .Tumcna pokles ,. I h křivky. Ve skutečnosti změti a i ironu nem síim nr. prcsahuic 0.7S | nich hvězd, u m. Ir i krátkovlnném .>K r Ve spektrech pi,.i ivou vzhledem k ni/ki diku a imvch prxkn u značně kolísá \ teplotou a tmoataá optadn •■'iněnnirii iavu hvizds ilm obora spckua kolem SSo nm ic v nízké ■ . tmeaj / 2350 K ai im k hzdedku pcaanutl maxima 1'lanckovy •n m oNiru kolem vlnové délky 1—2mírněna Miímetrn-iW magmtudv nc-i "i..u ptomřnniM velkého počtu chlad-, ,.t\ velmi k vclksm /měnám intenary i en k vyskytuji emisní éáry vodíku, které ■ .apcium Avšak případná ionizace visti ro/sahlvch a řidkveh \Tstvich atmosféry rázovými super .i um. ktete sC jimoAlcrou šíři z mzšlch pubuiickh vrstev Radiálni i .....ti těchto emisních čar uka/uii, tc čá»t hmoty jtmosféry hvězdy |c vvvtbiH.in.i do okolního prostoru. )mŕru — -f gJSSírt **** ^ ^..... V polomeru -.. minimu jas""50 * lomérů Slunce ,rnr rovnoměrně rozloženy v Hvězdy typ" Proll,ěnné s Pf^jv s periodou dcls, mrz *„, dni vvch složkách 111 ľp hojněji (f»W 5.20. né 3 nepravid^né proměnné Polopravidelnt L.hUldnvch obřích hvězd m4 ^ i,ževelK> P .,mŕnv proměnno • n-vpočei cni.'"".' — , • rfckvapuii'--'-žl'Vl . „sic /měny promcnnosti ,aall KSSSi* V- 1. uďazměn, tta verši ,c jejich r k nestabilitě a ^:*(n, menší je amp u« ennych hvězd ,sOU „ -idelne. e _„i„nravideinye» r _ , km krUin, «äv nékrcrých absorpčních čar, což se profes '°Z VanacC "-'-•-TvtolHčz,- nePa^, 0/naéení nova novšj je již velmi dlouho používáno pro katin*^ £cVÍ na „bioze v misicch, kde dříve žádná hvězda nebyla „c náhle ^ pravděpodobně téměř vždy o hvězdu, která náhle „jo.laL ve skutec'1" ^ ( } nvĽZdných tříd) a před vzplanutím byla velmi sla-!!^,P,v*^ila ja*,u,sl U,)VV (y kletých je pojednáno zvláštěj změní jas až o 20'». '" ',y fí n-m Super"" - ima jc dosaženo v několika málo dnech u rychlých ■i,J .uiektL nruoKS a o> chlých aženim maxima sc rust jasu zpomalí a maxima jasu ,-,rtľ'1„.dych n° ' ... ..-.dnů po počátečním vzplanuli. Během několika dnu, x ,i po0au'- . nekole tsc"" i ' ... . . ... u c a* 1 „pět klesá, avšak jiz jen pozvolna a původní hodnoty jasu 1 y^ni toaxin,a^unou pomalé novy až za mnoho měsíců, popi. roků Jo43 lanu""1 J0'>.1 imil světelné křivky ukazují, že dochází k výron preJ t7V i nov v a"bC ". w, až 2 «00 km s 1. Ze složité struktury spekle tonu hmoty ci nov lze . tra ■ ■ rVChloSVl az - '-------- - ■ ^ ... dosanUI povrchových vrstev původní hvězdy. Zřetelně lze pozo- ychlosti až ,^'^čtozpmamr"v hvčzdy většinou ipctoBnuw w-— způsobuji změny intenzity f^^^^^T££-změnou celkového jasu hvězdy s periodou 1 az la dm. I j to hvězdy ,sou t^JJ značné odlišné od dosud diskutovaných typu. Nepravidelné proměnné tvoři podstatnou cast celeno známeho souboru prc menných hvězd vůbec. Některé z nich ve skutečnost! map pokrpravidelnmj či 2ccla pravidelnou periodu, ale pozorovací data pro ně isou neupína. Většinou jsou l chladné hvězdy typu K, M, R, S s charakterem obrú I n.idobru. Vzácnější jSOu žhavé nepravidelné proměnné spektrálního typu O až G s emisními čarami. Mea nepravidelné proměnné patří též hvězdy téměř všech spektrálních typu krátkodobé měnící jas ve zcela nepravidelných intervalech desítek dnu týdnů. V diagramu spektrum-svítivost leží nad hlavní posloupností a jsou zřejmí v počátečním stadiu vývoje. Nejvýznamnéjší jsou hvězdy typu T Tauri speku, 10 typu F5 až M6. Některé z nich jsou až o 3 magnitudy jasnější než hvězd;. : mého spektrálního typu na hlavní posloupnosti. Obdobou T Tauri hvězd jsou eruprivni hvězdy typu UVCeti. U velkého procenta nepravidelných proměnných nem l lě proměnnosti nic bližšího známo. Některé, zejména slabé, mohou být ve skutečností mladé hvizdy T Tauri a jim podobné objekty, jiné jsou hvězdami s obálkou absorbující hmoty (napr. x Orionis = Rigel, nebo g Cassiopeiae). Proměnnusi je způsobena pohybem a změnami v obálce, nikoli ve hvězdě samé. ,M Schémat ícM tými U- kratším m Jawa„. y ^a ,7u00 km . ' V"^LS»»*ochlazeni r«,-najic, se obálky , což r>oz'"u^ °\.Y uii iirotó em.«n. cáry. ^ritů^A esovou vnějších vrstev u»..... j je podobné ipekuálnimu >ricn nn-«i, « Vc spektru Qí vedle abaoq ...diku a ionizovaných ková vysiupun sirou Obálka se již zředila natolik, ie jako celek jíž vyzařuje emisní cáry rozšířeně celkovou expanzi. Po tomto období mi ivéielrU I řivka velmi rozmanitý průběh. Spojité spektrum s absorpčními dírami zmizí a nastupuje spektr en 07 velmi podobně spektru ditůznich plynných mlhovin eiarak-lenslické výskytem a kázaných ěai kyslíku Ulil. Je to CZV. nebulami ímlhovinné) stadium novy. Obálka je tak řídká, že V ni mohou probíhat t\též procesy jako v plynných mlhovinách. V konečném stadiu se poctnoVa vyznačuje spektrem Q8 až O" podobným spojitému spektru žhavých O hvězd, avšak s úzkými emisními Lirami vodíku, jednou ionizovaného helia He II a kyslíku [O III] Kontinuum přísluší vlastni hvězdě. Hnusní čárv vznikají ve velmi rozsáhlém zbytku obálky. 3« 310 rovat změnu charakteru spektr*, jak-milc obálka unikající hnidy H Mane Průhlednější a objeví se čáry náležející obálce další. Ve spektru jsou cesto v určitých fázích vývoje světelné křivky pozorovány zakázané emisní čáry charakteristické pro emisní mlhoviny. Jen v jednom případě je známo spektrum novy před vzplanutím, a to u Novy Aqui/ae 191H ;nyní označované V60J AquiJaci, V tomto případě to bylo spojité spektrum modré žhavé hvězdy bez spektrálních čar, obdobné jako u žhavých hvězd pod hlavní posloupností. Patrně po výbuchu se vráli nova do téhož stavu. Všechny novy před vzplanutím a patrné i po vzplanutí jsou modré velmi teplé hvězdy s malou svítivostí. Příčiny náhlých vzplanuti nejsou bezpečně známy. Z lépe prostudovaných světelných křivek nov, zejména z období, kdy opěr je téměř dosaženo minima jasnosti, lze soudit, že některé z těchto hvězd (ne-u všechny; jsou složkami dvojhvězd. Je možné, že výměna hmoty mezi dvěma složkamij vede k nestabilitě, která má za následek vzplanutí novy. Celkové množství energie, které se při vzplanuti novy uvolni, je přibližně až 6, 1037 J. Množství hmoty vyvržené do prostoru se pohybuje v mezích 10 •—10 3 hmot Slunce. Vyvržená hmota - plyn - se rozpiná ve formě obálky, která v ojedinělých případech je pozorovatelná za desítky i let po vzplanuti j"ko slabá mlhovina 3 obklopující hvězciu. Takovým přípa- * dem je Nova Persei z roku 1901. Rekurentní novy jsou novy, u kterých ■S a k l/S Í í S T - r, * 5 S 5 g § 'í 7 o _ 9 a J U 9 ň 7* y 1« 1P S 3 .£.3 3 0 — r- u 2 0 U .pakovalo v historicky krátké době, např. T CrB. malá množsu i zástupcem neni bez- 312 na m teplota-ívítiv..,,! ... •:.> ni hvezdv v planetárních mlhovinách a hilveh $$' |> Vloiena krivka je teoretická •• ..• . • závěrečného vývoje hvizdy o hmotnosti 0,0 ■Korám, lze však soudit, že nelze po ... rostě analogie s normálními novami, plnost trpasličích nov hraje zde vlsk asi mnohem význačnější úlohu než u nov normálních. Symbiotické hvězdv Při výkladu o nm ácl 10 se /.minit o hvězdách symbiotických. Tímto termínem jsou označeny tak I ...! , které mají spektrum s absorpčními čarami podobné spektru chladných hvězd přeložené cmisnírni čarami, k jejichž vzniku je třeba značné excitační, popř. ionizační energie. Jde o těsné dvojhvězdy. Jedna složka je žhavá hvězda typu O nebo B, druhá červený obr nebo nadobr či naopak chladnější hvězda hlavní posloupnosti nebo podtrpaslík. Symbiotickými hvězdami jsou například i rekurentní novy T CrB, RS Scuti nebo Z And, AG Peg apod. Vzplanutí, která se opakují v intervalu 400 - 800 dnú, jsou zde podmíněna 313 ■ patrné vymlnou hmoty mezi tednotluými složkami. Není ovšem iyí„U(<, (alespoň v některých případech) o hvězdy (nikoli dvojhvězdy) v převhodr,""' *c Idy mezi ceněným obrem a dcgencrovanvm ■.trnem Mléhn trpaslíka. "taj,- 5.22. Supernovy V kapitule o pozdních ú.-ich wvoie hvězdi jc /:njnt. ikteré odumiraiícl hvězdy » důsledku ■•ravitačntho hrouceni p„ xv - '' " '"ni, ř ~mr nroidou krátkou, avšak w.namnon li-, ^'l'-"n v- L „ckteré ••"»*'"';' pr.,,J..u ;„,,.*„ ,0! I ľro hvězdy, které uahl -ťJ;ľ:;::- .......' *....." podezření. štvance isou ^^^'J^nd',' k'cr. c zbytkem supanov; ,..... prostudovanou ,e t/vK«N • i(, „„,.,.-, ::: , , , . h Z£eÍvvLhuh^<:^- fc«ool známo, ie ryt, zdroji intenzivního rJdkwého zářeni. ....... , Podle odhadu ,asnost. supernov z raku 1054 (byto pi , ,lk„ TunitaU vzdilenosn Krabi mlhoviny lze souJn. ze absolutní ,, supernov se pofavbuji v mezích .1/ 17 až I1', tedj přtblibl Stonce; to znamená, že tas supernov. wnéiliehl . • txie ., i-zplantiti je možno snadno ziistit i v panen ll i h galaxticfi •: íiklad v roce I8S5 byla v ealaxii v Androrncdf .\l >l pozorována upi -eri do-sáhla zdánlivé tásnosri 6". Systematickým hledáním supernov v galaxiích v pcalednji I , .ri |, >c získaly údaje o vlce než 200 icdnotlivvcri případech Velmi : i I vcjc k závěru, že v průměrné galaxii se vyskytnou dvé až tři IU| i i,,|j;cnczi prvku kapitola SJ& , doidc sice k expanzi vnějších vrstev, iviak táros • ,.i n.ik.-nm snížení tlaku v |ádru cxpanduikl hvězdy, který nemůže vyrovnat graviucnl silu a dochází k daliimu hrouceni. Přitom probíhá zrnina proton,, v lu-iiitoii',. kieta při hustotách přibližní 10" gem 3 je též velmi ry-chto, takže konce ni On ptl uačnlho zhrouceni je kompaktní koule složená z neutronů -neutr,.,,'. , .1., n |„,sioiě až. 10" g cm ». Diky reakcím za vysokých teplo, přcdcha/1,,,,,1, , Jojiiovazejiclch bezprostředni explozi supernoy7 vzniká emise SIS . srovnáte In,.11 s encritii SIhikľ vv. /,/<,v,n1.u"-MiKto'i"' £ , .. .■■jsl enenlie ' „, ,|Ľ i velmi husu-imiel ini)i»vl"J' mail ,,,, ^yjwtarM ,irl ln„u- tapet**} „ •yMM i/. "p,.. rAprat tomu <***«..... ZhUlky supernov - Krabi mlhovina ZTbyrky supernov ismi rozsáhle mlhoiiiinc útvary .1 iieurr,,nilv. hvÍAiv. avšak podoznačením afeŇl "'A''"'''"' • r '"eraluŕe se nikdy uživ., /(t * S'.VR jupemova reiiinam se mini piedevšim >naJm> po/orovatclnj objekt) 1 ■ttbcf mlhovina. /aJc už bylo dříve uvaleno, typickým představitelem ic (Xr.l)v mlhovina Ml NGC19S2, zbytek supernové 7. roku 1054 Je to ujj/i.iv j obíS v souhvtzdl Býka o zdmhvém uhlovém rozměru -i'. 6 I pozorovatelní | ,n ,j; ' jvŕtefavmi JalckohleuV Mlhovina mi dvě složkv lišící se tvarem i i„„ l spektra: /. Amorfní {beztvará) mlhovina M spoiiiym spektrem, na klére prípad i no celkově ituemíty zářeni mlhoviny. 2. Filamemirni:vláknitá'mlhuvma s emisními čarami ve spektru í >ii intenztiv.i, typickými pro difúzni plynné mlhovmv . vrz kapimla Š.2S lV Průběh intenzity spojitého spektra amorfní složkv (ze vyjádřil svi |i ,, / kdy spektrální index n - 1. Světlo mlhovin je silni lineárne' n, i J "ľ "' Amorfní mlhovina je mimo to zdrojem intenzivního spojného r , ' "*no-j rentgenového a y zářeni (je totožná s X zdrojem TluX-1) Snelrn "' ,al možno mluvit o hvězdném větru, který je právě u hvězd s rozsah Iv tm ami značný. Do této kategorie hvězd patři například Be- -hvězdy, h- oálk.imi, Wolfovy-Rayelovy hvězdy, hvězdy typu P Cygni, nadobři ipek 1 n id O, B a M, planetární mlhoviny a zákrytové dvojhvězdy typu H I.yr.i: Oněktcr\. i U) případech je v dalším pojednáno podrobněji. K úniku hmoty z hvězdy doi někdy i v důsledku výbuchu, jak je tomu u nov a supernov. Ne vždy uniká hmota bezprostředně do vesmírného prostoru. U těsných dvojhvězd dochází k přeno.u hmoty z jedné složky na druhou. Únik hmoty z hvězdy, pokud se děje ve větším množství, je většinou jev dočasný a patrně vždy je spojen s důležitou, ale poměrně krátkodobou fázi ve vývoji hvězdy. 317 uno/Niv hnuty vyvržené bvtxdov de w«._bl. , ,. . |J^MÍfdCl» SĽ ľW""ch„ „balu. ťřcsnos, odhad,, no, ^ojhvíxd dos.d.mv wrta fonty jedni sU.ý.ky hód ncni velká. U některých trsmch nuly lu ' ,\l rok, kdežto " ,|cl«wskeiu> poéttVB spektrálních C-ar. Inten/.ita utčuic husímu a posuv rychlost i není s -, hodnu "'" ' lolM-u Ipekn áhu ifidy M približné 10 • —in •• A! rok. lež. expaiv/.ni tjefcr " ",|Vim ui/né, pohybuji se v nic/kb 10 ■ km s do 10 tm s 1 i více rl hvi/s' typu "e 11 M'ekualiii li idy H s emisními čarami a hvizd s obálkami .lícha'! expanzi atmosféry v pravém slova smyslu 1'zká absorpční čára je joj široké emisní čáry. Jde zřejmé o případ, le vlastni hvězda rotuje mno-Srt rvcldeu než. li obUopUJld plvntiá obálka, neboť emisní čára vyplňuje (c-šič £*{ čím absorpční. fjefrtfy typu ľ Q*»ä j vlo hvězdy jsou často řazeny do kategorie hvězd novám podobným jako na-. j! , ,, nibioucké hvězdy. N'ema|i však nijak nápadné variace V lasnosti. Hlavni _! ipcc ľ I '.vpni je hvězda typu Bl cp. Typickým znakem těchto hvězd jsou spek-' ,f,.ioniinaiici spektrum novy po vzplanuti. Emisní čáry |sou provázeny jim lľ| lovidajle""1 čarami absorpčními posunutými k modrému konci spektra. Absorp- v/nik.i \ csp.iiidvini.i obálce rychlosti několika set kilometru. 5.24. Wollovy-Rayetovy hvězdy \N'oll .■ 11. Rayei nalezli v roce 1867 tři hvězdy typu O s velmi jasnými a n ■ mi emisními čarami. V současné době je známo přibližně 200 těchto hvězd, terč podle objevitelů nesou označení Wolfovy-Rayctovy hvizdy nebo též \V bvé ' Emin 1 I- H- Clil, IV, N III a V p šiřce až 10 nm ukazují na vy- sokou p i plotu : . 10' K až 5 . Hli K a zíeimě vznikají v rozsáhle aimnxlěť rozpíná rychlosti až 1000 km s i. Podle relativního zastoupeni dusíku a uhl: /lisuji se \V hvězdy na dvě skupiny označované \V\ a WC. Svítivost ,ič 10' /. a absolútni hvězdná velikost se pohybuje v mezích -4,5" do 6,5m. Četné V idj jsou složkami spektroskopických či zákrytových dvojhvězd [například \ .',! Cyg), kde druhou složkou je žhavá hvězda typu O. Z pozorováni těchto dvojhvězd plyne, že W hvězdy maji jen přibližně l 3 hmotnosti druhé složky O hvezd), a tudiž maji 4 až 10 slunečních hmot, což vzhledem k jejich svítivosti je poměrně málo. Je možné, že jde o hvězdu, která byla původně mnohem hmotnější než druhá složka a dospěla ve velmi krátkém čase, začala opouštět hlavní posloupnost a zvětšila svůj poloměr natolik, že vyplnila Rocheovu mez. Z dvojhvězdy se stala tim polodotyková dvojhvězda a hmota z hmotnější složky začala 31» uhviek lunou vede ke „pretekár" na »M*u mene ....... hvezdv. kierá ic vlastní zhytkcm j'UV llvla rill n-.sk.u-i.a Jivp>»iť.'.i, fctefi Moptó ptct ■odo, U.v feM n**"** W*«1 P"*'>"'ľ"""" •dnt iclml hmolllľ .1 zh.n c O livíatfy. ípok/ada, íe \V iiiť/.ijj ,L. ' ,„iil ki'ľ" •PWpťnl <»rv |mu Ktnr ,.....,OH IMlfJlll -i».inch.. ,J|, „, VtlnOlk» vlwiwi.il di-kfc |r 1>,| 5.25. Konečná studiu hvězdného vývoje fých oijstivcich M Vyklad " yvvnn hvizd v pred n predpokladu, fc hmotJ nvaítf (tvezdj ■ se chova - až na výjimky r i .rJliychokoliioMiJocha/ikd^aici.K, «ÍH«I zaklad «fco dokonal, plynu, pŕcsnii: řečeno ektóuíwvfSw plynu /akmi/c . prulvJiu života normálni hvězdv dotdc ľ l«í™ "'"u k pXMtUpJH ,„-,.. nesl /ehkycJi prvků v tŕiši a v centrálni oblasti převládne napríklad ielezo, tepj(lra nirra pŕesrnupí niasiinitm, uJcinc reakce po/volna usijiaii a hvězda ..L. M|1(/ hroutí, uch/azuie, až nakonec prestane existoval fako zařičí hvízda. Z lohnte «.,. črmurélio /ně/drie/i,' ryvoic Jze .otidtt. že umírající hvězda bude nm malou ivftj \,im j lywfcod centrálni hustotu I degenerovaným plynem I yto hviVdt |M1„ s(. tečně pozorovány a jsou to ŕ/// trp.isii>i / několika pripadli, kdy bilv ttpaiUk -"i složkou i podlomení systému, l/e odvodu leiich limoinosi .. odhadajtatgj, u lze i dokázal je/ich vysokou průměrnou husímu .Nei/náiněi-im m,,,, i Hl? ri»f e :« > um tm v bribd typ« ľ" •*> H-i h|iVtl| ptmli»upno*n (K-K-ini m l„ ■ iwttku iww vymsti u Kvfe ■ It? «J Hi. V dbuhcn LdjjjhJ nv vi"1 .m i ii-s u-r ii. kť ,,h MtV 7i*ii um I«.- inininiiuii Llljt. " v v ich« ohlmii ípťktrui 'a L jim j;0 300 ľfj.Wu V SniihiŕíJi I a|,„ |-'' ■' Snu" í bil nnri/cil ji ,1.... * i.-y. srpna |'J/-ii, M [-.u i.-- fii.i|,,u rovnú kjniii..i, \ VliniiJ. ■|fi ia .m. I Kr-ihi mlliitx iíi.i \ souhUvdi Byk ľŕthiťui ti, Mleciu Juli.t liiní nWubj. Iíiinn iiii ah rf^u je suimĽk ših*kmtlil>»i Iwimorciu. V Adni íu-ti "i rj/ku je H lU'jfiitiviii k*i|m vy/naŕ-cn srnér kc li-iliktit krmu >ircdu a püflkti ■ rovník. AbMifhuiiLi ■ niťŕíhvczdiii- hnii ■ MlVím- dfáhj illlj terf by «ic*l "^'^ „. „perně uvolněn.v elektron mohl vrátit, ,....... ,em- r>* ''J P ,, SL. «,„,0 P«™» """JI tlak elektronů , j . Iľ" JE „pf! *** t CPOSí* CP19" í»r s Jí. Čími p,UW], MtoerM případě jde o neutronovou hvězdu, kdy při hustotě přibJižnL !Wskgm «5 je v centru hvizdy veškerá Jarka slotem Dřev ,u ii.cíuu, *Uy pn nustotŕ prihJižii-ÍIr>'skgni uKu vysílaných icc-io 7t» f°'"L Jech ne •lelšich než zl„im-k vteřiny V ' 1 -..isurv (tou roiiiiicl neutrunuvé hvfadvd"bí >e POWnen „,, ouliousirniiiiinickych lickvcnciĽh Vetmi mul"nl ™i/.<«rupné vx-ne. kletá |e zbytkem iv, wk....c. ' " "" /n4m> K případ pulsaru •"•riiH " "bVlk- P" ^'huehu supernovv , rnkll u^ieTZ Otr.SJJ. Zími „ Nit irpj'likv Madam m-uii" hilcho irpa-lii httUMt Jcscntrovme hvtaly. Dti huHot III"' kg m ■ xlc m ncultiinov,- hvrzás Klivki », ). odpovídali Jv6,na ruznvm pre.l-tavu,,- prubčh pojit l lianJrasckhjrim linntv ri" ■ľ v Krabi mlhovině je pulsuiici radiový zdroj - pulsar -n 0,0f vteřiny Tento pulsar byl léí. pozorován i op- kohka lety bj s periodou jedu r ¥- ,--- j - -■------ —---r lieky a v obou i i i perioda pulsu jc sterna |ako v rádiovém oboru. Bylo dekom i ■", llu/ov ani period; pulsu, což podporuj domněnku, iv pulsary isou ro i utionovc hvězdy a tv jwn opit zbytky p.:. (mi R„r.,v,i Kf>li>ci T (KJ tvářená cncrtfir na leJnolkLj plo.m [Jt 'm '1 SntMK! I / i '] Podii m.-ryu- tvorene i dtxíru llKi j/ llhhi nn. Vizmi™ jhmjumj hvězdní ve/ikmi Btihmetit.il mrzdna vcIdccHľ 10' u«. niti)- 5. 101» 6. lu" -1« Rychlá rotace superhustě hvězdy umožni vyzařovat světelná i.iuclná pozorovatelem leíté v době, kdy jeii polomer |e na teoretické hi St Invarz- schi/dora poloměru. Ovšem lakmile poklesne rotační energie i lů .vtu lim-ironniho zářeni (viz díle), dojde přece jen ke \ zniku ŕemŕ >ln ■. Před úplnvm zhroucením do stavu íerné Jíry mém je velmi rj h n načni pulc. Podle obecné leorie relativity by tom méln vyvolat ut.ivii.i.iu m . mělo hy doiit k vyzářeni gravitační vlny. Celková energie těchto vln muže i natelná í klidovou hmotou hvizdy, rj. M JO'- .1/ ÍJI. 5.26.21 (V roce 1969 Weber oz ' i ^*^»««« těchto v|n nepotvrdil 324 sť l,ve/da MCbOVÍvi i nutném hybnnsi,, „ „. |ľ"M"tdv.. » ......v,,. .s^hlus. K-sillíc prllmír ^j^l^IJtpeto h .i........,.......... ........ . "'" hvizdy k 1,1 v t,U,-l ivľ'ii o-viulute Hm- i.mknf... nv«Jv W o eni rychlou hoJnory . W^Z^lT^ J,.-;;^[:,v nil hran,.. .Itóibty Deb. Jjfcj „li;Vy £ vjvitli! na 1(1 km hmi.iniKi, Slum právě...........» •''•»•'>' ■»a!tnc,ickťmp„UTO\".'"'U,i,-i ^*FÍÍW ' ' .mi u. « nrkKtalŕ o Mn,l,.,....._.. ... - 1 . Kadn,vt. spcklrum pui- " nazuli', íe |J« v r°us'.u. n .viKhr..tr«nnizáfenl '''í^irunovc I.m-"!'- '"» •s-ltn. silně maKneU(:fe , . ^hvvzdv ,c -.-I- ' '« I . Pak za píedtK.wl,™-^ ^ ^nlät „.„ronov., „p.apj.je fl ^ Itl-T 55^5^*^ volnvĽh Ľkkir. >mu v nuRnt- tf/.i"-' kunsi., 'ty osa ||n;i;mi:i! ; niiir.uviukc siločáry pulsaru s periodouicdne otočky '"'"lU"i\ pohybuji ; ;! 11 '"""'km až >U0I) kmnd středu hvizd) rychUwi °* 1 rozumí se vzhledem k pevnému souřadnému sysičmuj. Volné elekuony K -vMla ' j-lastech p I .....au iako elekiruny reJativiMicke a jsou zahojem »ynchm- * ifc iřeni Po' změn polarizace ícdnoilivvch pulsu potvrzuji model ■ h itrcmnl tárenl ncnlemitován,, ,,ii,,pn: l'ion, icho intenzita kulisa v pe-která odpovidj perioJé rotace pulsaru Relativistické' elektrony vyzaíun f"****. ijujeli a ! ' i'vne zasahují pozorovatele v pravidelných imer- vúzkcni^ ,|iKih„ retlekturu světelného majikil. " c mapneo p " puls»rů muže mimoto urychlit nabiti éástice do té Mte dosahuji energie kosmického zářeni. To se ovšem dejc na úkor m,r>; , 1 . ' . /.a předpokladu, že pulsar jí homosennl totujki nitaciu cnl 11 ■ koule, plati MR i 5.26. y. Jesriiie Ŕ jekcmsiautni, pak změna energie je provázena změnou periody ľ d/'.r,„ dr i* ■ MR'ľ J/' dr (5.26.41 Pro pulsai \ľ 0 ki.ibi mlhownč bvlo nalezeno prodlužováni periody pulsů přibližně I 10 den 1'ťi hmotnosti .W - l.lf ., polomŕru R - 10 km a P 0,013 s ie iibuck rotačni energie 4 , 1031 wattů. Tímto způsobem získávali energii volne cicku on v, které ísou zdrojem synehrotronnlho zářeni Krabi mlhoviny. Pulsar v krabi mlhovině patři mezi velmi mladé ohjckty. Vznikl před 900 lety a teprve za 1000 lei -c perioda otočky prodlouží na dvojnásobek dnešni hodnoty. Pulsary s podsUtot! deKi periodou jsou mnohem starší a změna periody je menši. Stáři DCJpomalcjlii h pulsaru se od buduje na I0T let. Obecně též plaU, že mladé 3Z5 roiufici ohiek" n _ ^,r,„Jv M" > ,„ ,, | yio skoio ,-dk.M. a***" 11 •nit"1' jokonv mrv ..hvčzJ.'iŕ'-1' iiko* « ueulo'in' :Jv, ledy takými- 1>V S.Ja". ModVI tiLiiitornn,. hvíulv l"mt.l> Iní/d, ,.,,„, pra> JiroJoNií Tnu .-,|,Vj ■■l-c in» m'i»l»hiiiií>ll udm Poj MÉMU ilupkou M Hán aminu wrtkupuii ,1.. i»v,nc rnti>k\. iol» icplnia lam ic p(j. hliinf 10" K a ctcktranovf piv„ ic Jťitcnctvvan (vniva a). Ve vítil hkiulHť elektron, vnikají Jo proliMiu a > . . '.. . li atomů K xvvíuk rwiéei nt-uiniiiii V teiií rirtien hlouiikj.ii lémíí t-lcťhnv (MlMO) » protuny vytvoří neutrony a laika ^ zmím v ncmrunuvoB vupr». lekutmu otitasi h nrlMi neu-umovou miiiku uhiait cl. Jidn, jc ■lorcno tc UafaQalCat! velmi iíik>xh táilK In i'.:Ti»tm' Struktura vnitfnuh ..i -i (u.u trnmivyth h\'éíd ti n,utrunovi mritkj ■ bypcrntune ladroj ^ ttalc letlí prcvlmti. Neutronová h» ÍZda magnetické polr 10* Tola. případ; Majtnctidut tna i>' wiuhUtit i otou i ' ic v lakment pi aiaenri^i" rotator. kicr. u tařrai a urvdiluic a**-* v ot... mcuWmu Juletaou uk.hu ...ii.ii. kinctK do nHitntotKkV" kou <•**•• r*™«>"c ^°m7' 'ľ,4''' „thlmt. Spoluroiuil.i iokuac. a »lln* n< n 11 ti HUľ.i nennnfl hvczila íim |>oll 1 I lil- Za predpokladu, že velmi mlade pulsary maií dobu rota, e jen Bii ■ und a dostateční tasní zaŕl i ve viditelném oboru spektra, bylo by možn. u, že budou pozorovatelne tam, kde nedávno vzplanuly supernov \ H\ I 51 galaxii, ve kterých v uplynulých ski |elech byly ziišiěnv výbi Avšak pres velkou citlivost aparatur nehvlv zjištěny žadne rychlé v těchto objektech. Pokud ie neutronová hvézda složkou trsne dvojhvězdy, muže bvt zdi v rentgenovém oboru. Zdroj pulsů ie v tomto případe hmota, ktera na i hvizdu proudí z hlavni hvizdy a dopadá rychlosti přibližní až I oblasti magnetických pólů a vytváří zde velmi horkou skvrnu o teplotě 10« K .1 Offm rentgenuwm pulsarem je hvězda HZ Herculis, kletá |c totožná s ,, „ovvm zdroiem Her X-l Je to dvo,hvřzda, kde ledna složka je hvězda na hun nl po.loup- tind ai, že bráno ci nov. tnen) ; pulsu ■ .novou kdežto drobil -lôžka |c neutronová hvízda. Průmět normální hvězdy ic ph-j 10" km, neutronové hvězdy 20 kiu, pulumír oběžně dráhy V. 10»km b,,/l"!>iw doba I-7 dne Pozorováni vykonaná rentRenovvm daleknhledcm I výšky ' Lili nad zťin-kvm povrcliem ptok.i/,il;i vsia/m,u tmw lemcenuvého zářeni .nuslí, ěáru1 na IrekveiKi odpovkakilci encipi kvant Si keV V.nnsi |c možno " L'.|lu iako cyklotronoví záieni vznikaiki v matitieiivkem poli 1,7 . KV T. S o , irovanl pul-at u má znaínv význam i pro studním mezihvězdného prostředí. ' vé lo/.dtlv pulsu \ různých Irukvcncieh jsou způsobeny rozptylem signálu na 1 Js". i, ť|,.| nonet li Byla tak odvozena střední hustota volnýth elektronu v mezi-V'" hu' liinoi. V o.otl Lin 1'ulsary |snu pozorováním prokázaná konečná '1N li'i íívOta bvi wtoého telesa |uiak )e tomu v případě éetmeh der. *1 • hus duk.i/ o existenci černých děr by bylo možno získal pozorováním gravi-,,, „, pal nď b) bvlv složkami dvoihvi/dy 'analogie s obtevem bileho ^ Sl,., B i !v huli.i-lôžka je normální hvězda. Je léí možné, že cxisiuie "'MS i kds docil a i dokonce k přelekáni hrnuty z. viditelné hvězdy na černou duu okmořed 11 Iriiitkebo poloměru dosahuic tak vysoke leploiy, že dojde l>U" ľi', . X a zářeni Prolo některé icsně dvojhvězdy, které isou k ""'^I ... .i i iik'.'i k.mdidaiv na mul souputníku černých děr. Avšak lehlivv pozorovací důkaz. 0 existenci černých děr dosud chybí Koiicčiľ. itnámo nvczi příliš nes • možno sled. s uhvŕzds I Z do-a ných laza Hvězda -.1 2i. 1,4 1,1 U ■ luězdv závisi tedy na ieii hmotnosti. Nejméně je po teto stránce h s malou hmotnosti, pro které sni konečná fáze bílého trpaslíka I akt pozorováci podklady chybí IcstUže vývoi hmotných hvězd a diagramech spckmuu-sviiivost pro hvězdokupy, není lumu tak i Si.o nou priliš pomalu ../H..-I .i i- wvon hvězd lze sestavu náslcduilci schéma závěicč- ivězd. planetárni mlhovina ' ,, ...l-d.im.i /it.ii.i linio.v jaderné v {planuti uhlílui malá nebo žádna ■nata hmoty gravitační zhroucení bily trpaslík bily trpaslík žádný zbytek (, ?) hvězda se zcela rozpadne (?) zbytková hmotnost • 2.Vf0 neutronová hvězda zbytková hmotnost -2 M0 černá díra 327 *******hmow meziplanetární. <** Možno Bhn* " """ľ.',..,,..,. Mdlí toho, i I ,..„, nrwroru tvoři rozpolena l:»ik.,, hm.«y l'k"M,1"i.!; ,,' , ,»h.....velmi majýd, ícJv ieJnoíhic elementární Cj^íikw ju-u... , rozmčrú Možno mluvu o bjpoOÍ mrfyhllCtrffltfi Cxrkumstciérai \ blizkěm hvezJvK mezihvězdní- j mezi^jLikiukc, podte toho, i ,;ikcm prottWtí zj tl ' ' fifiU vlastnosti a je vhodné ic studovat oddělenu, s kdv? jisti VXijetntttj P^CJ* existují. Stručni zmínka o mczipljnetarni hmotě fc v topítoMctl o pjaq gtMtiaa. í'jiokjpitolj ií' \ AbokAm ■ \hradně pfotflčotůtD mezihvězdně t ! -lfriír" mezigalakucke hmotv ''' '' tv> Existence mezihvězdné hmon me/JhťťzJnvtli niMfien byli Htfnwod johWv P-P'~ P-",r;"l-'m „I-rn. prach.. rozpuh.iK.hhl"*Wl rrfdd ^P^^Zh. velká rnlhown, v Oridnu služku £«^I^P5^a^"B2^» . okoli Plejád Pra.,,,, ^£rfl£ prachová riott. rrKzihvízdnc hrnou ,p,.....noc .deklu ni ,,,,„„, ízdálemvh hvizd. na tvrtirm mlhoviny obsahující pJvn více než 10 atomu ni , kožené z prachu. V obou případech jc primární příčinou zářeni zarení blízkych hvizd. Uemunich mlhovin ,ePlvn mlhov ,,u ,.„,, ,, Z^LŤr^l"™* mczlhvfad"th« P')'"" dochizl k ÍSŤ/ m^d^k«»Pul Cdmie. Nap,on tomu jotu'1" 1 , (v „e'.lil dostaiev né imenzivné > oboru krátkovlnného zářeni a plyn h ,koli /ii'i.n j pi.ikiickv v ncuiiálniin stavu. Nicméně svít In hvězd ,c roz-v P" „ , ,„... hových mezihvězdných čásneieh. ',IS. k" I ľ' s nV*"'v '' svluvosii vítš| husuua mezihvězdné hmoty, pak ' " ' \, bod jáko siaha letlcsjíi mlhovina, nebo i jako mlhovina emisní, icsiližc i' '"" '.\,|,iii. i ho z.lv >' .losiauvné vvsoka /.námá mlhovina v Oriónu |e lypickv '•' ., n o iv vedie cmisiiicli čai ,i spojného zarc-ni plynu i spoiite pŕipas • .„..léne na prachových mc/íhvézdnvch čásuckh zářeni nvw Mezilivčzdný plyn iiie/iluězdneho plynu mimo plynné mlhoviny dokázal „ž „ku ivďl ll.inm.iiiu. klerv prvv pozoroval mezihvězdné čáry ve spektrech spektro->kopicks.li i \ lakovém případě lze mezihvězdné čáry odlišit poměrně ,nadno od čar hvězdných, neboť se neúčastni periodického posuvu způsobeného dopplcrnsskw m-.inmi čai n.ilcžencim lednotlivým služkám příslušné dvoi- hvézdv piot, ■ hvi,i|i mezihvězdné čary označovaný jako čáry stacionární - nepohyblu ítvni mezilnězdnc čary s ohledem na nízkou teplotu meztlu i k minimálni, a mezihvězdné čáry jsou tedv velmi osire, čímž se i, i-bie odhšu od ro/šiřenych čar hvězdy. Ve vizuální části spektra |c m».-i Rl oval přibližně 50 Sad naležeiiclch atomům a molekulám, li |ií. neuti ,'iii/,n.iiiMi, napr, Ca, Ca', Na, Ti , K. l-'e, t'N, CH, CH So: ii , .u v ionizovaného vápniku Ca a dublel sodiku. Některé ahsoip. io ; .pnkla.i pas,. šiřce přibližně S nm s maximem kolem W nm, isoii zreiin- v • pin udil, ale nelze zatím uspokojiví vysvětlit mechanis- mus ,eiivli IMv uavižem irdnak velmi složíte molekuly, jednak pevné částice piko , 1 1 absorpce svěila v tomto pásu.; V mnoh i | o ismu niiéisielárnl čáry rozštěpené, poněvadž vznikali v jed- notlivú li i , ict.1 nia|i různou radiálni rychlost vzhledem k pozorovateli. Ekvivalentu mezihvězdných čat stoupa se vzrůstající vzdálenosti hvězdy, icdv s,- ízn i drábov paprsku mezihvězdným prostředím, což nasvědčuje, že pivu •,, v ezdnem prostoru rozložen téměř rovnoměrní a jednotlivá oblaka možno chápal pi c jako misinl ikikiuacc v hustotě mezihvězdného plynu. Kxistcm e mc/ihv čzdných absorpčních čar nasvědčuje lét tomu, íe mezihvězdný plvn k chová jako i.»/š|řcná hvězdná aimoslcra, ve které je ovšem hustota záření značné mou i 11 < č/dne záření jc silní zředěno a lze snadno odvodit faktor zředění 329 o ir r nalltm***1 li" kde * ie po'""* "^V""*. - inj tm. P^* 1 Slunce -7.1« km. i .n> 0414] j lis ni ■ km. A' rWi-ii.ľi ' v-'p^erú tc-J, bude hus,..,u /uf„„ . „v miioslcrc pru.nčrnc hvězdy. Inrii-gutoí men-i "<■' „nalhal lak. iak In probíhala rp^^^^ v„r„kV,, ,Zu ,i—-» "P»* CJ I™ 1,, .Ib-Pčmch ča, ncuuali,...... niku li I a .omývaného Q " • ^ ^ ,jtl, v ......oslera. h F hvfzj Vy. jtanfea* le pumí-y "1"-',Ľ,."'"i.„a. |0> 1 «ra«f n . prirnl „,,„,„ imidelu .u»""i vodíku, gnerftiickí rnztlil "kou lik-Jin j,- vclini iiuli 1 ľisvhod „en mnu /njni.n.. rfenl Snu 14» mh • 21 0» Pravdŕpodol-1 hodu z horní hladiny (kterou pro zjednodušeni označíme F 1) do dolm i lze určil velmi přesně z kvantové mechaniky a vyvádfcna Eistcinovvni • m je .■),„ 2J15.10 *i ', coi je hodnota lÓ--krit menši než pro dol '•. » optickém oboru. Jde o typickou zakázanou čáru spravděp-d lodulO l:s t|. icdcn přechod za 11 miliónu let 1. Excitace do vyššího str iieinnvmi srážkami alomu. Při průměrné hustotě přibližně 1 vodík.....n na era3 dochází zhruba k jedné vzájemné srážce dvou atomu za 10- až li' 111 zářeni na 21 cm neutrálního vodíku )e pozorovatelné při velmi mak exchovaný atom je velmi dlouho nerušen a přechod do nižšího enci. tavu se muže díl opět jen vyzářením příslušného kvanta, neboť chybí jakí 1I1 líné konkurenční přechody. Jestliže ledy například ve sloupci 0 základné I telce I pc 3 . 10'" cm a hustotě 1 aiom cm :l je alespoň j atomu ni .lo \ vššiho stavu v základní hladině, pak je ve sloupci o délce 1 pc přiblížil. 1 • atomu schopno vyzářit kvanta na frekvenci 1420 MHz. Jestliže životni doba mho ■ i.iui pro každý atom jc 10'1 sekund, pak z tohoto sloupce je vyzářeno přiblížil, Ifji" 11 10' kvant za sekundu. Z toho plyne, že rozsáhlé oblasti neutrálního udiku mohou spojitě vyzařovat poměrně intenzivní emisní čáru v rádiovém obal u spektra na vlnové délce 21,1 cm. To bylo potvrzeno v roce 1951, 331 m.é/Jncltoov.,,.afl,,ho vodíku, a„ ,.kv/|.i'í"jcn,'>t' ""''!.,„■ vclmi "-"ne inl......ncc neje „„jtiilM zľ pozorovaní ,,noniKKJ i lial ,s"' vlnové ovlivněn" abst >r In, Klidu"' prací prs c /arem i ..foikoti BW •/i/H'ézc; l cm <••"" .„/ vodiť" ■ch m račen 1«' veuru jstjtnc ........"""iijiti ,„ie h- relativné značne i'.iih!cd,)u hmorv a l" ' uSl,|,cns ladialtiini rohvhCrl ' ^""'Sfenieni. pravěk, ako pioh, , /ivvch >-ar „nerech >' rOT „ruím/niM' vodiť' podávali v da/ckem ^^ukazuiíkmcma,., J Pndrohnosl, v,z vkapm-lc ~1i iediju,. ;„va iLVirrohl itudovanj v různýd, . ... „|ir,., „ rozloženi a pohybech oh|!lklJ ,ekc vhoinoMi hrnois .1 |cn roxIoJeaj 1 struktuře c hrfaxie I sin „kulí Slunce. M* .„onuM- ledootlosv ain,n„ vztahu pro h UšVOCa* oupďi exODiCC aiomu. ii. cní relativního (5.29.13 I a ;c;;s:r::r™",«'"'. hlk ,1,07 K, a tedy dosazením piishiStn , h hodrioi I, tedy fi W ; flodmna ,e,,kož kinetická teplota mezihvězdného vod. J^eiiděhscčiviic.jev-ždvveiMnezO.O, I- t M bude mínu len nepatrne s teplotou mi vedeném vztahu 5.29.2 má 7" význam tzv. spmové tepl. momu vodíku, ľento vy.sokv p.. odiku kiera určuic vz.m mnou rych-K, lze očekával, že 1 1 *'■ r j ■vdného ■'•J Ve vyi-aiornu ve Při srážce e iak stát inou elek-ýt ľ o tet sražciicícri a pomer «1 (h nlrau-iVensím' ífm stavu í F U bude tedy 75 ™ 1 nJprekvapupci, neboř ien malá čas. kinetické eiici, atomů spotřebuje na „přehození" spinu z F na /■ I. Mi v důsledku magneucké interakce mezi obéma atotn.v, ale neicasten trenú mezi dvěma atomy. Výsledný spin po výměně elektronu mu nebo F = l. Mezihvězdný atom vodíku mění vlivem srážek hodnotu/■'přibliž: | 10- Jet (což ovšem nemá za následek vyzáření kvanta), nicméně přece jen pi qí jednou za 10; let dojde ke srwntánriimu přechodu F 1 ■ 0 s vyzářen i islušného kvanta. Jestliže volná dráha atomu se vlivem vyšší hustoty podstatní nší a počet srážek za jednotku času vzroste, pak ovšem změny stavu v základní mě vlivem srážek téměř zcela vyloučí možnost záření na 21 cm čáře. Exdtace vtidiku do stavu F = 1 v mezigalaknckém prostoru, kde ivdépodob-nost srážek atomů je nesmírné malá, závisí na absorpci rozptýleného ,reni v mezi-galatackérn prostoru, tedy na ději, který v Galaxii pro tento případ n ni významný. Jestliže zářeni na 21 cm prochází vtxiikovými mračny, může h\ i absorbováno, a může tak excitovat atom do stavu F 1. Avšak může též způsob, i přechod do nl,;i hladiny a k ľuv"dnimu kvantu se přidruž! kvantum , , " . „ izv. stimulované zářeni formálne hy i„ k„i lU™°** > druhém případě ,Jf ' - "»* mi«n„ pop,,, j;rk„ „epaioni á.:i0- Určeni teploty a hustoty mczihvčzdnýeh ohlaku jelikož meloda určení teploty, resp. hustoty mezihvězdného vodíku plastech || | |e velmi z.aiimavou a lednodueliou úlohou, |c vhodne |t zde ve \ „ě-nosti popsal Vletená intenzita / emisni čáry na 21 em bude dána rovniti pícninu zářeni, klěrou možno nnp-ai se formě /, BÁT) [i - exp(-T,)], (» 1120,4 MHz A») , II T ie ľl ,,,-k.o a funkce pro leplotu 7', kierá v případě huzeni atomu sráž-■ urěuie lež pohyb icdnoilivých atomu ■|de tedy o teplotu kinetickou; a t, je li'","k- tloušťka •••ti! oblasti. Vix měřeni na nizkých frekvencích možno použil IUyleiíhoVU" Jeansovu aproximaci, neboť h> ItT, kdy platí, že B (2r* (?) k T, eboli Pro opticks t!,, i'iostŕedi li - , - V 1 platí, že /, H.. Pro oputkv tenké prostředí r I bu I. i latii / lii, nehni c' - 1 r. Z toho piyne, ic pro opticky tlusté pn dl lze přimo z intenzity určit teplotu, neboť /. - r-T. Skutečné lze nul t 'řipady, kdy pozorovaná hodnota intenzity 21 cm čáry vodíku dosáhne určitého ma ima, které si zachovává v poměrné širokém rozsahu frekvenci. (Rozun vsem, že čára |e zde rozšířena o hodnom \r dopplerov-ským efektem. e odrážejí především nepravidelne pohyby, např. turbulence apod. i \' m připadě ze změřené hodnoty intenzity plyne teplota, která nepřesahute I oko častě)i však nalezneme případy, kdy oblak ic pro danou frekvenci opi i , a iiidiž. platí, žc / Bi, kde t nJL / ic dráha zorného paprsku v opi in oblaku I y., je absorpční koeficient, který u 21 cm čáry lze velmi dolu ai pomoci kvantové mechaniky. Absorpční koeficient ie zde 5,45 .10 11 n pro icden atom. n. lineární absorpěni koeficient je dán vztahem y.i\ 5,45.10 N [cm 'J, kde N je počet atomů v cm1. Jestliže teplota oblaku je T, pak ahsorps ni Koeficient je v dané frekvenci zmenšen o určitou hodnotu, která je přímo závislá na teplotě, neboť jestliže v každém intervalu radiálních rychlosti dr je .V ■ časiic, pak pro malý rozsah teplot platí x;\ 5,45.10 13 N(v) t. Jestliže t . ,/, pak pro opticky tenké 21 cm čáry platí /,, rB(T) 5,45. 10 IcUt, (5.30.1) 333 i bií tedy -konM.AV [cm-]. (5-3»2) i orlmo souim .V/ iili P'>čci LáMi,. Vc ,lniI. a pro ioien/iiy Pv" 1 »W*■ ■ .j. hus[t)„ plvnu Jost.itec.ic s vlk.,, „„.^ ph-n.preJevimHeJvcoJI ^ ,v:lt ,,ko SV..... mlhovinu neb,, ^ fJXÄS^S, snimcch Oblohy, pof„env.h .,,dnvmi se projev, na/"^uľlr^lrtltó ohlasu Souhrnně ,e nazývame ohl.,s,mi H „ komorám,,,..korozsáhle ^ ^ Protrs> ku.,, y^ « rem 0Wir.u H N Ml liz r • 0| , oblasti /., hranou Lym' 13 5 eľ Absorpci zarcni o Unms ocicc . \ '->ma- „ovv sénel je neutrálni atom vodíku ionizován kazdv .ihso, l,u „, ,, /f|. . . (J,5e V přispívá nejen k ionizaci, ale též ke kinetické ene,.«n v,.lm. • ■,Vkir,mu. r/volnéné elektrone ,sou však okamžité zachycovaný ionizovanými itomy. Re_ kombinace iomzovjných ohmu na neutrální zpět do základního stav u na •> ví s nepatrnou pravděpodobnosti. Mnohem pravděpodobněji nastane rej -uce po* in^ými přechody z vyšších hladin na nižší. Přechody elektronu h hladin na druhou hladinu mají za následek vyzářeni kvant v čarách Balmei ne, tedy i ve viditelném oboru spektra. Jeden z nejpravděpodobnějších přechodu má za následek zářeni \ cnti vodíkové čáře H„. Lze předpokládat, že každému fotonu vyzářenému •. 7; pfea. cházelo pohlceni fotonu hvězdného zářeni mlhovinou v ultrafialo i spektra (ti. i = 91,2 nm). Jestliže zářící mlhovina pohltila téměř všechno fialové záření ozařujíd hvězdy, pak z intenzity ěar Balmerovy série vodíku měna pak z intenzity čáry fía - je možno odhadovat teplotu oné hvězdy In:. Planckovt Jrfivky v ultrafialové oblasti pro teplotu černého tělesa rovnou tcploi ězdy mus'i být limérný energii vyzářené mlhoviny v ff„. Pro tentodéj platí ovšem i další předpoklad. Počet rekombinaci z. Inotku času l>^0*°™°*™ 1*ůmétnýpočtu volných elektronů v tomto ob.emu násobe-Í^ÄJS j»V Planém P,.....,di, kde ,e ^pc^trLmbittadT^ V°,ných eiek,naA Nn <™*vcm>) B StrmL^^i , ' Nr ,c P0"< ™lných elek- ; Str0mgren toh«° Principu dospěl k závěru, že intenzita 1 úměrná mtcWál„ I -V dr . kaž I* ",lh"v'"v I N d S.11.1, ■mu- on'ou tntefrace je provedena podel zorného paprsku kicO a***\ j. hodnOI tohoto integrálu 1« odhadnout hustotu volných elektronu ř*^[j [| Ukazuje sc. Je střední poéci volných elektronu .V, na cm1 v ,iblastCt _ )t '■• i< — cl neulrálnich atomu v ob- l.o ----«. ,...svi volny, . ^ncj.h mlhovinách »C zhruba sic)ný jako ppie i •j**7 || | i, |0 64*til 1111 1«" ' jasných mlhovinách, napr. v Oriónu, jc Us,cch Ll„ .. 1 o znamená, že v oblastech ionizovaného mezihvězdného plynu N . ' .,an\sl» clektionu zhrub., stejný iako atomu, a tedy, že prakueky veškerý ief ionizován lze lež odhadnou, elektronovou teplotu v oblastech B 11: vod"1 I ^ klťrj je osi.itně i mnou teploty plynu v lichto oblastech. i elektron ovsem nemusí býi achycen iontem, ale ic pouze změněna ,eho " ' ' mor DOhVbu V takovém případě ,de o volně-volnv přechod, klcrv má za rľCB emisi spojitého zářeni, které je nesmírně slabé v optickém oboru spektra, n**'e 'natelné v oboru l.vntiinclrovýeh a decimetrových vln. Radiiiastronomicky (Viak . ,hI,ic zářeni vz.nika,ici volně-volnými přechody v ob- utožno sKuicc listech LQto zafcni y dlouhovlnném oboru spektra bylo možno radioastrono-k'onK c|m., -i.ik.ni přechody v atomu vodíku mezi sousedními hla- niick> 100 Podobně na decimetrových vlnách byly zj&- S^bdobnéemi ovlttaild precÄOttm n 160 -159 -158 -156 V'vznam léchn zastoupeni mezili' lze mtiž linak i vesmíru má značí vzniku helia nu OlltMhCIli II i! I "lavne v řešení otázky přesného poměru relativního vodíku k mezihvězdnému heliu. Mezihvězdné helium - ně pozorovat. Pomér H'He ve volném prostranství ve in pro kosmologické otázky, tj. zejména pro řešeni otázky c/d. ' . Strooterenovy polomery Ĺ pozorováni jc známo, ze svíticí oblasti H II isou poměrně ostře ohraničeny. Aby mczihvé/iln iil . c viditelném světle, je zapotřebí, aby v daném pro- storu bylo dostav ,ch kvant, ľbytek ionizující intenzity zářeni je úměmý e ', kde optická I • • jc úměrná počtu atomů ÍV, účinnému průřezu EU ,f, re*'......... tňatcJruM —:ul,,,ai'" K SPÍ5« '*,,»„ ^'^S»......««*•"! " ,,,,,i,z.,.c :..onu. vodiku vlas,,,,,/;" Irin t****' u.Jv Mimi kinencke aur., fauni MÍM ^ m)h„v,nv. _ ""korr,^ fcnim mlhovin.,c u-á^nKrn.,..........- Udgj ^ Ha***. (,m,,j. Poěer fotxmů, ktcrc mlhoviny wzan .• ledqortovefco ob|emu /.i jednotku ^ viditelném s^tle,epřiW/iní íAWVi *.V. jestliže ie v takovém objemu r<)" Vc mébrf $orr, dochází r něm toučasnik ionizaci. Prodalii úvahj ie nutno , Vs- |fc j,,m,i. že r ionizované mlbmině ie volni dráha kmizujicich foronů mnohem T'*' než v mlhoňnč, Uc je vodík převážně ľ základním smi ir |,, . 1 Jclši pochopiie/nr kvanta In fí,5cV (sou pohJeována pouze n,-,i , s"*ín» Optická hloubka r pro ionizujíci zářeni v ionizované mlhovině bude ■ i ■ tttl-počni neutrálních atomu v základním tavil \ ai.set n3 Je-li F. tok íomzuiicich kvant vysi/anivh hvězdou ,> poloměru /,■ v%.. ■-jednotkového prostorového úhlu na povrchu hvězdv, pak ve **eBJJda ve vzdá/enosů r bude tento tok váném mfag r" (5.31 3 kde, ,ak patrno, r'- je faktor geometrického zředěni zářeni / stavupocernovéionizovaných atomu vodiku za sekundu v jedr T**» rovná počtu rckombmad v témie ob,cmu za tutéž dobu. tedt ' ' 'Ľmu * OUf, „,v,7/. „v ä kde A', je počet volných elektronu, .V počet iontů a \ nim stavu, tedy těch, které mohou pohlcovat ionizační . r mlhoviny o polomeni r je řil.l nů v základ- ioni/,i,'ni .•.,„. t Iptická tloušťka r I A'i" dr, dr So: dl Z kulové vrstvy mlhoviny o geometrické tloušťce dt se vyzáří .kundu tolik kvant, kolik v ni vznikne ionizačních procesů, tedy xN.NAir-ár 4-iRhF.e ' d r . (5.31.5) AUV, A" a 4.-T/?--./-. /.., Jelikož • (VÍtiVO ,i.lik InězjN vv,ad,c„ápauvml,mmu . .l:„lMÍlll v,.„.„ ...I. Wí I ■ »»•—-— - ---------1 v základním stavu, pak * IV"' sd"Tnv i„ni/ovat neutrální '•V,4.irdř y c ,dt |V-rl kvj.il I je, |ak už bvlo teceiu) drive 1 i^M.fi, . podobě kvant nirsi enernil odpovídající oWatótÄľ mltl.i,vmi>1' » vyzářen ?.c poěel kvant )c, iaK |tz. hylo Feieno dHve „i ř s ' ......IP"vklajicíoblaľr, 'ľ''^1'a vvváíe,, tC ',,bl^'v,ditdnéhosvč,la d obmena, Jv . Tirana fOVňiCť znamená intepravt přes celý objem V mlhoviny a tato rovnice dřuie v podstatě len to, že cely proces absorpce a emise v mlhovině ic v rovno-V\'\ Jestliže ' " iodKinér viditelné mlhoviny, uvnitř kterého prakuckv všechny SA\ims vodiku V jsou ionizovány ít|. .\'u ^ N. — ,V,.), pak plat i, že * /.. 'nr^Nř, (5.31.8) čili , -. |j r. .-V . C5.31.V), \ 4r»xNi, ' tabulka S./60 Str*m»Tcnuv i>..iomrr ,, pro hvfady rftanjdmpi^ T lim u 80 (Mio 60 OOO JO 00 Hliioo JO Oni ■ 25000 Jo o. IS DC Sn parseku .V, ti tl 24 lh «.1 5.V 34 1.1 tabulka :> tt;- foloměr oMaati „„„vaněho vodiku v okoli hvizd různých .pektrilnich tříd pro .Vir I atom vodiku em J Spektrální irida • isusvle Spektrální třída r tparsek os 140 III 17 Oft tlil B2 11 07 H7 Bl 74 OH ftft B4 54 ()'j 4ft B5 5,7 Ho 26 AO 0.5 337 kici i je v podsiaié vniiŕní Hatí .iln došlo k lliii-rcĽcnci xm* ma .-Mníh.. f......,vm,',ln,iu'v','':,kí), hwafěhn červeného -hr... w/aŕiuc *>•*** W cxpanJuiici ohalkv iv • i." poďohnv vzplanuli ,,o\\ Ke v/niku rl,nc.;,r,ml, mlhovinyeJe '^J.^. Ji)K. obHopenii „,1i,,,,,,, Napríklad Ňom Hcrcate •' '"kw 1 '/ .„jj.ovmč. Zdi M vlak, íx „kovy prípad nm, pravidlem ..„„.nim spektrum galnkiickvi h pW planetárních mlhovin sc pooi ' J , , .. ,.k,„, nrin:íili-i li IT,_____ Spektrum pi ich mlhovin, nehol mechanismu l zářeni ie ohJohnv v ohm prípade, h Kronu .. neutrálního a ioni/ov,neho helm vvskyiiui se ,:Je zakázané záření mlhovin v blizkosii žh :jr JoTr nijľÍNČ in. Vi « «n typické pro """inch hvŕ'J Kinetická tep lota planetárni, h mlhtJVia ,„,. "r |0' K. hustota -10—10' časne cm 't. Presnú eletan-o* teptooO /■ mih(,v|nJ pil/1„ln, Il)/|Mvll d0 |lrii_ maly počet. BAĹMEROW I ŕ* /Vtf HRANICE H§ I ty ty -^^^...........„ ,.......nlhB. 34t < ť,iit.ilm hsvv.la Hit vvi'-uioii peku,mi iypu O nebo W a i když povrchová . |«hVC7.slv levvsoká v 10' - IS It)' K ,,svluvosii am hmoinosli neodpovídá u'\'„ ,|iiiui bvé/d.iin O nebe li'.iv,I,,,, Wi.llovvm-Raycuwvm. Podstatná časi /oioli" ulnali.iloviho /.inn, hvězdy se v inlhovmč pohlt i .i Of* sv/.iii. ",U |ti vc M.linliK ohlasu speku,, Odhaduje se, že hmotnost lěchto nuler planc-"icll mlhovin není vítil rtC3 1 M Hmotnost Vlastni mlhovin', nepic-sahuje '""-"u I'l.inc.u tu inlhov in\ .sou v I ialaxn konceturovanv V .lískovém podsystému i |o/lo/cnv podobní tako proměnné hvězdy typu 6 ť.ep, avšak vyskyiuii ' ' "•' siarv.h kulovvch hvězdokupách /.řejmi ide o objekty, které nepalři výrazně ,C' k mladé, ani k staré složce t.alaxie. ""pi ineiární mlhoviny JSOU z,Iron i.idioveho záření, |ak bylo zjištěno alespoň u těch v..„ I, 1 oto záření |c pí,-vážné tepelného původu, „epasncisisn UM Mezihvězdný prach lak nz o tom byla zmínka dřivé, je v mezihvězdném prostoru vedle plvnu i»'P i • 'ilmvdm prach. Důkaz v o extstenci mezihvězdného prachu ,,, ,u lednak l i mračna zřelclně se promítající na vzdálené pozadí slabých hvězd nebo i svit, mlhovin, jednak úbytek četnosti slabých hvězd a zécrvenžnl jejich světla. Tyto efekt) ' ,:..utiLci světla na mezihvězdných pevných ča-ticich. Roz- pi vleni na mezihvězdném prachu se prozrazuji rtflexm mlhovinv na- příklad ví' Mezili- i ict rozptýlen v mezihvězdném prostředí, avšak hustota časiu i- ľ iivvnuniériia V hustveh oblastech )e počet prachových zrn 10 'cm relatívni „čistém" prostoru přibližně 10 1:1 cm ■'. K určeni vzdáleno .éru prachových mračen je možno použít jednoduché metody založené na m sčítam hvé/J určíte magnitudy v intervalu \m. Jestliže N(m) |e po., hvtzd zdánlivé magnitudy v intervalu m \m do ui \m m zvolencin i ' ,.i.oi pult. pak závislost log Ni nr na M by měla být poměrně jedno-diuha m funkce viz. kapitola o stavbě Galaxie). Schematický růst log N(m) se zdánlivou magniludou m ie naznačen na obr. 5.38. Podle autora, který popisovanou meto , použil, nazýva se tento diagram diagramem Wolfovým. Jestliže, sčítáni hvězd ic provedeno v poli, kde ic jen nepatrná celková mezihvězdná absorpce, stoupá skutečně hodnota log \\m) rovnoměrné. Naproti tomu v oblasti kde mezi vzdálenými slabými hvězdami je rozptýlena prachová hmota ve formě oblaku, dochází na přímce , přesněn řečeno na křivce) vyjadřující závislost logiVwi na m ke zlomu a průběh závislosti od jisté hodnoty "ii je méné strmější. Po dosaženi jisté hodnoty zdánlivé magnitudy Mi opět strmost závislosd vzroste a směrnice přimky jc stejná jako před zlomem, Za předpokladu, ze průměrná absolutní magnirudn hvězd je M, pak plati pro vzdálenost absorbujícího mračna r 341 v- (Ml Hr***' „ ,nl- mračna. \' mračnu umataém jtJc m M K , ,„,,vJ (rffeich » n^';' ,............„„„ud.ui iiedv kk SS !í I i ^h^l*rf,n: (mhvo„ maPni.ud.«. «*»> kles,,,,, loj NfrnJ Obr. 5.38. Mezi hvězdná absorpce I absorbuji oni mračnu. Na grálu je vynese:, .mslusu logaritmu hvézd X(m) ve hvězdném poíi na zdánlivě magnitudč. Závislost .1 1 ..- hcz absorpce; ;e pro pole, ve kterém se promítá absorbující mračno a pro m\ u.- \-i hvězd nestoupá. Pro slabil hvězdy je opéí závislost lalco ve srovnávacím poli, ok r>n na o rozdíl w2 - m), /e to hodnom absorpce v mračnu. V tomto idealizovaném případe ■ kláda, že ItrrVtíié nhJjtŕr mraŕna i/* mMÍhvrTi-ina iricnm^ ?r-^-ln -r!inaa.,Jh-irolfi4 bez mrač- w2 — mí. jc 10 uucuitna au,urj,cc v uuacuu. v lojnci) lucaiizovaoc krami oblasti mračna jc mezihvězdná absorpce zcela zanedbatelná. a^w, kterou lze zjistit z posuvu strmé závislosti log N{m) na m v obk na a s mračnem. Vzdálenost „zadní strany" mračna rz je tedy *Hjji = Mi-M-Am. Optická tlouštka mračna r, jak plyne z definice hvízdne magnitudv, je r SÍÍÍ^ ^ Dr VZdálCn0St mračna a ><*o fieomeLkou ' iri t t a z toho i odhadnout prostorovou hustotu částic za 342 (5.34.2) je r* = (pomoci . ipokladti ...zniem a Iwikalnich, t, hlavně . , , 55 SkuWfině óviMosn Ur..\,„ na 7d.-mllv •.P K >Xh vl»«""MÍ UHlf.MllUÉ ,, ,„,,,,„„-. ni ob, V3 ntaumtudí ptohlha,. méně hladce, ne' iL * . ',„,,'„„, na „ht S » Um"W ™R».«udě Probíhali méně hlaďee, jcV 1L / Jviiamickvch vlastnosti Galaxie p|Vne ír- ,é.'.>u-ž-...edni L" .....hmoty souseděné « bvSÄÄ ™" „eězdnem prostřed. nepřevyšuje 10 » g Ľm ! ^^P'umerna hustota ^ mezi-,kvch inezihvězdnveh mraéen a p|lat N * *,Wa5teCh —^oo Ni, 1 j —-..... -----y 1 1 1 1 1 • ""li ľ S be r ■ - —--— Obr. 5.39. Za. . rozložené .i! proměnné Vzdalenost i-Hodnou vzroste ni i.i rn hw/i ve hcězdneui poli na vzdálenosti, /a j.ředpokladu rovnoměrné 'um priisioru. Logaritmus poetu hvězd jc vvnesen v závislosti na to veličina utněrna zdánlivé magnuudě. neboť m M 5 log r — 5). Křivka log vii ie pro hvězdné pole, vc kterém |c mezihvězdná absorpce, i i 10" jc .1 ví Absorpci vzdalcnnsi ri zdánlivě t I iIcnoM r, n 10" Na základe tukto zjištěné mezni hustoty mezihvězdné hmoty lze odhadnout, jaké prostřciii je schopno absorbovat záření hvězd v míře, kterou pozorujeme a při průměrné hustotě ne větší, než je vymezeno výše uvedenou hodnotou. Vodík je nejhojnějšim prvkem v naší hvězdné soustavě, avšak atomy a molekuly plynů absorbují záření především v diskrétních oblastech spektra - čarách. Absorpce spojitá, která vzniká rozptylem zářeni na částicích plynu, k vysvětleni mezihvězdné absorpce nestačí. Je-li N index lomu plynného prostředí a n počet častíc plynu v 1 cm:!, jc ze svazku zářeni jednotkové intenzity v 1 cm3 rozptýlena do všech směrů část a-t* {N- - iy 3n [cm2], (5.34.3) 343 index lomu hudc Cl* 1j Spojením rovnic nalézáme j " |c Ravlei/thuv koehctent rozptylu. Je-li A t I cm' za normálních podmínek t|. «., - 10'" n; i ii" N- I n ' le pro skutečny počet čtttk plynu i las Vzt|h Zpcaofwin/ vyulýti,tetvttíohvizdtcpoproMrinuddráhy I ; zeslabí r průměru o / hvězdnou magniludu, Zeslabeni u J odpovij; j ' l'n násobnému zmenšeni intenzity. Je-htedy -přibližně * 5 10 "cm4, , ..''"Pul- •V, IJXXS93 .index lomu vzduchu za normálního tlaku .t ,)rilll l0'» í. 10 'cm, pat 1 v'n«vá /; l.o in 1 cm 1. délka MO nm I „: i,i •' «. Pro pozorovanou mohutný, Hmotnost vodíkového atomu * '„^jhvézdné hmoiv, ivořenc atomy a mole. absorpce by bylo nume, aťy n . ^ ^ hodnota o čtyři řadx • i,c,vvš;j 55»W - ««7*a p ly nu ncmůáe "* zitostpn absorpci 1 .^^^^ pn,„mnv te* Vedlearomuantoteku pbnuu ^ ^ ^ ^ Í-léľna colných elektronech, musel by poť« elek.ronu odvo, „hdobnou. úvahou jako v předešlém případe byt n.. i,ť 10* cm 1 ■ Za předpokladu, že vodík v mezihvězdném plynu byl plni toi . ie počet atomů vodíku rovny poěru volných elektronu a minimálni i by byla 2 10 21 g cm •', tedy 200krát vyšší než nej vyšší přípustná nic Je-li vodík (jak tomu v rrmoha oblastera prokazatelné je) ionizován ien částečn r. by hustota byla ještě větší. Volné elektrony nemohou být v žádném případě hlavni prú pozorované celkové absorpce. Rozptyl na atomech a molekulách plynu ma |n \ zcela zanedbatelný účinek a rozptyl na volných elektronech muže snad mi don důležitost jen ve vysoce ionizovaných oblastech mezihvězdného plynu oba si také uvědomit, že rozptyl na volných elektronech probíhá prakticky nezú • na vlnové délce světla, kdežto pozorovaná mezihvězdná absorpce je sclckt n i i Hlavní příčinou celkové eirtinkce v prostoru mezi hvězdami jsou nul ně prachové častíce mezihvězdné hmoty. Jsou-li částice dostatečné veliké, do, hází u nich k prostému odrazu světla a z hlediska extinkčních účinku častice pouze zastiňují proriázeiíd zářeni. Naproti tomu jsou-li částice malé (řádu 10 ', m a menši), dochází u meh k rozptylu zářeni do všech směrů a k ohybovým jevům. Ma- ňa • L.i prachových čtotit " opiOmtru 2a atud být takový, aby ttuMtut světla 1 tm způsobilo zc-.labcni inicn/uy o už dříve- odvozenou hodnolu mezihvězdné hmoiv bude pak určena vztahem H ... iľ.-ta(5.54.6) značí huatpni látkyi « ntt jmi pndMvj češúce rytvoreny Pak například kde • "• v—«~»t casnec vytvořeny. Pak například OTO křemík [C •• .'gem •. a tedy pro mezní mužnou husům, .. 10 »gcm • welwzi « - "' "'• Ivhkož však prach se podílí jen přibližné í 100 na cclko-vt.in „inožMM „i.vihx.v.lnc hmoty, ,c poloměr u řádu 10 '-10 i ca To ,iž jc velikost, při niž se plné upl.tftujc , ohyb a rozptyl svitla, , teorie atria světla na prachovveh částieich se lim stává podstatně složuejšl. á\$$i Selektivní rozptyl B absorpce mezihvězdného prachu lasinosii mezihvězdných pevných částiv je selektivní absorpce Pri 1 i-'k a lom byla už dříve zmínka, zčervenáním světla hvězd Barevné exce 1 selektivní absorpce Je-li vlastni barva nijaké hvězdy, tedy vlastni tulcs, ve ľoiomeirickcm systému iB-l':„, avšak pozorovaná hodnota ie B pak barevný exces je lim- (fi-P) -ern než volne elektrony nebo mo/cJ,uj PJ *'*,<»rfcjjj dtiuaofl ty cer-rli závuJosi n* rínové délce, u molekul řn ■ . ' '''iflju «****tjt»iÉ*toirbf byl*pfíbktoé ■ • Zj predpoU.,.!... "'''■v'*?ijí0^, je nepřímo umima vlnové délce, lze odvodit i pomir mezi celki ' lK ...... ™*ninjjjt-h j rweimm e\.e-cm í . ■ " J,,VorpťI 1.2. PotQtT*. ickou mír. her* *el'IřrJturc '1 ■ . , , kde ii < i v z, . «™ . . ssiinm a ' - >10 un vychází vaai průměrná hodnota ?to svstem BVx chtt dobře lOUhuul ->? J.2 0,2 Hoxlnou í se poněkud mini » néktcrsch obtottech . i I ak ru- příklad v oblasti velké mlhovmv v Orionu dosahuje K hodni .:• lo je pravJč- podobní způsobeno odlišnými vlastnostmi prach.• !i U ti la ;i Pcttoros-ini mimo zemskou atmosféru rozšířila /n.ilo-■■ .-. ■ k\ ve velkém rozsahu ipektra. V současné době ie znam průběh této -:. ''1'nrtialdo oblastinékolikanukronú . Tím se z)isulo, že prúhéh cxttnk. tu icnl phnur.. aletalanvliiové^ ■ .ichukřivki azavislost A, na l se dokonce obraci íkřivka má „hrb" I ,n na ic připiio-v^jkieknvnl arwrpci svitla na grafitových čisticích, které . i ■ oblatti mm '^^tíanoin^ To také vedlo k tomu, že po určitou dobu b vh K raliii .ve éasaa «» nati priu ft&fltak není dotud možno říct, /,!., tento prúbtt srn , -...i knvkv |c skutečně ivpickv. Naviv Wlm._____, „ , v",,k ľ , M,.IV sol ,i i ootji.irni iněicni indexu lomu versus i délka n.i ."(i' siiiiuU/;i|j,inrni . . íii.-v-' s'c ...... '"" Mlltj'mu/c pusuhu rovněř. po/.oro- i.rh \ okolí zm run t m uninoaunmrŕrickír* ± . . . . , ,nv lirl , ,, , - ,L"cK>ch pumnivaních r. druř.ic se pto 1 . 4, měn pai hvězd, / iu.li/ |t-.|„;, nĽ,..,.i , _ . . , ', .mčciii 1 , , , .... "L"-u ' l'uzemskvch pozorováni í.idnc « vh.Hlnv model iiiez.hvrzdneho zrna je částice složeni zc smesi grafitu a silikitú ,..k„ Mhk.iioi., EaatlCC podobného složeni, Mko ,s„u meteority neb«' Kozptyl světla nu mc/ihvězdnych částicích reflexní mlhovin*; 9 V tu mlhoviny |sou v podstatě jedním z viditelných pro,evu rt,,piylu světla li ' "a pevných mezihvězdných častících. Pochopitelně že i iást rozptyle"1 h. da v Galaxii se pioicvi zvýšeným zářením mezihvězdného pozadí plošná ia- n inlliovui ie v některých případech srovnatelná s plošným ,|vl.in .bi". ' mlhovin lako prikl.nl rrcazno uvcm iclk-sm mlhovinu, která |c soi 1 "P* 1'lciádj. nebo piadiovs prstenec obklopující komplex rflltdých 1 IriÓOU a pod. Fotomcttic a polai tmciricka měřeni retlexnich mlhovin ukaž tntO pnpadě jdfl o vvuzný selektivní rozptvl na častících p rozměru no I tnikroo Rclleuu uilhovun sc většinou icvi o něco |U,]ui | • cr.i ic osvětluie 1 akc polarizace svět la reftexnich mlhovin ^,,.> : ... iiďasiH \ lellexni mlhovině neni zcela icdnoduchi. ajMin .\in a ssělla obloln mimo zemskou atmosteru v králko- v|nmni ,. ■ .'mezi liilnm—U10 nm umožínni ziisiil i albedo mezi- Inézdns. I. - ■■' llbeda je s prftUlétU přibližně 0.Ť v dlouhovlnné časti, kclc-žt." l... k*C klesá, av-ak v oboru 150 um ie albedo až 0,u lo z.na- men.,, nm Častíce silně absorbuii zářeni hvězd, což by opil nazna- o,v ,1,, nn pi.u.lěpo.lobně lOUCtsd ínez.ibvčzdnvch zrn. S těmito yrhtalk) . d deWc i pozorováni mezihvizdneho pozadí, která ukazup, H. ,,ibe.l,. ...zpivlenvch V galaktickém prostoru |c přibližní 0,6—0,7. 5.37. Infračervené zářeni mezihvězdných částic Kia.kovlnnc zářeni pohlcené mezihvězdným, částicemi ie op* vyzářeno v di,,ub.o Itiiiem obo, „ Trn ten.o stav nutně phttl váhu mez, pohl, enou energii a energii vyzářenou. Teplota mezthvízdneho zrna ie 347 třjv dánu je vyiáfer „boru spc :ttra. ičinky F Prozatím však edituje m1» "---- ' • »-ilVch czihvězdneho prachu Not, ,„ . ____* i?v z--.„,. \«_ . u Loroprip^ ^,ak 1C vyše ^«»* zdoko^ ... hvi,. možno uaeqteanmi -mstou atmosféru bude iisra " některé h „.•ni měrcm. mc-i i, ,e bv,p možno -n.erpre.dva. m- ^ u umosfcru bude j««""?* askat potřebná data m rinae apoJ- 5.38. Mezihvězdná polarizace Studium lineární polarizace světla hvě/d i vnímavou s!tutí nosí, že je obecné malá, nejvýše 10 '„avšak ,e uměn: i nánl hvězdy,,,., vzdálenosuapolarizační rovina, tj. poloha elektnckeho ■. není zcela náhwr orientována, aíe jeví tendenci být rovnoběžná •. rovinou l ixie. V. i„h0 některé důležité závěry: a) Pouze nesférické, tj. protáhlé částice mohou polai u světlo, které pt, cházi prostředím naplněným takovými částicemi tedy kd ticc je mezi praon vatělem a hvězdou a úhel rozptylu je 0 ). b) Závislost polarizace a mezihvězdné absorpce nas\ či světla hvězd nastává v mezihvězdném prostředí [smi hvězdy je pomérní silné polarizováno v atmosfére neho okolí.) cj Orientaci rwlarizaäiich rovin by bylo možno vysvčí,,, ,.„......v.....,..... &l«^který orienruje protáhle částice s jistými magnetit kvmi vlasm«tmi|v délaJc^.Imerjzitagaíakuckchopole by byla řádoví In "1. Orientace pokr Mg ,ačnich rovu, neu, ľ,,n,v,n důkazem Kalak|i ^JST^t:^** *4 S^agw^ m. muže * im.no rodia, s lakovvn, P,l|ťni JJj ^™**s h přím, důkaz. I "líních ramenech •5 >>mu, že polána, ■ak výjimky, kdy svéri lim bezprostfedni: magnetickým pole 1 Obr. 5.40. Mc/ii; svitla hvězd l kost polarizaci .i vektoru. Pohli tnu středu jc uru na. Většinou vlak tnvanv ve směru ^ . polarizace naznačuji veli-i siiktnckeho ke italaktickŕ-iilkiin nahnd-m vektory oricn-'l.ncké rovinv. 5.39. nické složení mezihvězdného prachu 1'iim.i měřeni absorpčních účinků mezihvězdných zrn a rozptylu světla na nich sice dávají určitý obraz o možném chemickém složeni, avšak velmi vhodným doplňkem ic i odhad relativního zastoupení prvků v mezihvězdném plynu. Není důvodu předpokládat, že by v mezihvězdném prostoru byly těžší prvky zastoupeny zcela odlišně než ve hvězdách. Prozatím však přesnější určeni relativního zastoupeni prvků v mezihvězdném plynu je omezeno na vápník, sodík, titan, železo, draslík, kyslík a křemik. Tyto údaje se většinou opíraji o atomární spektra, tj. absorpční účinky icdnotlivých atomů, nebo o emisi kysliku, dusíku apod. v emisních mlhovinách. 349 sJ,mv™^'""'i;\i|rjjm„.m Pro nuv-l""'"'- . . - |„ i Ví (rt™°! •násad ■* ti* tnnotMv) vodiku "c "lí"1' An hIivvlIi prvků vzhledem k - Kvteanych mniotfi . „loupením l1IV,i" . , , ini , rcMiivn>ni I Vl.lk, chudí IM vípnlk. X J,.„;/uvh.,v.u,,kl,vvpKvi • IHIHfM hni"'r ... .,!„.:■, jim i""'"'' Srovnáni s pruruern .„i nrvku v m«ihviVJtw hninrv N iní „la.ivniho zastouPvn, prvku . . „• lrrnvm rdadwum h.iaupcaim pr.ku"Mi__ Prve* Na_N» Nb Prvek 0,97 Cl 0,71 -OJ(0 Li C 3,11—OJU Ar 0 0,87 .N 0,68—0,59 K ŮV ' -0.9S O 0,68—0,79 Ca n, Pc i,'ldelv „,e,,l,vězd„veh ífetíc m„zno považova, protáhle ěaMice lehličkv. znečištěného ledu, h ' r''lllU"w" ,11,lmn ■ Edovým obalem, í .dikátove ča-tue. , vistice s ťratitovv zastoupen <>u mit pf, wtvá arerti pou tfSÄS T ,yPU ^ 3 * R— ** -ech typ, i.40. Tvoření prachových částic v mezihvězdném prostoru X 1 ' l,'r"v'1 llusu,ta mezihvězdných prachových částic značně komplikuic původu prachu v mezihvězdném prostoru. Je jistí možná kondenzace pi...: z mezihvězdného plynu. Jestliže například poloměr mezihvězdného zrn i e ŕ je zni. ' míru zrna s časem je da ůi 15.40.1; kde » je hustota Koeficient z je tz aiom skuteční na ■ uživá maximálni n 7' - 100 K, a pro 10 3cm •' lze zji i;, že da (Mi Tm)1 , " a di 4" 00 zrna a relativní rychlosti atomu ;■ [ik T m)' -. : přilnavosti, který vyjadřuje pravděpodobnost, že srážce setrvá. Jelikož není přesně znám, většinou se "dnoty z 1. Pro plyn v HI oblasti, kde teplota 10 'g (tj. s vyloučením vodíku), g 3 g cm-3, 10 -'- cm s 1 (5.40.2) Částice o poloměru 10 cm by ledy rostla 10" vteřin = 3 . 10a let. Ve skutečnosti i- I a doba růstu mezihvězdného zrna by byla v takovém případě delší než odhadnuté stáří Galaxie. Při tomto procesu je vyloučen vodik, který by se velmi rychle opět vypařil z povrchu částice. Ovšem ve velmi hustých oblastech mezmvezdnčho prachu a plynu je hustota těžšich atomů podstatně vyšší a při n - 1 cm 3 zkrátí se čas vytvoření nové částice o konečném rozměru 10 5 cm na 106 až 10' let. 351 Mimoto r chladných oblastech temných mručen fc UzptotM mvstl \ podstatné niŽŠia teho atomy mohou Wtdno idjpfval na jcdnotK ' SoočkWli ovicm docha/t k destrukci častíc. Srtíky \č, * ' ''"''ít '' ''^í/i 10'm s ' vedou k úplnému vypařeni kohJuitcuh zrn fj* 'L^'- ^ j/.wju Mdn í opěrnému ino/tiovanť atomu 1 n,nrch,, ^ tt*ra*) ,,. !"*,J7i/ —1—^—*—■—_e"SS» . „v ahv pra ' ľ-4' tUnulium. J Exnnkůli křivka pre, velmi nule , ieni, Oolair omarená V je vjnovy njíMh pozorovacích dal 1 j.'h přel p, j iiifraťen-enymi derekiorv. dúvcxí proč růst prachových částic |c prakticky zastaven po doi kého maximálriíiio poloměru. Mnohem významnější je však . i'pŕesnéji sublimace) pevných částic. Pro terno dé| je rozhodu zrna. Parciálni tlak par některého prvku l\ ,,. určuje množství h jednotkovou plochu, která je dána součinem nnn\ ted\ kaníc* pruinéru 0.> ■) ■) celkov v 1'rubéhvxiinL. N* ■ -Pad,,,", ; ' •vnirrvj,',," .....-u;, 1. tk^3 '"•'""vkchn nmv 1 kT ■ nstého brjfc, vypařováni ik par v okoli ■ lopadajtci na (5.40.3. kde n je počet atomu daného prvku o hmotnosti m a relativní částice má růst, a nikoli se vypařovat, pak tlak v okolním prosí než /V Pro vodík A»P - 10 -Pa při teplotě T 4 K hustota vodíkových atomů v okolí částice složené ze zmrzlého by musela být n - Wcm.-3, což je o mnoho řádů vyšší ne mlhovinách. Znamená to, že molekulami vodik není v částicích pi iliš hojný, pokud není chemicky vázán na jiný atom, napr. H-O apod. Naproti tomu křemík a uhlík ve formě grafitu mají tak nizks parciální tlak, lt ■stí v. Jestliže musí být větší i znamená, žc Ikového plynu velmi hustých —- ~vv4, *ue nusioia ie po " pjj ioi-.ioi.ieli » W lze snadno /.umu, žc uhlíková částiee 0 m/měru ,ltJ ,n vzniká i pH teplotách T — W K během 10' victin - 5 měsíce. Jcstlilc |ui čá*tic( maii rozměr 10 '• un, pak iciich vznik ie otázkou několika dnu ii P*f* l mohou byl tlakem zářeni snadnu vyvrtěny do mezihvězdného prostoru ,vJno ,á!>uťC K snaJno slanou kondenzačními jádry, na kterých se zachytávail ' ^"lehčích prvku, popi zde vytvářeli i poměrně složité molekuly. ''"'n'.\lc cratuoweh čásiiv a částic složených z kremičitanu, které mail lo/měty X ? jo COa mohou lak vznikat složité částice. Jádro lakových částic ie bud " ' nebo kremičitan a obal \t hud H.O, nebo |iná molekula tt11)!'1' -.které chladné hvězdy isou doslova obaleny prachovým mračnem, dokazuii • v iniračervenéni.světlc. Infračervené zářeni u těchto hvězd ic intenzivněji. "-'bv se "čekávat z normálního rozdělení energie Ve skutcčnosii část krátko-,K' ^% /ařcni bvtaly ic pohlceno mezihvězdným prachem v jetím bezprostíed- v,nlK , ,, ,„vi vyzářeno v dlouhovlnné, tt infračervene oblasti spektra, nimokou 1 Í.41. Mezihvězdné molekuly I l-.lyž existence mezihvízdné hmoty - plynu a prachu - hvla dokázána již počátkem tohoto století, teprve v letech 1918 ai 1940 se podařilo A Jamsovi identitik,,'. b hvězd absorpční pásy dvouatomovvch molekul CH, CN a Cíla VZni 01 mimo hvězdnou atmosféru a jejichž původ bylo nutno hledal \ | i hvězdami a Zemi. Tímto objevem se dostaly na listinu mezihvěz.Jn . '• i lolekul první tři sloučeniny. Záření v lnem prostoru ve velkých vzdálenostech od žhavých hvězd není natoli* li .. . excilovalo nebo dokonce ionizovalo atomy nebo molekuly v dostatí šina mezihvězdných molekul zůstává trvale v nejnižšich energetických stavech .1 pravděpodobnost, že se projeví absorpčními nebo dokonce emisními i is-o ie viditelném oboru spektra je zanedbatelná. Naproti tomu je velká e mezihvězdná molekula se projeví v daleké infračervené nebo niikrovlnné oblasti emisními nebo absorpčními čarami odpovídajícími jednotlivým rotačním nebo vibračně rotačním přechodům, tj. přechodům, které jsou provázeny změnou rotace nebo vibrace molekuly. Energie, která je při změně rotačního nebo vibračního stavu molekulou pohlcena nebo vyzářena, je malá (10 5 eV až 10 i eV) l příslušné vlnové délky leží v radioastronomickém oboru spektra. Například frekvence základních rotačních přechodů dvouatomových molekul, složených z těžších prvků hojněji zastoupených ve vesmíru (C, N, O, S), jsou přímo úměrné redukované hmotě příslušné molekuly a většinou leží v rozmezí 50 až 353 . . iv.MeJmJussiv.ccaton, 4««-íJ»»'tain*J -í vlnové j**j 'Pekle, ,. Ota. "X „vrídnc"m",e NcvěK, koncem.,,, Ulll v „h. uilv "^"'t.1 ,*k '.*íknliK „,„u Kíukiuru Například „„ „WWW mezihvězdného prachu. Zfetetar* " *«M«*»*<»* m- U'*' hljJlB .t" k muže by, n,',,,*i nep^% ,„ m,,,v„e dobé byl ..,u„,,„,„„„mKl;v „v, J&(*°*< S ....„icl. .lalax.ich NI X: »45........\ ***** WS*" Ol! | v ,edne « m —■ m-.MM Prolilv ipckiraliucli vji n.k' 'hvfcidnfci Idcul ve Mneru k efanro Galaxie Zfcti ™.unim Mdialmm. r..hk»tmi ieden dílek 1,'n v rozdílem energie, neboť momenty hybnosti elektronu a rotuji dekuly M ^ jemní ovlivňují. Změna momentu hybnosti elektronu vzhlede- ! rotaci molekah je provázena vyzarenirn ncho pohlcením kvanta s velmi malou ,. odpovidajírj decimetrovým vlnovým délkám. Kromě toho, ie-li napi. jedl i nú vodík, jsou možné dvé orientace spinu elektronu ke spinu jádra, což znám pči další zdvojeni rotační hladiny. Takovým typiclrým případem je radikál OH. Již v roce i • I bvsldj navrhl použit raatoastronotnické metody k zjištěni, zda skutečně tato ila je přítomna * mezrtvězdném prostoru. Avšak teprve po laboratorním ni příslušných r^Slíí VÍMVé ddk>' 18 Ľm by,a v rnĽC 1975 existence radikál, OH ^vezdne hmotě bezr^čné dokázána. V roce 1H. (. I ownes předM Storu ,sou píakdľkv ľ , " Předpokládalo, že v kosmickém pro- a Formaldehyd^ E hv. !l ľ ' ^ HCO v lc,ech 1968 2J - 2,0 mm, je^mté ľdn ^ lá™^»™ ' vlnových délkách '' P ,edn°U Z ^«W*i«d, Viceatomovych molekul v 354 men- ve ..... ... .,„„ * ------^'"uiHinckv íty „„„e.lilicl' ...alaxiicli NOC 1*45, | ,„„ K.,„ 11U pouze v nusi (lalaxii. ,,, pouze v naši Oalaxii 1 !4no'Jc mezihvězdné molekuly POÍel nově identifikovaných sloučenin vzrůstal „ř a „ „,,v...... nuboteleskopí, v miIira«r,.vé „N." I "'T Si 'di,k""aU:m ■ •H/ V letech IsMíK—|s)7í hylo ohirwi, „ P PWWOi rt* než ,....... i,..............V .°,leVenU Ce*«n 21 molekul hez molekul 10 jiUh aé ten izotopy). Jednozn.........^ Z^ZZ Irmf* T^' 'rpci nent vždy snadná a............I,,,,' V C""M 1 a.nych v mezihvězdném prostou, je uveden v tabulce 5.18. M"uccnin ^ Pŕchled mt/ihvc/dnvch mulckul ip...ll. ,iavu v ,. in7n, ,! Mulckulv piizorcivaiu- s ultnliakivein ohoru Kpckrra-Ht. HP. < * > h, Molekuh po.-,., :m,: i« viduclném nboru ipektru t .11 ili CN Molekul ni. liidioaslronomicky: ílll.ll i sm| ..i:n,nh,cn.co.cs,ocs,hcn.hnc.h.co. h.CS. HNI O ii 'li i.....UCH, !!, • . N. HOCCO N. IK.ONH- i II ' HO i i i II. Nil HCO. HCO . HCOOH. CH-O. HnCHCN. Cil ( ' HOCHi, SrO, StS, SO, SOt, ns. Vzhled. , i iloinarniho vodíku je v mezihvězdném prostoru nejčetněji zasioupena ; molekula 11 Jed identihkaec je však velmi obtížná. Molekula se vvznačnic . i m rotačními přechody l je to symetrická molekula bez stálého električke':i ého momentu: a příslušná frekvence leží mimo radioastrono- mickou oblast Emise jsou vesměs v infračervené oblasti kr 0,0148 eV, ti, / 0,0«! mni. kde zářeni je plně pohlcováno zemskou atmosférou. Úspěch možno očekával icdině na vlnových délkách odpovídajících přechodům elektronů ze základni, li l.iadin Teprve pomoci spektrogramú v daleké ultrafialové oblasti, pořízených mimo zemskou atmosféru, se podařilo nalézt pásy mezihvězdného molekulárního vodíku na vlnové délce HOnm. Ve většině případu hvlv pozorovány molekuly s izotopy ,;,C a '"O, především to jsou 11 .CO a CO. Vedle HCN hvla téz nalezena i molekula DCN. To umožňuje, ovšem jen do jisté mírv, porovnávat rozdíly v relauvnim zastoupeni kosmologicky ncjdúlcžuějších izotopu, například '-C >»C a H D v různých částech Galaxie. Z pozorování H3CO plyne vyšší zastoupeni pro «G ve směru k centru Gakrxie. 355 1" » >c laii n1|,illlr i" spinu ''V.......;, vú/**1^' ,ídra vodíku, ananwrt? *j aiuincnaii l, pru|u, i k liti iiioinmifn, i .V elektronu vúei in.,,„ '1>h»s, -7-1 Zošeria* Junům ar, že ťdw* "Hlt,,. dalších u*"' . .vtj, ,pekw..... ^.proktcTc-c^m^. Zdwie Btfeoi BflM hvězdného Plynu ^znamne i.»____ -mi 7niTne Bltŕ° h ľ. leku nu,, charakter rozsáhlých oblaka„„ ! . W 1 S kpc. kser i - r»'mi -.„hvězdi Stry Kg pnbltínt i. i ,.. . ,, s , „ředuOita* ■ rrumcru r v, ^/nimne lokality radí ■ nl Sagu^j, v «0 ohlas,. »«*-t rraiSi oblaci ie <*'••» A ,b«* i*. S£r. (^a).S^trar^BW^. ^kem Ve smí, vM .srranusB Sír B [JaW ommi r----- LTptoÍH mezihvězdným ..mizovam,:, rodlkern \ mitá oblast Ser B, bv/v nale/eny vtochn> dosud /run: ■ tnolekulj Některé mezihvězdné molekulami Ur) piu radikálu Oli avšak vetštiu i nich jm čáry armni To orlem ryža I kuly byly e» tovíny do vyššího stavu né|akym vhodným medián tet cm se zare hvězd, rozpolené v mezihvězdném prostoru, pi tmo podl mák) ZcimtL v některých oblastech hustých mezihtě/dnv J: r.v I len do m cr/i v obrna energetických hladin,což neodpovídá intenzite /.in li tito slav icvlsot nerovnovážným rozdělením v obsazení hladin Vyda v. naci mnhouci- pomáhal srážky s jwými molekulami, především s || \ iblastcch, kde počr molekul dosařiuie hodnoty alespoň lir r cm*, ji.....Hl i II O ..vvpumposám- do vyšších stavů i chovají se jako mezihvězdné maser v , „ rdroji intctizfvnih monochromatickéno záření, které vzniká přechodem do nižší hladiny. Wi to* i kladu jc vsak „utne mít neustále na parní.,, že nejde o hladiny v atomu, * v temne struktuře rotačních hladm molekuly' 35« I '''Ílu vnuřnl ěást. mlhoviny v Orionu) p^^L^"™ ***** ^ure.nv.,.z.»e.....-....... JI „ladm. OehteK" na ,e.....,u ......., IK> , v* s, ľ zreteltm i ť ^„výklad přtóin nerovnovážneho „hľa«„ ľ ' i" \>ozn....... nal.itlc . . hsj'cní tednnihvšvh stavu nemusí hvi •se.aM-.-; Kos.imlv m,.., ,,,„,. v „„, .„ n „.,., „„.........„.,....^ I „,1 „dli .u i siuniL, |, n lorrimhlehydu, ki «ý se v husíškh ..hlasieeh (t vý-idl iljyi -na uhsa K.1 ís'eipravJč(x>di.hn.:|ši ptiěuui ......««<.....rh,i,vm ^u,u^» j« 'Suľ^S.;'; z ,„„„ lze soudu, ze molekulv ., ,., „e,en OH a H .Oi ,sou podstatnou měrou z.a-,tlH„se..v v ohlaste, h kde lnez.lv vz.n.ka,l. Molekula H:Ov hroutících se nesiabil-nkh .'blastcsh. zarodvieh budoucí hvězdy, záři ,ako kosmiekv maset, kterv poměrní rychle reaguje na měnící se podmínky v takovém prostředí o mm svědci velká proin nu. tohoto záření ve velmi krátkých imen-alcch - několik dnu al měsíců Neklete dtlvc pozorovaně silné zdroje zářeni HjO úplne zmizely. lcadioasii..:. I i měřen, v\ uživailei intcrlcromctrieke meiivdv na dlouhých základna I. i- km . kdv leden radioteleskop ,c například na evropském i druhv na amen, kem koniincniě. umožnila podstatně zvýšil rozlišovací schopnost ponvwánl , -•• -"tu plyne, že zvlašiě zdro|c OH a H O isou v podstatě skupím ol : 1 'ch ti.zmérech l , a některé z nich dokonce 5 . U* ' oblou- kose sieii "dludu vzdálenosti těchto obicktú není hrubá chyba, lze soudu. ■< tm rozměr není větší ne/ 1 astronomická icdnoika Není ovšem vyloučen. ovméis některsch kosmických maseru isou zdánlivé ,i p.,- :isiruie ien část té oblastí, v niž vzniká koherentní cáěenl /.da se, že lokalit • I ■ mtr.Kersenych malých zdroiu tepelného /.není mnohdv spolu ne 1 bj bylo možno vysvělht lim, žc převládá vždy icdna donunu|lci molekula ni ii.iík- I iieiuic. ku-iou nevelký huslv oblak |ako maser s H«0 vyzaŕuie, jc přibližné Id W .teds 10 sviuvosti Slunce. Husiota jc relativné vysoká, přibližně Id molekul na un', a celý obiekt jc nutně gravitačně nestabilní I pozvolní i tmrioijc Záftd molekuly vody odebírají značnou část kineucké enctpc iiiulel.nl.iimiiiu vodíku a vlastně oehlazuh smršťující se oblak, čímž urych-Itiu prooet raníku Inczdv PS vyWdl teplotách disociuje voda na vodík a OH, popř domnniie tepelne zateni puchu. Siimnlo;\nui CMtM p'ľicp imiirm Ncni-h splněn předpoklad tepelne rovnováhy, může do|it k inverznímu obsazeni hladin, i,, základní hladina |c méně obsazena než hladina vy&\. Podle Boltzman-nova vzíahu by takový' případ neměl nikdy nastat, neboť pokud i a kT isou 3S7 kladne, pak i'Wi exp - z */' ' nerovnovážného si.M „ ,„„.. přiklad tbaorbovmtk Ipmntumjexcitovat jmm nebo molekulu j„ 1 .n PruKUpedoboúu přechodu » ■" fe však řehni nati a elektron • \"- "' • podobooati obmdl hladinu Ur iihiá- -i'in.ii 1/'""'onu-w;,,' '^jvj'' sneigic odpovídá rozetílu energii hladin u r Pofajcenj tbcoo ic h;,'' .vzaren. j/ť k' ji/ovázcn lyžařením da/siho kvanta /vela ■'letných y| ,lc'cu ,I( '•-' |(t((C .ŕl,c U> - ľ'" 1ľ' Vxu'k molekul v m—si, . nr:,.....»=■"' —u-'""'",h'» ^ '..........* ******* ■ v „„„zov.uo. .tom .1 ..Ukuk . ;„„„u.,n ,\"'iakým |t reAc-c, pH " lv v/oikIH-„-„,/..x.,i,,„„.k-l,„L,.l,,,„;.lsli. ' ""-s-sen, A B (,., ;|.-r,ě rycWy, vyrovnal úbytek molekul r,,,^^'"^™'^™™^-" A.lľrav.li"-ľ"d.'biu-|.a ,c vznik molekul na č; ""v-'.-aiicur, „vařen, ale f. kvJBl. dví Prochtóí. I k ».....,,e. £J «jE zrn E Sj^řS m-!-«^-Hu prav tVJ"^'h remr .vhleJc-n. k identitě obou fotonů Inverzní l>b- ^ .....losi.nečně uloubo ZtTjľ^** l° K< r cArom.*tó I ^'» n .t.v. .via* -.las........ «a»iM aanfa £ roU nvI111 ,,,j„,dll, hl>s JJ* ^-v, at„my, ktĽVĽ ^ h Zadal múfx vznikat i limni. J ,n,,.r/iiě ohsazcrivch ItUlni ... . rC=>PlrtJ .......... Jk,ni> mezihvé,.dn.-h,^t..„.. hledem h m«im» - . hladili mti/x nnilat i iinraii prívesy, avšak vlasuio-.li srunujoi aoi eíňjsě*^*'*'!! nemění \.i -íiniuiin.iiivch prevhodeeli z inverzně ohs.izcriýili hladin St 'iii, princip maseru V mezihvězdných mračnech dochází k mier/umní „I*,. . *,J'"zv, nich h/aJui molekul napi. StO, OH I 6TfQ v d&ledku srižck nebo nu, W" '"';|i zařem MkMbo zdroje. .Mechanismus stimulované emise zesfli p, .,jM lVnv;hi, těchio innZekul • o oWacich|mezilivé/dnvcli molekul OH .i )(.<) ,n '; "L laku o Aosmickvch masereeh. 0 mlUv,t 5.42. \znik mezihvězdných molekul Vznik mez.hvězdnvch molekul je proces dosud ncpnl, jasný. V p0(J_ 5ta,ě mohou vznikat dvo(im způsobem; první je lorniovani moleku! „mosférách " d druhv předpokládá jeiid. vznik přimo v mez.hvezdnem pro-,., u. , to bud chemickou reakci mezi dvěma nebo více časucemi s.eineho druhu :n, ,,,,„„, molekulami, molekulou a atomem apod. . nebo reakcemi atomu, k „,, určitý čas zachyu/v na povrchu částic mezihvězdného prachu. Jestliže v | husiem prostředí je .V, počet atomu prvku A a podobně X, počet ati u H, pak relativní počet molekul A',„ vznikaiicich reakci A B ■ iiměrnv e '"ľ, kde D ie disuciačni energie, T teplota mezihvězdného pi k Bolz-mannova konstanta. Tento proces při poměrně velké hustotě napr 10" částic v cm c \ztiiku velkého počtu molekul. To platí s velkou přesnosti v prostředí, jako tnosféry chladných hvězd Ovšem mezihvězdné prostředí je značné rozdiln na dráha tednotlivých atomů |e příliš velká, vzájemné srážky málo čelné, a tu.h íčei noví vznikajících molekul nestačí krýt jejich úbytek Žjvotni doba molekuly v mezihvězdném prostoru je omezena Ultra ivé zářeni hvězd dříve nebo později způsobí fotodisociaci mezihvězdné molekuly a život i velmi stabilní molekuly (jako je například CO; nepřesahuje v normálnim mezihvězdném prostředí IGM let a u většiny látek je jen desítky až stovky lei Skutečnost, íe ve spektrech hvězd pozorujeme mezihvězdné absorpční pásy Cil (II a CN vadľhľ;* tľ^10 m0lekU'y mUSÍ Vznikal v mezthvézdnem prostoru,poné-vadi by nemohly přežít cestu z atmosféry hvězdy do daleké oblasti, která by trvala na |C|ich ŕ. —mohf>u "'In. icplola "h-/.hvcV.dnéh„ plynu nesnii bľSÄ^ ^m' i"s selka, aby rychlost srážek mez. Ľ váhy v tomto a.om"-P-,J•^"-"•nepřestoupil ur"ätou vedou len k hrubým odhadům. 1», pr;!L.|,osv •■'■"•' umožíuni molekulám ne.en vzmk Jťlť,.přt>lyo,é-.,,cbo,poh,cur,1Ustych mračnej zpi,malu„ disoCKin Pioces Svmbinza mezihvězdného prachu a Wkul n ni ťl;ls,„ě a„, .ak prd., apuuc. Moekula, která opusii prachoplynove chladne mračno, velni, rvchle aaiul .. Některé sloučeniny by mohly v řídkém mezihvězdném prostředí přeHval pomerne dlouho. Například kysličník uhelnatý, ,ehož disociačni potenciál je ,..... "- ■• vsoks I 1 eV„ se muže volně pohybovat v mezihvězdném prostoru I'1 I 'i" molekula je proto vhodná pro mapováni struktury Oil.isK podol iko neutrální vodik zářiči na vlnové délce 21 cm. je možné, že v mezihvězdném prostoru jsou i sloučeniny nepodobne těm, které známe I po i ých laboratoři. Více než tři desetiletí je znám absorpční pás ve spektrech Ir. Vlnové délce 141 mm, nepochybně mezihvězdného původu, avšak píli... oiku se nepodařilo uspokojiví vysvětlit. Jako možná slouče- nina, která 1 'llsobujc, byla nedávno navržena velmi složitá molekula por- fvrinu. ľln itky te vskutku exotický: bispyridilmagnesiumtetrabenzopor- phin. Ovšem ' laboratorních spektrech takových látek ie vždy dostatek čar, kterc moli uč kouicidovat s mezihvězdnými čarami neznámého pů- vodu. Neb ■. v loučit, žc i v rádiovém oboru budou nalezeny emise či absorpce, luštěni bude opravdu nesnadné, hlavně u komplexních molekul. Pravděpodobnost vzniku velkých organických molekul v mezihvězdných mračnech se rych le zmenáuje s rostoucím počtem atomů s vyššími atomovými čísly, avšak není nulová. Rozbor meteoritů naznačuje (i když ne zcela přesvědčivě, jak se obvykle traduji . le nevelké množství aminokyselin obsahovala i původní sluneční mlhovina. V léto souvislosti |c nutné sc zmínit i o nápadné podobnosti chemického složení kornel a mezihvězdných molekulárních mračen. Zejména rozsáhlá pozorování jedné z posledních jasných komet (Kohoutek 1973f) tuto zajímavou skutečnost potvrdila. 359 í l 6. Hvězdné soustavy a struktura v^sm Stavba Galax" 6U tMoK bezpečně po*aat. |e,í sv„ ,e vide, le. Mléčnou dráhu ix W ' " m/k,, „.u| „b/oren. Na jiiní polofe^ .. .)iv .j nezničeni . ve., -co "a.. ■ severn. Ston .... mi,,!, ÍSSľS M* *SS 5ľ^ modern ...ve kdyby astr^ Mlečne^b. --'--^;ř!l,ž,,oM, poaorova. uzn, ob ohu * ť^nSÄkľz^ drány se skad.fl J^Ä-SÄ......že htězdv »pcfctr.iii.i ,8,«^ !ľ, XiTe^edrazen skvrnu mnoncm ne • BtoV Vmnejvél , néop*^ fňtXOfl však nepronikán hvč/Jrtvm, tur* q í^oJäJ je AUéčná dráha v Perseu, avšak uz w \ ozkovt a Byl >táva širšj. .VjpaJnemlhov.m v JeJnorožč. rreJ^tižem oejjasn S] -.Medra- hV v souhvězdí Plachty Vela . i.oJni kvl Carina ..Ku Cl na avftjej mlhovina kolem - Carinae a temna mlh..vina zvaná Uhelný pytel \ I i tžt patři mezi nrjpozonihodnéjši obickty hvězdné obloh] Mléčná dráha e aviak i* vernl výbéíek neni ntiak vvznačnv Hlavni užni větev Pravítko (Norma) a Oltár (Ara) do centrální oblasti Galaxie ve Stíní , Střelu 'Sagittarius a Hadonoši Ophiuchus . Části těchto intenzivní , .v, Iných oblaků lze spatřit i u nás, avšak ien nízko nad obzorem I lál napadni velký rozštep v Orlu a okolních souhvězdích táhnoucí se v déle. | až do La- buté, kde četné svítící mlhoviny dávají Mléčné draze zvláštni ptr. ,n \' Kasiopqi bohaté oblasti konči a Mléčná dráha se zužuje k svému nciuž Im u v Perseu Pásmo hvězdných oblaku a Mléčné dráhy se uhne přes celou ohu. Vvtvárí uzavřený pntenec, v jehož zdánlivém středu je naše Zemí, přesn řečeno tuk Slunce. Vlechny objekty na obloze vykazuji „stou souvtslos, s Mléčnou drahou. Přcvážoá „Mek.o. z.cimoa hvŕz.d a dilůzutch mlh.w lr ncž. «««■'» x 'akovem připadi mluvíme , u gjj **. „ .alakuckc koueeniou, M.i.,,,,^^^™ m, se vyskytuie častěn v Mléčné aci k rovine Mléčné .axic, se naopak Kalaxii, klére >";;';; dr^en^kytui......^'^S^^^'^ ::........ —nCSScÄí^^ä . pásm" -—r •- - - -.......■'..».. Mionogai-aktitké m.n ' . Ve Galax" nepairl V c skutečnosti jich j. lOviny - i.siami gala- s.-:,, „ e baze ,,,,,,,, ^^Z^tS^r^ .iiéěná dráha - tialaxie - nemá žádné úsifedni lílw. -.. .- j -jVl(ecn» , „E„,.i. j,..s_r, , . UBlrl-Jr" (CKM, ale stred |e tvořen po-rtíBtto v v 1 I c,d Gataoe „bsahuje nejen hvéz.dv, nvbrž. I ymc ob-kl. „o,, mračna ivohvl7jlK. hmoty uebc skupiny hvězd, hvézdukupv. Mi L.|,ui.i poMe*1 1,1,1 1 ,v;" spiralni mihu lv, obtevi sc n/ v In male tloušťky Galaxie a počet hvězd v Mléčné dráze začne J ,K,vě,si počel hvězd a .„Ihovm podel ,.",„v vn Ľ'35? 5 ,,.llul ., .„.e, do souhvezd, St.eke odpovida směru ke středu t.alaxľ ,,„kud ^zo,.v,.el P-cítá blízke objekty, jasné hvězdy, nalezne ,ich ve všech .mírech pfihtônť .tejný počet /acne-h však sečila, objekty vzdálené^ slabší hvězd; nápadné převyšovat pocty v (iných směrech. lak W «' ***** v "diověch ťiekvencich jsou hlavni obrysy Mléčné Jrahy totožné. Ncjvétíl intenzita rádiového zářeni byla naměřena ve směru ke >třcdu Galaxie. Strukiiua i íal I ... je ovšem značně sloí.itá. Zde se /.minime jen o základním rozlisovaní im ľ'.-. I..i složka leži iako tenká deska ve střední roviné Galaxie ., patři k ni n •■ Iná hmota, hvězdy tříd O a B, cefeidy aj, Disková složka dává ii.il.iMi cl. . 'v zploštěle čočky. Patři k ni většina hvézd slunečního okolí Kul ni '■ ibahije celou Galaxii ve formě kulového oblaku. Patři k ni napi pron -.po RR l.yrae a kulové hvězdokupy. Složky sc navzájem nroatupo 1 tklil kť rovině, která je vlastně doménou ploché složky, na-jdeme takt 1 složky diskové i kulové. Vysoko nad galaktickou rovinou se vyakytujl i . idné icn členové kulové sl.ižky. Proiože Slunce leži blízko nlaktll k I W faw se v jebo okoli s členy všech složek. ledním . lú itých problémů astronomie |e nesporně určováni vzdálenosti. \,, správn : ztíilenoatccfa závisí další výzkumy týkající se stavby, rozloženi v prostoru, íjemných souvislosti mezi jednothvými objekty Galaxie, vývoje hvézd a hvězdných soustav aul. Přesnost určování vzdálenosti je nevelká a některé metody jsou omezeny jen na speciální třídy hvézd nebo jiných objektů. Proto problém m četii struktury Galaxie vešel do dějin astronomie poměrné pozdě. Jeden z hlavních důvodů původního nezdaru spočíval v tom, že nebyla známa mezihvězdná tb» .i |u c která mi veliký vliv na zdánlivé velikosti hvězd. Za druhé nebyla 361 ..„■ icJjtodiKhýmJ předpoklad) ^kZ '•'.i.u././.i. íe viechny bvůtdj mail nemou sviiiv <>/,,. o'.; Sehemutieky ŕCj> c Prunicr ploché sh,řkv t; I"1 |H nciměiiě 25 kpc, J,«v. , - . . nu,žc dosáhm-ui krajní hodnoty až 20 ^ '''^'^l^v'nrcJpoklad nečiní rozdílu mezi blízkým trpa„ liftem a obrem, Her) I* • ,L- ■"f £orot« «■* i Počet nvězd na objemo, :„„tku, pok He^Z Zlou po celé soustavě. To také znamená, že sou , ma ostron ^ rS kde hustota rázem klesá na nulu. Ve skutečno,,, ,e hus ,ntru mnohonásobné wšší než v okolí Slunce a zde ie ope. vvsm m .Mastech vy^ nad galaktickou rovinou. Galaxie ostrou hranici nema. liti hvězd pozvolá ubývá, až Galaxie přejde v mezigalaktický prostor. 3. Podle Herscheia neexistuje mezihvězdná absorpce. V< .čnosti absorp« zeslabuje světlo všech hvězd a v galaktické rovině dosahuje i. slabení několik hvězdných tříd. Nicméně i tak dospěl W. Herschel k závažným poznat h fc-li Nm počet hvězd jasnějších než zdánlivá velikost m a jsou-li n, m dw < n/ne zdánlivé velikosti, piati za výše uvedených předpokladů, že počty hvězd jsou úměrný velikost! odpov/da/fcímu objemu. Oznacíme-li vzdálenost hvězd m-tc velikosti r„„ je Nm : N„ . t* : rj. (6.I.IJ ^intenzit* světla klesá se čtvercem vzdálenosti. Podle definice hvězdné vek- In : /„ « t% : r- = 10 * (6.1.2! 382 { , , , U* • /»'*" 10MM ,„ |Cdne hvcV.dne tfldy,,,. pro f> 1.1 pru rozdil 10" 5,S»K1 . ,«.,., j fiká, že celkový počet hvězd do vclikoMl „ 11 Lntctn JcMltíe vyjadrime počet .V yJ?* >ak» 6«>mcuicka rada »kvc- ^.////to pot*** ' ' alem>Ml dostáváme Sckiapú- r- rm-\ = 10».; , SKlfl (6.1.5) |C» řika, že vzdálenosti hvězd po sobi idoucich h.n i ■ , - kvocientem 1,58 W 'Ul hvfr«>nyeh tříd ivof, geometrickou r'Vivni HersJíelm předpoklad lze snadno zobecnit Hm * l „ zamrni za požadavek, aby hvězdy různých sviuvo^^Z^^ N Obr. SJ. /.m ' I hvězd r 10'1 pc3 na AI. ■ 1 Slunce, Galaxie smi. i v temže poměru. Lze dokázat, že počty hvězd budou opět tvořit geometrickou řadu s kvocientem 3,981. Schiaparelliho poučka sice nebude platit pro jednotliví Jzdy .neboť hvězdy téže zdánlivé velikosti nebudou již stejně daleko), avšak bude platit pro střední vzdálenosti hvězd dané hvězdné velikosti. Obecně lze tento problém formulovat jako hledání vztahu mezi třemi funkcemi: počtem hvězd Y do velikosti m, hustotou hvězd D(r) ve vzdálenosti r, a konečně funkci svítivosti f(M). Tato poslední funkce udává, jaká část z celkového počtu hvězd má absolútni velikost Aí. Herschelův prvni předpoklad lze formulovat s pomocí funkce svítivosti tak, že /(Aí) 1 pro Aí - Aí(1 a /(Aí) = 0 pro každé jiné Aí. Mezi těmito třemi funkcemi lze odvodit vztah - základní rovnice stelární statistiky. Řešení těchto rovnic má vést k odvozeni tvaru funkce svítivosti a určeni průběhu hustoty hvězd, čili stanovení rozložení hvězd a tvaru soustavy. Pozorovacím materiálem je pouze funkce Nm, která se získává sčítáním hvězd do velikosti m. Možno však také ukázat, že nelze navzájem odlišit, zda pozorovaný průběh 363 S5 s s röE^-^"^ hviVJnr MWIpH ■" r.k..»«!noMi ......Inudi ,„t,.iRiiit vlivem iiiľ/i_ druhy ťliv .i v\\lcj|,v mi>Alm- pjampw """.";kliu.;„..-:. , jgrfnoduiáýcb pfcdpol i., ,,, J„ul,l irr"1....."M -------- Mri " vm-.ii.-^íÚmh;"''1^;^;;'p„.,,„-1,.?™, ,,,i,„dny^ '■' "h i,o /au.dn. rovnice •«Wfni "a[Btik? MiJ "ohn, uděliv** . /J*IJJn' a po husímu .HhW.1 "'^ Jln| M„„ rcprcynov. „....h-ikIc., meiod. foata ,rft໫i Bd horom hnVJ M mmaře,mi, U Kapiej-nov; price .,JK. AUj mv práce idio pŕcí/chúdcú, nebol /ískal z pozorovacího matenalu boh«b]. MnMľ..eoŕivLVjJ,.iclik,>Mi™ r,vz.lěWnaJilčípoči> podlevelikostivla&taihg pi.hvŕiijvalleiohí.u/ivali^rŕsiŕednipjrjljxť.iiciílioro/pivlu. PrincípKipieyno. u nici.sJy/a/ríiviom.žc-služmui matematickou rovnici nahradil podstatní jedno-duli ■trnitou čisdnvji hodsoi a iaMgnd nahradil prostým scíttánltn . labulct Hvízdni sousrava, iak n odvodil Kjpievn j van Klinu, m.i itdte je Slunce uprostred, ľ pozdéiši dobi byly tytu práce jebé dále rozviieny, pozoroi ,. , mate. hál byl tříděn podle ealakncke Jeli; v a MČaJ >e hledat směr ke galaktickému i eniru Zvlášť pro siahe hvězdy byj odvozován směr k centru dobre souhlasíc | . redem soustavy kulových hvězdokup, a tak byl objeven galaktickí- s)stém, ji třed v těžišti soustavy kulových hvězdokup ve směru souhvězdí Střeliv Movŕišl numerické metody mail mnoho společného s Kaptei 11 , lt,j() Berou zřeiel na zmeny hustot se vzdálenosti a na mezihvězdnou iba.,, r. z rfikákŮ ,e zi.srŕni. že Slunce neleží K stredu hvězdné soustav; 6.2. Základní parametry Galaxie Ve stelární asuonomii je výhodné vztahovat polohy objekt ú \ Mléčné dráze ke galaktické souřadnicové soustavě, jejíž základni rovina je pr.i. Mléčnou dráhou definována. Různé soustavy, které byly průběhem času návrhov án\. se navzájem lišily o 1° až 2°, podle toho, jakého materiálu a jakých metod bylo použilo. V r. 1932 navrhl Ohlsson systém založený na galakůckém pólu v zaokrouhlených souřadnicích 12»40", -28' (1900,0), který byl přijat Mezinárodni astronomickou unií. Sirky se počítaly obvyklým způsobem, délky od průseciku galaktického a světového rovníku ve smyslu rostoucích rektascenzf od 0 do 360 . 364 , ,hu palí'k"skvliu pólu byl,, ,,,„,„„ př 'pováni Op-icka pozorováni ^ ^ I , kpc. kdevto rad.ovvn, „Ks(cnini ' W i.k„h S|unLC j,, n »• . v;e|dilležilé|sl|s'>u pozorováni ni;ll|rillnlh|i > '"upni, llWasl IQ^ >f , ""''I, ;AUle»'~" l^bsvevscehsnii-reehod^,,. * * ^ cm, která , ......van, sponielio ladioveho zářeni dávní , ■ maximální 2llkral sahan .o vuulKU od sebí odliší. oostinuiv — t,'vul iá|ťnosti 7 kpc od centra len m.wima zářeni meni než 20pC daleko od "* W| rovinv I alo odchylka činí inénč nei 1 700 průměru vodíkové vrstvs ce»"*, tj a vrstvy ukazuie, že žádna icii část není podrobena silám pusohkim jijesiia .....•),, /namena. že vodíková vrstva leži v rovině symetrie soukolí"1' ■ přiroa .-.il ladem pro detmici souřadnicové soustavy. Nova pnzo-5iavy J íc ,l ttaiakneks pól přibližní 13 od starého i nelistovou 0,1 . I(,vánt těchto výsledků zavedla Mezinárodni astronomická ume v t |9H í»* k ick\ - ' 1 ' '"' • -ve systém,původní znaíený l",bn na roalil odstarvch ffffj p * " * vsu-m má palakiickv pol v hodí o rovníkových soufad- ničích 12''49» 27 24 1950,0 Nulová palakn 1 oyla položena do směru rádiového zdroje Sapmarius A čili Jo místa -1 n ťadniecmi 17»43"2 i 2s SS 1150.0 a od tohoto nu n., tkl Ifttl ve směru rostoucích reklasccnzí. Pruscčik ga- bkdekého a nebeského - o niku, který dřivé měl galaktickou délku 0 , mi nyni délku 33 , neb, 1 .. galaktických souřadnic se ztotožnil s předpokládaném směrem do sliv i ,l.ixie N'ové souřadnice se znáči I, b. Poloha Slunce- n galaktickou rovinou není uváděna přimo * parametrech souřadnicové soustav, . ucboi definováni základní rovina musi nutně procházet pozorovacím místem, ii Sluncem. Slunce jc však tak blízko základní roviny( - 4 12pc), že jeho odchylku lze zanedbat. Hodnoto nepřesnosti 12 pc ve vzdálenosti Slunce od centra Galaxie čini méně než 0,1 . Přibližnou polohu galaktického centra možno určit již pohledem na Mléčnou dráhu. Přesnější polohu lze stanovit jako osu symetrie v rozloženi různých objektů, zejména takových, které jeví silnou koncentraci k centru. Z rozloženi hvizd typu i i, „„.iŕadnMsii p »iOjj _ Mg We&oW lV "''",m, ,rte)ttr«lnkh cfW Lodi,,,,,, ss> ►*« a, ''.'iiv'ii. i.-v.i..tu,.............. IV.. m..M"""" """" .....:::::..................* K ...mu pcniupnic .j DkotooK, íc Cälaxi tfft, hví/J « "dukimMi ^imiilu ubývl iTdo ľCnu "wntó. njbtt '■"'.'\,.,..i-«ľ uk"»hu7ä„.mlkul:nlli «*»ee*. Pton, |lk„ iĽlWs iiK"* kv, hvííd bude spä pravidlem než výiúnfc ''n''"n" * i ku.- yv»*v' ""tiil|.,xie uk vvcházi I1.1.i11..U ptihližné 2S—«1 kps Jeit tlouštka \e l»n> rr°mi,s<., p. n:< "kr.ni •' » kpe < semru pozorovateli hledícímu na Ga- t.Uk » bv « jevila ípWewl * l">m*ru 1 12 podobní taku iiné spirilnl <*■ z boku Složky Galaxie ll.i.i.lein' lo/.lišov.ini složek Galaxie i sri."'."1 ■' ■ skrslo - samom'" cenimm ^ ii|iini. vl. ,p,,|c.|M„,1M ä^^taä^ ;.....-.......'"■............... mlhmn. P»'™J' jcžei jerfdfc*jl zdro) Sagni.....n \ ,lV/,ka,nin, rtkWfi PopuUd I „„v,, h^ZÄi U ÍPOäVÍ W 0/V ole- ' - hie..a»- ',f:,;;;;1;;ľ;:;;, neiinu-n..........„.j „«sahleiMneitjeln i „ s „,„, ,fcuics.nc ik« u,n; -....leh. Temer současnu s t tmu. delením skracovali U V k..i,„.l.- .. „L. ., -.kterisiicks ic pni m diagram barva-svíiivosi „ než ľ,l nd centri Galaxie, ani/ by s mm skutecnv m->•«-. .. pefab) ma Sj-rA i ivrimunci ././.i/cnuM ľo plyne i ibeorpcc pozorované V( spektra zdnw na vlnové Jelce -I cm. Winapadnčii .e pmiecuje u spirálm),,, mene. lehož ndJUenocI nd ccetia nflfCDC ľJhjdn.*tir n,i 1 kp.' Inin j,,,,,, ^ t'/iazi mezi nami a ťfftiltm Vedie učasii na celkove! rciiaci tíalaxie m:i icsf,'- /f... pchyb >mi'rcin ixl centra. Y m/sté. kde pTOcbAxl pred tdrOfcm Sp \ J ■bon ahMvpčhi čaru. icuž radiálni rycWmi souhnul s lychiostj „./;,„, „,, jc. ramene po oton siranách centra. Zdrm Sgr A musí le/et »e l ŕtäl .. ■ " H' ramen.i,tedy bliic k centru než UT, ľ„ nv«,l( Miipeň ,isr..|v. ■ „„ ,"cž icme zdroi S.er n i gaiakiickt-m cenirem. ' ku_ „laxiich. Témíř současně s tímto dělením vyplovali B. V. Kukarkm a P P Paresen, na řadu iWsystemu. Rvlišovaii pudsysiemy ptocbč „Jpovidaiic, 6.3. Celkové rozměry Galaxie Právě lak jako vzdálenost Země od Slunce nu zákla... pro studium sluneční soustavy, je i vzdálenost Slunce od centra tu parametrem Galaxie. Dosud se však nepodařilo určit luto veličinu přesnosti. I aejnovéjšl hodnoty mohou byt o 10 "„ a možná i o JO Vzdálenost Slunce od centra je zhruba 10 kpc, avšak s došli znační Nejvzdáleněji! objekty ve směru aniiccntra jsou proměnné typu Kulové hvězdokupy k určeni rozměru Galaxie nelze použit, proto, jsou ve vzdálenostech Magellanových mračen, a známe dokonce rické kupy v pétmé vzdálenosti k mlhovině v Andromede. Ani o menných typu RR Lyrae není jistota, že skutečně ke Galaxii patří, nebol několik hvězd, které maji tak velké rychlosti, že Galaxii dříve nebo po,. 3M i znám ítijStm iľčnou né. ■lolou. Lyrae íčkteré ■iíalak-ech pro-je známo lěji urvale populaci i. I""''' •••"»• BaaJeho tříděni chvbi. a podsvstemv ku- lové odpovidaiici poi ulaci II Všedné tříděni a n izvoslovi |e z roku 1957. V češtině uílvamc terminu složka ye významu fyzikálne stiňuorodé časti Galaxie.) To znamená, íe hvizdy téie složky man alespoň V h rj šech sieiné rozloženi v prostoru a pravděpodobně měly ,vclmiP"dobn\ i -l Možks se děli na podsystémy, ti. na souhrny objektů, které maji stejné F; ilnl vlastnosti, napr. podsystém proměnných typu RR l.vrae, tl.nj spolu - po nem kulovvdi hvězdokup a dalšími podsvsicmv patři ke kulovc složce U podsystémy kulové složky, kicra zauúma prostor na-h koiona. Příkladem isou podtrpaslici, na něž patrně . této sl.vkv, dále kulové hvězdokupy a proměnné typu delší než 11,4 dne. Střední kulová složka obsahuje dlouho-periodické proměnné spektrálních tfid teplejších než M5e s poměrně krátkými periodu nu, kiei t spon /.času k teto sloz.ee spolu s rychlými hvězdami. Prů- měrná vzdalcin . ' 11 kulové složky od galaktické roviny ie 2 kpc. Do diskové si. . .-. naleží například planetární mlhoviny a novy, které jeví poměrně silnou koncentraci kc galaktické rovině. Jinou součásti této složky jsou hvězdy se slabými spektrálními čarami, o jejichž rozloženi je zatím známo velmi málo. Průměrná \ zdá lenoši ob|ckiu diskové složky od galaktické roviny je 400 pc. Starší plocha složka, jako isou hvizdy třídy A se silnými spektrálními čarami, se zřetelně odlišme od extrémní ploché složky, která obsahuje nadobry, mezihvězdný 367 Sou Ji se, že /vvany řilaklií připadá nejvěl I RR Lyrae s pel i I I jun JI Uactč wvnty ie PúJe.'ite ku/o> mi.'kvm kde/to ■hii-ktu pfc* hc slu/kv , sje/tte < «a chemické Jt „ . ,ŕ>ksch ľi.Ki, v. N...vn..„i , t| ^......:::!*::;,................,„,,.,„,«,..,„ Plocha slo/k.i fypidtvm představitelem tc me/ilivé.-.ini piv n /ciim-iu r,v. vodíku, neutrálního i lonizuv jncho ic možno dob.csJcdoi.il i , \\, -iei|,,,u| f ''c,|i že neutrální v.shk se .-jčinJ ohicvovJ( i méřite/ncm mn.vsivi ve v j i|,-„1A|1 j od centra Směrem k centru iiustots ■ pnhvvj j .losjjiutc maxima v ľ kp, ||u *>l neutrálního sodíku .fosahuic < véNimi uch' - rneri-imi ivkvw m.isinu t s,ot< loni/ovanv vivJik ,e v IIjIjxii nb)eiu|c pŕihíi/né v 10 *p.. icli.t hustota oisV"'" 33 kpc, pak prudce klesá a úd J kpc do centra vůbec žádny zustěn nelni Kotoio ke tihkin kr rovmi >c neutrální venilk rozložen pinlle normálni k" četnosti, t|. 1 gjlakiíckc rovine iru u/ke rrunmiini a na obé strjnv kle .j (| .. -v prudce, pozdě 11 mime ' Cl4'r čím v v p, set absorpce. J luJl.' 1 1 v počet e^i, nosu, značné nesnadni Podsisiem cefeid ic znám jen do vzdálenosti >_j ^ ixl Slunce I podsystém otevřených hvězdokup re omezen n.i Mléčnou drjřiu 2 % hvězdokup leží nad AI' galaktické šířky, ■ to (tou violinou bl řfes selkou koneen-.-j.i še cj.-is'.s;'' -řemu konci kému centru. Znamená to. že po/onneme převážné blízké objekte spirainich ramen Jen málo hvězdokup ic ve vftll vzdáleno* tu tnnkami v rozloženi le např hvězdokupa se Wa.:. Ke; t ■i obickty. ke Ralakuc-"ihliísjeh Mezi vy. šířce H _ ié.______ . ------.------- ■- - o™* .„ve . Protofc ieleľlOpc daleko, leží ve skutečnost, hli/k. é rovtny ijctfnsoka galaktická sirka ,c/působena perspektivou V«b lokup; douhuií výsek do 100 pc tú J00 pc nad galaktickou ros mou i hmotě Galaxie phspivaii otevřené hvězdokup* ncpatrnvm zlomkem Dúková složku Z proměnných hvězd patři k diskové složce pocen, Mu j ( cti Jetích jasnost kolísá v širokých mezích a v dlouhv.h časových 11 h. i.ikži rirotncnnosi lze vnadnéu oblevu než u nn.sh r\ pu Proto K di ti /namc všechny proměnné typu .Vtira (Jeti do ID" nebo 1 do 12" i m uje 1 ta c*otoost, že nové oblevy isou v posledních letech čím dál tím v /.1 • ZpWtenl podsystému hvézd typu Míra Ccti iei zarazuic zřeleln do diskové /liusiéill ve v/dulemiMi | kps Vl. sm, to-c1""1;",■--II šľ,ä;1'•^"vvs.stuietizícmes "'^...ItskoS. .....'s ľJ'H I Ploi. |||Ui( kulová slo/ku Ke kulov. shvse paiíi nělneré proměnné typu RR Lyrae. Velkou vVh.Htou hvé/sl Klš l stav ie lejich vc-lke množství fjssto se vyskvtoit vysoko nad ialaktic.ou r.« ,1 .......id zaskrnénv absorpci iak» objekty nných složek pglsi velmi vý hodná vUitnosi |c stepu absulumi velikost všech proměnnvch tohoto typu. Na rozdíl ... I íetd nezávisí •btotutni velikost na periodě, nýbrž, pro všechny hvčv.h mi 11 Kljsihkacc proměnn-.- hvězdy do typu RR Lyrae « změřeni středu. 1 min e velikosti stačí spolu s výpočtem absorpce k určeni vzdálenosti p. I iní iv lulovseh hvězdokupách, lak uvidíme ,,,;e, jsou 1 1 clmi podobně rozloženy |ako volné hvězdy RR |.iir |-„ 0 n .111.1 domněnka, že volne hvězdy unikly z kulových hič/dokup '•>. icn č asi volných hvězd mohla uniknout 1. kulových hté/Jok"! druhá íási rouscll zicimé vzniknout mimo ně. Je však tnožne, , echny 1 cpu RR Lyrat mé Iv společnv původ a značnou ěást vvvoic s kulovými hvě/dokupanň Vv nu.,. 1 typu RR Lyrae i periodami Itxaissmi sel 0,4 dne. T) patři slož. It, kuto, trii podsvsicin kulowvh hvězdokup. Je známo přibližně 120 kuloweh hvězdo) tip I tento počet neustále kolísa o několik icdnotek podle toho, kam kte.v lulot t ladí s. Lb I čil p mezi kulové a otevřené hvězdokupy. Na obloze jsou kulové hvězdokupy rozloženy velmi nepravidelně. Mezi rcktas-st-nz, I • • ,„!.:,-;•, »J80 leví velnu silnou koncentraci ke galakt.c- 36» 63 ■ Č 3 Í 3f,9 -t -3 -5 -3 R > tj -: -3 T "í 2 i -2 2 I 13 £ -5 11 Č. C = e f III ť- i I ? í lí f K. í ?"2 ■2 £ r- Ju avšak pomerne malou ko,K«HraĽi kc Ril .'t.ické SĽ J"ko,"-Ľ v ""loženi projdi """ľ™ """^ V ,ísnc W" Í^^ŕHi "úlových hvězdokup n,a ,émC.r SK^^Í i^'....^- huMOis ma|i pííhli/ně ivai nuacnirK ma,ym «J**Mntn, Kalakiické rovině V ..néŕ it.u..... ,ť)né !i"sl"u m;1|i Pf»w>>.nŕ tvaí rota uičnich zploi li'lýth elipsoidu |iiv>oti.»>s. Galaxie a jeji rozložení Pi, vševh oui/kaeh ivkajlvith •* hmoty t.alaxie neho jetlho mri . p i/d ' icdiic pevne hodnoty, a lo )C husiora hmoiy v okolí ■niľ•'lllll^,, u/ •* huSlOCI míH, hývé obvykle sluneční hmota .\l na krych- VW r^n;„kam. h- vmh i*"* ' R em Slunee v ecniinien. Mra .1/ pc1 0,imi < calaktické rovine cxponeneiálnirn vzorcem e <*«>, kde Ä ľ Od centra, a |c konstanta Předpokládá-li se, že vntvy téže husi lohne zploštčlé rotační elipsoidy, ,e průběh hustot ■nam v každém lana hustota v galaktické rovině a ie-li znám poměr .„ , Pronn h.i/i hodnota 60. Velká poloosa jednotkového elip- soidu je necele 1 cm neni hranice, nýbrž hodnota udávající rychlost klesáni hustoi\ ■ i-.lv dříve odvozenými. Pro diskovou sloí - u pl) ne 1 pazorOVÍBl podobne rozloženi, avšak s hodnotami i 1,9 kpc, a l K0 usla ukazuji, že hustota diskové složky klesá témřř dvakrát mhlen a ova .lôžka je méně zploštila. U kulové složky jsou pomery /cela jtne, napi u,min mrvy podsystému RR Lyrae jsou vlce zploštělé než vnější. Určením celkove linioinosii (ialaxie se zabývalo mnohoautorů a použilinejrůzněj-fca metod Yči-ma i nit h jc založena na schematickém modelu Galaxie. Je přirozené, že sprá\most (elkové hmotnosti závisí do značné míry na věrnosti, s níž model znázorňuje Galaxii Vcelku mužeme říci, že hmotnost Galaxie je 100 miliard Sluncí. Tato zaokrouhlena hodnota ma chybu sotva větší než 20 "„. 371 hvězd v Cula*" v JT „ok*! Hano P»......""''' , Was(nim pohybem hvézj fj Roliožcm proiiuri.ve nxklmil hví/Jy na rvchl"-! tadulni , ton^ncialn. v:j-,« IV.v-.- ■ wlmi ro»l< " ■■ ■ i mm, nU„ Ze Slunce i vlastně ze Země! můžeme pozorovat pouze tu složku prostorové rychlost), která je kolmá na směr zorného paprsku Sfí (obr. 6.3). Sliv! a rychlosti, kterou znázorňuje úsečka HA, jí rychlost tangenciální. Druhou sloíl , rychlost ve směni zorného paprsku, tedy rychlost radiálni. FJhel /i, pod klet m se jevi íe Země (i ze Slunce! úsek HA, je vlastni pohyb hvězdy. Vlaslni pohyb1, hvězd jsou malé. Nejvétší vlastní pohyb má hvězda 10, hvězdné magnmidy v soul: :dJ Hadonoše, nesoucí označení Barnardova hvězda, která se ručně posune o víi e než 10 (za 6 iet o celou obloukovou minutu a za 200 Jet o více než o zdániiv umér Měsíce). Ostatní hvězdy mají vlastni pohyby velmi malé, většinou pod 0,01 , pouw něco přes 5000 hvězd má vlasmi roční pohyb větší a u 180 hvězd bylo naměřeno posunuti 0,1' za rok. Na rozdíl od paralaxy lze určit vlastni pohyb s vcľ.i přesnosti z fotografických sríimků pořízených ve značném časovém odstupu, např až 50 let Ve hvězdných katalozích bývají udány vlastní pohyby v rektascenzi á deklinaci 1. Vlastni pohyb v rektascenzi fla je dán vztahem *r — ati (" časových sekund l rok (6.6.1 372 -"""7.,, ■" 1 !■<"-' "^tT^věhlosi hvizde -,, uiieeneiaJnl J i vlastní pohvb v deklinaci Uě vztahem Hi Í' " *! A* [^hjovýeh^l dr ' * L t%\~~-]• (W2) 0 a * ÍS0U« fa a deklinace hvě,dv vMřene ke v časovém intervalu i vyjádřeném v tropických rocích.' pro yvsledný vlastni pohyb hvězdy ft plati 1105u.čO»o>*+bJ]i. {f)fíi) Tangenciální ry( b je vlastni pohyb přepočtené na složku rychlosti ko!- aou k zornému paprsku a ! (fiAA) kde * ie koeiícicio mnéinosti závislý na zvolených jednotkách), i je ročni paralaxa hvězdy. Jestliže ľi a u isou vyjádřeny v úhlových vteřinách, k = l, pak poměr u n udává tangenciální iwhlost v astronomických jednotkách. Pro rychlost v km s 1 ras /; číselnou hodnotu 149 . 10« 31 557 000 (v čitateli je astronomická jednotka V km a ve jmenovateli je počet sekund v tropickém roce), tedy V, 4,74 " 4,74,irkms', x kde r je vzdálenost hvězdy vyjádřená v parsecích, li a a jsou v úhlových vteřinách. poj linuti spektrálních car *■ ^ v, f-j • <6-'-6j kde , tetydůmtvldt, Ph přtbhžovani BVÍzdj ipektrataJ un I k |,.ilovcl)ltl kon. i sp,.Llr ie radiální rychlost záporná pn vzdalováni má kb dne znaménko Ka.h.ilm rVeh. APEX íjfc.. *sj. ZcUnlo v pohvh h»tid voIuiy pohybem Slunce Sluňte i pohi bmc, víhlcdcin k okolním hv," dám tmercm k apexu Tím vjj?' nUnlivy poính hvfad, ,<■!«>» «jS2 ni ncbeíkou «lřru nudu doinn toov « v< «měru k iipexu hvíjd» í' rnniponly « » protilehlém hodí ■ nebeikí tUH «c "pil ícskupom,, latd k rrfepoarávaji ni střed Slunce, tj. opraví se o pohyb Zem v;„ siUtKc, g rotaci Země kolem osv, popí S pohyb kolem ičžmč SOUStaVJ . Vtóit Prostor.'! j rycnlos, hvězd* : vzhledem k Slunci je dána r = Kŕ? f r!) 6.6.7 Púvodoŕ se predpokladalo, že vlastni pohyb* jsou nahí do velikoji a smeru. Avšak Herschcl koncern [0 ttoJetl rlnWlll, ie níkter. K směřun zdánlivé k jistému bodu na obloze. Vysvětlil to pofa] betu Slun i oelé slu- neéni soustavy vzhledem k oko/ním hvězdám, ť'héžn* hod, zc c hvězdi zdanliví rozestupu|i,ukazuie směr relativního poln Hu omaco hôrni) Slunce mezi hvězdami a je apexem slunečního pohybu I >i bežné bmt. Ježící na opačné straně sféry, do kterého vlastní pohyby hvizd ; mapa. Apei leží v souhvězdí Herkula a mi souřadnice stanovene umluv,..; ■ u dni apex rovníkové » = 18», -» . ?o , galaktkk<í ' 55 7, ŕ 232, rychlost Slunce* 20 km s 1 ' R-dU™ Sh™, mlBiot t aUam hiŕ/Jjm ........^ ^ fniu 174 ipťs„ ic '-'visia na mnoŕ.Mvi „ví?d , ' ] V'a l™ P»hvh 'napr. hvězdy skupm* ..... I'.'l.vl..... hvězdokupy SP°,Cťny «**>* v P«*«oru. Ma obr. 6.5 je znázorněn vlustni pohyb hvizdy na obloze . i . u u „ rok pouze pod vhvem slunečního pohybu vzhledem kiS^ tffr.fti. VUsm, pol loŕ/ds .. «i*Mái«idánlrrttapohyhB Ji--"*—-J Kf ^pohvTnt pek".....A=-r*r i "o .tnfltu což je skutečný vlasmi pohyb hvizd, kterv by bylo možno pozorovat kdvhvsc Sila Moha hvězdám lako celku nepohybovalo. Složky ' u všedi b*. ■ I amapcMia zrcadli sc t nich pckuhárnlpohvb Šlun- ce: druhé si.. I t) iiut náhodný směr a různé velikosti, pokud by se ncied- OalO 0 skupín ui. t sc sictnvm směrem. Tento predpoklad sc ukázal ne- „pr.ivnv Skul. I '. tcdj pckuliaim pohyby hvězd děli hvizdy zhruba na dvě skupin* a proud*, které ^tnéŕuii kc dvěma uběžným bodům na obloze, ov. zdanlivým vertexům, jejichž íouřadtuce pro ckvmokeium 1950) jsou: 1. proud 60 mezd) > 6'>04'", n 15, 2. proud (40 "„ hvŕzd) i 19M2"1, * -64\ Tyto dva proudy ob)cvil na základě studia 2500 hvizd Kaptcyn v roce 190-1 a označuii ae VI ai i hiciainrc' iako Kaptcvnovy proudy. Je zde ovšem značný rozptyl koleni tiKt.i. ve kterém pckuliárnl pohyby hvizd převazuji. Také ne všechny hvě/.K se zmastiinh tohoto prouděni. Hmotné a teplé hvězdy spektrální tfidv 1! maii skuic. ih vlastni pohyby celkem náhodně rozloženy ve viech směrech. K výpočtu prosí.....vé rychlosti hvězdy je nutno znál však rychlost radiální, která ic zeiména t. ,as„ě,šk h hvězd určena přesněji než vlastni pohyb. U radiálních rychlosti je přesnos. určeni nezávislá na vzdálenosti, pokud bylo získáno spektrum 375 . ldi,pcrzi.Al.n-^^^ **** - Jl5lJKín:*Cř,»oS, P^to> - r "r.u,l:,|,„„, ivc^os,^' něno . chvhou parala.sv. r«i " ^ ^ ^ sc ,,r,u.M.i tem ^ ÄSoX„cľv^nirn'^híHun. .....<|(tsmich pohybech. Pokud vztažlke*Unc,.skla^ Sluně* n,a ™ ve,lr,, r ' hodnoty, podle toho, ke ch, dokazme, |e prouděni Ajgap&ť Apex Obr ss. Rozloženi vlastních pohybu j radiálních rychlostii i u vztUlenostech ud apexu za předpokladu, ie t>> ia pohvhovilo tolik.. Mm "vch "lilových dám z blízkého slunečního okolí je tato rychlost 20 kra pravě tak velké jsou vzájemné rychlostí hvězd. Ovšem i zde jsou v ■ tré hvězdi maji relativné ke Slunci nebo vzájemné mezt schou rychlosti ,|Ui[i hodnot 50—60 km j-1 a v ojedinělých případech .iž 200 - '.1X1 km I ak například tzv. iKapteynova hvězda má radiální rychlost Jiti km s 1 zn.n značí,žc sek nám hvězda blíží, radiální rychlosti označené znaménkem i. žc se oj nás vzdaluje) i rychlost tangenciální 160 km s '. Výsledná prosí..i ■ .hl.ist vzhledem ke Shinci je tedy 290 km s '. Větší průměrnou rýchlo' I .kazuje Slunce k určitým skupinám hvězd, ke kterým patři hvězdy spektrálního IVpu (i a K na hlavní F^oupnosti nebo proměnné hvězdy typu RR Lyrae, kulovým hvězdokupám apod. J^cT^cTT11 ™iteaa KaP'0""vvch dvou proudů prořidlých srnéru? Okc4no«, že co plat, o vlastních pohybech, platí též o prostore, 3» iv .ealn Ľ ''"dswu prouděni . rVchlos *«« představuje N*P"«ii«mU celková hmntnos, l H, ,,rr '■' lit '. Přiklad in Klon I -liřkveh hvězd pohybu-ich sc lH> ru/n>sh drahách koleni středu Gafcutjt (. Hvězda ŕ/., se pohvlnoe |so kruhově driie, hvězda II, sc pohvbuic po eliptické dráze ■ bliti k k pero ajiktiku, lis«■.-.!.. li pct.iialaktikem jit protít. twrovatel. n., i ■ la. ie hvéida H, sc pobybuic ke italdko ki.....ordu, kdežto hvězda H, \c oi něho vzdalme w hvězd mimo stři .s.c není zanedbatelná vzhledem ke hmotnosti centra. Ko- neěnéneni ani zaned lne vzájemné působeni hvězd. Důsledek toho je,že hvězdy se nepohvbui. In Galaxie po rovinných křivkách, málo výstředných elipsách, jako pl i , jejich dráhy jsou výstředné, neuzavřené křivky,které neleží v rovině. Vysvětleni pt n hvězd je možno nalézt na obr. 6.7. C oznaěuie střed Galaxie, kolem kl : 11.. 11 n i vybratie hvězdy. Hvězda Ho se pohvbuje téměř po knižnici, hvězds i i ,11 se naopak pohybují po drahách výstředných. Pozorovatel, kicry je na hvězdě 11 . m.i možnost pozorovat a měřit pohyby hvězd jen do určité vzdálenosti Pozoruje tedy hvězdy jen v blízkém okolí. Hvězda Hi se právě vzdaluje od pcrii>iihikiika místa ncjbližšlho centru Galaxie) do nejvzdálenějšlho bodu své dráhy - apoiMl.iknk.i. Naproti tomu hvězda H» prošla již apogalaktikem a vraci se k centru Vzhledem k rozměru Galaxie se na měřitelném úseku dráhy neprojev! žádné zakřiveni 1'ozorovatcl má tedy dojem, že jedna hvězda proudí k centru, druhá od centra. Hvězda Ho je zástupcem hvězd, které se pohybuji v dráze přibližně jmihové a nejeví žádné prouděni, hvězdy Hi a H2 jsou zástupci hvězd s ezcenmckymi dra- 377 slunce v PerÍ£^"K.u "^20 km 0*^ sh)ace lid rrfOSWreni iwl,,,,,, Vcs«arJi li^'r, Herkula" Toto .vr*n vdou. avšak formulace ncn, Z*» rotace "f^Ä** vice než desetkrát v„s, správná. 0»«« * 1 ' ntrU Galaxie te »« . .....m-hov-il ľ>» krtího ve drá,.. -zhledem k sen nni— — správná. S/unce se .x-hynuiv - ^ ^ hvězdám; vzhledem k centru . • h>. sC pohybovalpo kruhoyZ dife Vzhledem k «^'^oSS U K - dobť Slun«, k rvch! KítoV S«.< 'c těždehnute tzv. základni sluneční pohyb, ,chož ^ má souřadnice ftosrorové pohvbv hvězd oproštěné od pohybu Slunce je m. -ž n. psa, eljp^ derr, rychlostí Po,em elipsoidu rychlosti lze vysvětlit na tomto přikladu; oblak častíc jako celek hvězd) se pohybuje jistou průměrnou rychle >ž muže ty kruhová rvchlost kolem středu Galaxie), avšak jednotlivé časti „i relativní rychlostí vzhledem k těžišti oblaku ícož jsou pekuliárni rychlosti Ir těchto rteloililniich rychlosti je náhodné a lze jej přirovnat k Ma rychlosti molekul v oblaku plynu. Umistí-li se počátky vektorů pekuliárnich rychlosti do jednoh vektorů budou vytvářet kulový útvar. Průměr z jednotlivých směrech bude koule se středem ve středu oblaku. Jestliže v i nějaké prouděni uvnitř oblaku, pak konce vektorů vytvoří cit p Poloosy elipsoidu se většinou vyjadřují v km s 1 (proto se mluv i Jostí) a jejich vzájemný poměr závisí na výstřednosti drah hvězd Jsou-li dráhy hvězd (vzhledem ke galaktickému centru; kruhové, pak poloosy elipsoidu jsou malé a jeho tvar se blíži spíše kouli. To je případ hvězd typu B Naprou tomu skupina hvězd s velmi výstřednými drahami bude mít elipsoid rychlostí značné větší a jeho nejdelši poloosa bude přibližné rovnoběžná se směrem vcZerllt*' tó řid' ŽC ne'de,Ši POl°°Sy bud0U Směřoval Přibližné ajl relatívni ■ Rozděleni ■ ivu rozděleni u, pak konce ; u v různých ide převládal nikoli kouli, .ípsoidu rych- {,ku|>i»>< ***** vykazuji výr»,.miu „dchylku ,d ***** z&kladnth,. sluni-Cnihí, Al*-"1 . ., ,Uira-hs*zd.i u,.l>k lov-'-'' HvOiy r*"' hlavni posloupnosti KK lyr-hvé/d^ ti hveHtokupj IS M 7h 107 II B4 1 - 24 15,5 km , taj 54 <>" - 2 148 - 10 150 - a 108 - t 24H 0 Sekulární paralaxy 1 „„. že Slunce , hvězdy se pohybuji a maji dokonce „ste zákonitosti v pohybech, lze těchto pohybu využít pro odhad vzdálenosti jednotlivých hvězd nebo hvězdných skupin. Ta složka . hvězdy, která směřuje k antapexu ■ je způsobena pohvbem Slunce, ic tu -Ji hvězda vzdálena od apexu 90 . Avšak zdánlivý vlastni pohýb hvézcK laný" pohybem Slunce bude tím menší, čím bude hvězda dále. jelikož, deľ: v dráhy Slunce vzhledem k okolním hvězdám za jeden rok ic •■'iioimcké jednotky, možno odhadnout z posuvu hvězdy . lakto získané paralaxy jsou paralaxy sekulární, kterou navrhl Boss, je určeni vzdáleností členů hvězdného .v.dokupy. U vzdálených skupin hvězd vede k paralaxám icä běžné paralaxy trigonometrické. . kuttrnl paralaxy plyne z deftnice tangenciální rychlosti. Necht hvězdy od apexu ž, což je úhel, který svírá vektor okamžité Spojnici Slunce-hvězda, a pro zjednodušení nechť se hvězda pohybuje rovn se Sluncem rychlostí v,, tj. vektory rychlosti Slunce i hvězdy jsou v jedné rovině a jsou rovnobežné. Pak tangenciální rychlost pozorovaná ze Slunce (Země) je , . f6 - n f oba f a Sin z, V>-'-l> kde v9 je rychlost Slunce vzhledem k okolním hvězdám. Jelikož 6,3. 10* km k antapexu jeji Obdobná proudu - pohyb mnohem pí-Metoda v je úhlová vzd rychlosti Slutu Vah- 4,74 t, Tt pak Vh 4,74 '" + f e sin A . 71 (6.7.2) (6.7.3) Možno říci, že statisticky jsou v průměru hvězdy nehybné vzhledem k nejbližsimu 379 378 < , -Jrrorú ofatmi'O'-n r> , . , i/ť kolem sircdt. Slunce |,, mená.* P"''W""'.'' J Jtřjv ye/kéipJau^W**-* w .. 6.7.4) Mg ovšem luŕc ic P"1 ,en''' pi) rež. že. ' l.j; tm V" sVSICIll som .UÍlMc v In ■ ^^ííáíí'^......... mtóa p.'ui»'.irw ■ slil ' f.r J -4,7-í ^ .= - - • i • r sin z b. 7 »7^ , .SŽ-a prumirna parata skupiny " " '"...„,•,-„,. ^ «*,+ wvooMiov s vektorem okamžite rychlost, Muncc a cela skup,,,, rcprt.A.n rwe tak nehybnou hvězdu. Princíp metody te zŕcmy. avíak vlaitní postup vy • Pn- niie laK němčinou mezuu. i"""t......~j '---'—" ' '"' 'vPočtu parata ,e poněkud složitější. Podle metody výběru a rozJoienJ In :d p, .,„■ , j bráním radiálnJch rychlosti rozlišun tť parata a.) sríedrii- určena výše uvedenou metodou, b) sekulární - výběr hvězd se ome/uie kolem ž 00 . c) statistické - bere se v uvaíiu i radiální rychlost Termín sekulární paralaxa ie tedy vyhrazen icn pro paralelu ,, |cjn z těchto metod, i když se někdy ljživ.i jako inaaccfil MUhrnn způsoby určení vzdálenosti. Pokud se týce pohybových hvězd I .,. zdánlivé směřují k jednomu uhěznému hodu na obloze, kterv k ,, l~! ' od hvězdokupy, pak lze soudil, ie všechny hvězdi v této skupí;. K blizné rovnoběžně a platí pro průměrnou prostorovou rychlosl I i "' PU~ * -''Ku p y kde kde „ na Cos řV v ie průměrná radtítaí rychlost hvězd na hvfedokupé, , , *- 4'74" IgH, 6.7.7) 6.7.8) ÄÄÄr*---............w ^ jc /.řeimé, Ée v tialaxii cxisiuie i určui závislost oběžné rychlosti ^lilciiosti od cenua, kterou vsak není možno vystihnout napnVAaJ má v . '. ,v„„v 1 .ľ předpokládal, že střed Galaxie se oláči jako pesnv selek. pat***" ' Obr. 6.8- v,,v Oiťtcinulni rotace Galaxie iu vljsiiu |sil. ■' i'.hlosii hviid. A. okamžite r..1 ,1 .i Munce S, zm predpokladu .uii po iíniéŕ kru- hových drahá, h pfcdcvttm na vidálc- noad od itfedu Galaxie, který je ve trním galaktické d< ■ II výsledné vektory okauutitých rychUmti po odčítaní rychloRi Slunce nahli OTjVatdl na Slunci (Zemi). Vlasmi | , ./onneme ve amíru ke galakiickcniii lu / 0; a v protilehlém bodl .M lak, iako ve imŕnj apexu a ml tiká lak dvnjvlna vc vlastních po. I pohybech a radiálních ru'hloxtcch loé.-.! vii obr, I0 íl uhlov.i rycl M■ v zdalenosti od středu nemění. Ve větší vzdálenosti se pak úhlová tyclilosl zrneniu je lak jako u planet, nelze ovšem očekávat, že by zde platil přesné třen .mí on Isepleruv, kicrv se snad uplatňuje jen ve velkých vzdálenostech od cen Ira. Vliv galaktické rotace a /.měny rychlosti se vzdáleností od centra se projevuji i na velikosti radiálních a langcnciálnieh rychlosti v závislosti na galaktické délce. Jako příklad možno zvolit H hvězd v okolí Slunce, které se pohybuji stejným směrem iako Slunce a |sou vzhledem k němu rovnoměrně rozloženy ve stejné vzdálenosti (viz obr. 6.8). Slunce se nalézá již v místech, kde rotační rychlost klesá se vzdáleností od centra Galaxie. Hvězda leild nejbllžc k centru bude tedy mlt vyJSI rychlost než Slunce, naopak hvězda nejdále od centra bude mlt rychlost menši. 381 nudou mi! hví/dj lei"-' l)r» \ /nik dvoivln. itlMCnli h i-.>hvb«h JmImuIi ryetitestech ,Visle ťSť l-.UU v kin Ve nu vodorovně , . KjUktuk., délka ■uch rwhlo,,, ('..rkovaJ, Mllllsoid.l .-lUA.rňuif .h , vlastiucJi |'..:, I.„ , f",J nekau délkou llič/d, ,'" v/dalenv od Shrne* 2 K|h" 2. Smír relativní rychlosu bude takový, že hvizdy blíže k centru budou Slunce předbíhat a hvězdy dale od venira se budou za Sluncem upoždo, at d\ pfed Sluncem a za Sluncem budou mu relativní pohyb velmi mah. ten Tento etěkt zůstane u radiálních rychlostí v podstatě zachován. - |,C1(. oh/ed na zakřiveni drah hvězd. Vlastni pohyby isou však iiijmiii.i jvj jj^. zakřivenosti drah i ve směru před Sluncem a za Sluncem. Smery p před Sluncem a za Sluncem již nejsou rovnobežne s pohvbern Si toho je, že maxima vlastních pohybu jsou posunuta o 45 v gaJaktji maximálním radiálním rychlostem. Vvnese-li se průběh radiálních i rychlosti v závislosti na galaktické delce, pak možno proložit poz, sinusoidu. (Někdy se hovoří o tzv. dvojvlné v radiálních rýchlo -pohybech.) Je to proiev diferenciální rotace Galaxie. hvězd ■lislcdck lee proti i a!nich n body istních Oortovy konstanty Snaha o popis kinematických vlastností Galaxie, neb. spoA slunečního okolí, vedla k hledání vhodných parametru. Nejčastč|i sc u/ľ i (iónových konstant. Jejich odvozeni plyne z čistě geometrických úvah a není obl Liné Nechť dráhy hvězd i Slunce jsou pouze kruhové a leží v galakticko rovině. Vzdálenost Slunce od centra Galaxie je Re, libovolné hvčzdy R, vzdálenost Slunce--hvézdaje d. Kruhová rychlost Slunce je v0 a hvizdy o, galaktická délka hvčzdy je /, úhel i je sevřený vektorem kruhové rychlosti hvčzdy a prodlouženou spoj- 382 ^bVfadi '•blnvcrvchlos,, MllnLl. . . 'n. pivně pro radiála! rychloM hvizdy ' Aiy ,s°u to „nové věty dále platí *in 1 sin 9Q * R ' sin / á COS; /V chkož ••' '' H " " 'c zřejmé, ře radiál i rau'-lni rvehlos! )C a "'• 2 této geo- (6.8.1) (6.8.2, '■ni / (6.8.3) 'fi.n,l. (6.8.5) (6.8.6.) ,/ cos /, sin 21 2 sin / cos /, platí ;-, zldsin2/. (6.8.10) S použitím vztahu cos-/ 1(1 ■ cos 27) a zavedením Oortovy konstanty 8 A - ,., lze nalezl vztah pro tangenciální rychlost vr d(A cos 21 *-B). (6-811> 383 ■ s klubOVé rvclilo-n hVíld v . Oortovy tawsimiy **ľ P"f*w' *£Tí^ou být.....-o*»J - -'-".s,„k'"' Slunce nikolikovícn ,cdnotlivvch IIVMO ■ |ori,vvch .vchlosi, „cho J"' tpnccrwim radiálních rvchlosii konM-.m.i A ■■ \ ^ ^ 4UoVDU p . I r .ml v .Ji'1 ^ lépe .■ vlastních pohybu Slunce V střed Galaxie Oř 6'./t?. Geometru rCcrU k«unai roiaic (lalnk (viz lui plyne •■<• i R A II. IVejuživanějši m/nu1! i >. i konstanc ie km s 1 kpc neboť vyjadřuji změnu rychlosti se vzdálenosti od . .aira. Kruhoví rychlost Slunce vz. plynepřimo ze zjištěných Oortových konstant i přijaté vzdále-nosti galaktického centra z? . N'ejuživanŕjší hodnoty jsou A B 15 km s 1kpc -10 km s 1 kpc 1 A ~ B - " -25 km s 1 kpc ' fí 10 kpc v 250 km s ' . 00ttWýCh k°nSUnt íe n**00 0 když s výhradou k hrubému odhadu IN (ialaMc / předpokladu keplerov^Ufc, • I [e hmotnosi Galaxie, tedy I ( li radiálních rycfalosi ftvzdilcnosii4.ili Jelkv / -|H . N iij středu < i.il.isi MOU nj/oměnt rozloženi Div ttM tmuhi ... ... mirugaUkrtckí „..„ j,,k:i £^, sířcJ (1^ ľ t Derivaci podle A' obdrží dra , d A* (t7Aí)' l (6.8.14) (6.8.15) neboli ď"o _ , '"Q d/? A* Srovnáním tohoto výsledku se vztahy pro konstanty A a B lze nalézt A o, , B A - o.0 = -J'"o (6-8.16) a dosazenim do výše uvedených vztahů za předpokladu známé vzálenosti R lze urču .11 ľro číselné hodnoty A, B a R„ vychází //- 10" Afe. 385 . ••-S S^ffi^** rrub'h — •chlos' 1 Ä5Ä==.........."......... 1/1 LLiMH » OfiitJ . 1......v.. "■• s,ala' kr«h»vá rychle...... "Ul"e <>Učl JI ,„J ' * ' tf pozorovaná» Orjakŕ ^JJ^ CNn »', Sv'iciiianckc ínta^ „„iikrury GapuUC Mtanctlc !>W«T' ■ rfdiowcli iiiL-ieui .•1111«. ncuiriij^ , velmi nízkou konca— „.Jiku Symbol l , velmi nízkou Spin 'ii ' 1 ' ' TST- o 30 ,., , • hnľ nvihv isou pro galakticky rovník iMpovKlá niiniin.iíni átíce/,rWurj u ah> P - kruhiwé Jrázc, tedy vzdá- (6.8.17j a tudíž i analogicky / víechnv uvjtiv !><>u i r.---------- /cnosti J?,,-, kde zorný paprsek le tečný ke kruhové dráze, tedy Rml„ R sin/ t piati, Je krubtiva rychlost r^niin pro minimální vzdálenost jc P/;ml» fl mas t"_ Sin / , Rmw V, n,„ [R sin I) 1 . Rádiové pozorováni 21 cm čáry neutrálního vodíku umožňuje mračen mezihvězdné hmoty, kierá se pohybuji po kruhových drah nejvétšizměřené radiální rychlostí mezihvězdných mračen v ru/ .'.daktickMi sf«rr>s')_ (6.8.18) (6.8.19) QOV" **. Vyhledánlti, »__i-,..... P I kpc) 386 (j klí. «•■•■ ■----—-----w IN LIŠ. (.laj fiv— . _ «1U »..'"';„„., ,,d,|.,.......MM. kiuliovj *'•*.« .lii'i'rľ'ľ' '';R iote Hvězdokupy a asociace Hvězdokupy jsou gjm-j ny In vzd, které „MUiMřcděny v relativně nevelkc-mX^T v"1*'' ^"leíni vlasi----t.i--1.— . tonu. Neiznaměiši, h, vuh.elnc pouhým okem, nebo irteně nápadné Hvádv"■",>","1 fWM0» 'iou 5naono poK.row.tdai kulová hvězdokupa ,„-."/*****11 W*e- • Brfmv odedávna, Pracsepe ,ako hvězdokupa bvlv "ľ ' W ; , fotografie °Wohy odkrvk, několik set téeh,,, h " V'mm)' A ^kohledcm ' júptariSi katalog ie katalog sestavený Altercm, RuprechtVm Sp<'!e;cnslvi-1*!'* Ä -dan, ».1970 obsahute 867 otevřených HS2Sé»!2^ |chož ^okup.Uukulnvvehhvězdn-společný vývoj a kup a «2 hvězdných asociaci. Hvězdokupy jsou zřejmé seskupení hvězd, které prodělaly vznikly ve stciném okamžiku. Hvězdokupy se dcli podle vzhledu na a) hvězdokupy otevřené, které nemají pravidelný tvar, b) hvtodokup! které mají (jak plyne jii t názvu; vzhled kulově symetrického seskupen: hvězd, c) hvězdné asoci e. které lze zjistit teprve srovtiinim ryzikálnich vlastností hvězd ve větší m • lnem poli. Zvláštni skup: ■ 1 sných hvězdokup jsou hvězdokupy pohybové, mezi které náleží například idy. Některé se však skládají z hvězd, které na první pohled nemají mezi sel ú< společného jako např. skupina hvězd ve Velkém voze, v souhvězdí Skorpuma a Ccntaura, Persea a Orionu. Tyto hvězdokupy se poznají pouze tím, žc Ir ězdy, které k nim náleží, maji společný pohyb v prostoru, tj. prodloužené vektor} jejich pohybu se zdánlivě sbíhají v jednom bodě. Bližší výzkum jednotlivých typu hvězdokup ukázal, že se mezi sebou liší především stářím. Ncimladší isou hvězdné asociace, nejstarší kulové hvězdokupy. Pochopitelně jsou zde i jiné odlišné znaky: nejmenši počet členů mají asociace, nej-větši a nejpočetněji isou kulové hvězdokupy. Také rozmístěni v prostoru je různé. Mladé útvary jsou poblíž galaktické roviny (náležejí do populace I), naproti tomu kulové hvězdokupv jsou v různých vzdálenostech od galaktické roviny, a dokonce některé z nich jc možno považovat za mimogalaktické objekty. I zastoupeni spektrálních tříd v jednotlivých skupinách hvězd bude různé, jak to ostatně vyplýva z. předchozího výkladu o hvězdném vývoji. 387 .............^„i. Obr. 6.14. Vlasmi pohyb) hvězd f močiaci IVrscus II ľrodlnu/cnun vektorů unscnciáhľ. ilo.il ]zc ztistit. ic oiňia» hvc.-1 -U iŕmŕŕ v iednom bo«le na ohlozu přibližné picd 1H7 roky ve stejném okamžiku, avšak ,iž se ro/ptýl.ly z mäta vzniku do «. «t0» mezi ostatní hvčzdv. Proto asociace není nijak nápadná, i kaj i iblttQ Orionu lze snadno nalézt daleko větší počet mladých hvězd OK l onde. A. Blaamv ukázal studiem vlastních pohybu hvězd, že asociace I hvězdy -Persei se rozpíná rychlostí přibližně 12 km s '. Jednotlivé hvčzdj byly velmi blízko u sebe před 1,3 . 10" lety. Podobně analýza pro .isocuci 10 I.a- certae vede ke stáří 4 milióny let a pohybová hvězdokupa Scorpio I trus nebude starší než 12 miliónu let. Klasickou ukázkou této metody je anaí; 2 vlastních pohybů tři O-hvézd AE Aurigae, u Columbae a 53 Arietis, kterou se pri I ázalOj že tyto hvězdy unikly z asociace Orión rychlostí kolem 100 km s 1 před 2,5 milióny lít Znamená to ovšem, že vznik těchto hvězd provázela událost, kterou možno označit jako explozi protohvézdného materiálu. Mechanismus takové exploze není zatím znám. Kinematické vlastnosti asociací naznačují, že tyto útvary, pokud jsou vůbec zjistitelné, nemohou být staré. Velice rychle se rozpadají a za dalších několik desítek mihónů let by nebylo možno je jako asociace rozpoznat. Hlavní charakteristiky základních dvou skupin asociaci jsou: a) Asociace T. Tento termín zavedl V. A. Ambarcumjan f 1949) P™ dví sku- S írľí"'t í títyPU T TaUd Pr°,0Že T Tau" •«'" k •>M,Ľ,su:iro- Mlvno Mbciaet O se nevyskytuji. Blízké Mil CS obsabuu i asociace T. Je možné, žc ve vzdálenějších asociacích 'cC O velo1- . ^ ^ ma)j p-j,-^ majou zdánlivou jasnost a nelze je iro*al- sociaci ic sporná, nesporných je jen přibližně V2. Hlavni příčinou P°?jjsicncc raJ- ^yj^flpa situktura mezihvězdných mračen. Asociace tak může plošti íc "C?r \.,v, nebo zdánlivě rozdělena na dvč skupiny. Často ie těžko f tcČnČ ZaC'ľo......-------~™*Myui}. v^asoj )C [CZK.( být ia , /da je | • ' - '"'•» asociace nebo zda mezera mezi mračny jen dovoluje (jzhod"00" ^/j.1lt.,„ , „biartj Druhým pramenem nejistoty )c nepřesná znalost pohled n-1 mll,,i, i u iai ich jsou hvězdy z. velkého rozsahu vzdálenosti. N4-fljálef11'511- ^ s0U(j -,. jsou pozorovány dvé nebo th asociace v temže zorném ijeflaU .. ľyijait tomm rozlisováni nepřikládají velkou důležitost. Vzhledem ke paprsku. I jl0U aS0CiaĽC j překrývat, což čini rozlišování ještě obtiž-' .„-ním rozmet_____.. .... . , ... ... M,uln ' e jí známo pěl nebo šest asociaci, v <0&\ ,'.. „, -Micky dotýkají. Labuti dokonce .■načny nčišim sedm. Některé Ote- -ezdokupy Ote. vdokupy jsou skupiny obsahující několik desítek až několik set hvězd i zavedl klasifikaci otevřených hvězdokup, nezávislou na vzdálenosti, ku-i žena na počtu hvčzd, stupni koncentrace a rozsahu jas-o číslicemi I—IV označil v sestupném pořadí stupeň i----x„.,t v,.,*7fi a to tak. že hvězdokupy msti členů kupy. Řím koncentrace. Malými písmeny chudé na hvčzdv maji písmeno p (pcffl počni než 50 hvčzd. Strední medium) Modřil množství hvězd, a to tak, že hvězdokupy chudý). Jsou to většinou kupy o mensim hvězdokupy o počtu až 100 hvězd ,sou nacuji ivoiv— — označuji pismcncin r neb':. AraDSKe c.suc. . - ~ oznaCujehvězdo- vosú: 1 znamená, ie hvčzdv jsou přibližné ste,nč ast«JUdta^ tét0 ......... - velké množství slabých nv«a j i- do skupiny 11,3»r- NaPto ^eztuoženna^osusržekter l),e .... .^ilni typn*l- kupy, kde je několik insných a klasifikace možno uvést Plejády, které patri Praesepe patři do skupiny I, 2, r. . 2^«, na znatos" -r- Jiný způsob klasitikace (zavedený též ^^^'^čuji spektrálni typ Jtny způsob klasihkace (zaveaeny i«- • ■ — r hvčzd. Skládá se z malých písmen o, b,a,f,g> * 3» ... , iilpiJinT hvězdy jsou na h| jasnější hvťzdv. a ěiscl 1, i, 3. Oí»la znamenán. 1*^ ^ nck(,,ik čciv^' posloupnosti diagramu spektruni-svlris-osr. * ^ ^ ^ obrů, 3. jasné hvězdv jsou »hřt spekirairi.m . vbujJ „j „řfcolika minut a; Zdánlivé rozměrv otevřených hvězdokup ■<■ l so jsB ro so'?_ Gtr, ff.;-?- HR dharm. p,o nr, n or.evfenyi.-h hvězdokup. c,t 1^'hvfed, «rfSg"™ hlľ^f^ poslouJ™"- Křivka znázorňuje vztah barev U-B a B-V -5,0. Plnévvti,^;^ľ"™.^IOUI'n05tV!':.s »h«lmnimi vizuálními TiuĽ'i lud.im i -2,0 aí -5,0. Plné vytaženi přímka vyznačuje SN posunuti diagramu mezihvězdnou absorpci lni 1,2. < vězdokum. Avšak s vvhodnu Z 3»« k hvězdy v ni, je od mis ,,rak„ckv ľ * uk«'»«M., £ JÄES i-Ädha^zdalen..... poskv.........^^S^^ l„kupv též-e struktury )sou stejně velké V a -^^"kladu fc M, - geCb * « * «* >'^árni rozměry ' kuP ' ah^ v ruznľch U-B ♦i.o a-v •iq a-v Oby.S.17. Vliv mc/.'.- ..-.Iru absorpce na diagram U-B B-V rr, KOC2287 íc tí......u mezihvězdné abK^KľÄ!?^ l*««W wrazný. vito u IC IB48 it vhv absorpce vjm, Nejspolehlo. mu vzdálenosti spočívá v sestrojení diagramu spektrum- -svítivost. K tomu ic ovšem zapotřebí dobrá fotometric, nejlépe v některém standardním systému, napi l ', a spektrální klasifikace. Spektrální klasifikace může být do jisté mtiv na i . ! iotometrii v dalších barvách, vedle V tedy ještě např. U a B. Znalost m bat ev má tu podstatnou výhodu, že v mnoha případech lze určit mezihvězdnou ab Drpd To je zřejmé z obr. 6.17, v němž jsou vyneseny barvy {U-B) proti {B-V) čtyř otevřených hvězdokup. Plnou čarou je vyznačena hlavní posloupnost, jak by probíhala, kdyby nebyla mezihvězdná absorpce, body odpovídají pozorovaným hvězdám. Posunuti pozorovaných bodů oproti křivce je způsobeno absorpci. Vliv absorpce lze početně odstranit a odvod! se velikosti Vq. Podobně z pozorovaných barevných indexů {B-V) se odstraní vliv zčervenáni a odvodí se vlastní barevné indexy {B- V)a. Vynesou-li se měřeni hvězd v kupě do diagramu V„ proti {B-V)i,, zbývá pak posunout stupnid hvězdných niagnitud V* 391 s/oupnns..... nmzKuumanvdi hvězdokup, jejich/ metodami. Výsledek je > labulcc 6.-. Vzdáleno,.! a SriH „ímjvh . ŕcn, ch hv^dokur ■ iiiili.in.--.il li-l Hvé.TdltfcllJ'.l ha/ Persei SGC 21»-' 1C -IM>5 MOC 22t>l 1'IciaJV .m u NGC um AI 41 NGC .'.'ST Ai n ,\i}c: orní Hyjdv ftm Kupa ve Vlasu BerL-niárw NGC 752 AI o? NGC XB JJc VOO Ff.v:r:.:.i PodU- |,,h, 2250 7 1150 ! 130 2 «70 80 12b III) ■40 170 670 200 17« »70 til 300 15« J90 80 2300 380 J-.Uľ 830 V některých hvězdokupách byly nalezeny cetéidv a bylo možní mezi periodou a svítivosti k určení vzdálenosti kupy nebo naopak vzdáleností cefeid. Absolumi velikosu a spektrální třídy běžných členu hvězdokup vývoje a jsou zřejmé z obr. 6.17. Z toho jednoznačné plyne, že jase a červení obři se nevyskytuji společné. Z méně obvyklých typů hvězd se v otevřených hvězdokupách v \ itiji hvězdy s kovovými a s emisními čarami častěji než (inde. V Hyádách b; bjeveno 10 bílých trpaslíků. Tyto hvězdy jsou tak slabé, že ic lze pozorovat (en v ncjbližšich hvězdokupách, a to ještě jen nejjasnějši z nich. Skutečný počet bl .ch trpaslíků bude patrné značné vyšší. Pomérné velké bude procento dvojhvězd, neboť v hvězdokupách sc pozoruji rauatol i spektroskopické dvojhvězdy i zákrytové proměnné. Tak v NGC 6231 je ■ti vztahu : stupnicj ■ na stupni "ty třídy B tuji hvězdy i -h hvězd spektroskopickými dvíiihvéiclami. Jsou však případy, *9t»ťa"v, ,ckuoskopickě dvojhvězdy zjišltny nebyly. Joko\,c lín„<-cb Hvězd, jejich zastoupeni iwnl uk různorodé vako jinde yj v b.+f týče P*0" ntoo pres deset cefeid v celkem asi 9 hvězdokupách, fvvšak l''*l'\, J* '"'"""^ velké inno/sivi proměnných typu'V'Vauri, které patři mezi O/^lái kupá* 1 . , /.vlášt zajímavé jsou spektrální proměnné, napf. Vleiont, ■Maty -./.Iv vtiťsc gkr, 6.1a. Diagram uugoiruvly. nehol i,„jnot\ svitivusii i 1'leiadách. PTO ■ dokupě ,s(,u praktický ľs^hnV ««TJ"Í FV** "Mnliv* MB jedna z Plejád, Vj 1 malé změny jasnosti spolu se změnami spektra. V otevře- ných hvězdokupa. .čí absolutní nedostatek proměnných typu RRLyrae, kterých naopak ' hvězdokupách je velké množství. Mezihvězdný | prach jsou celkem běžně přítomné zejména v mladých útvarech. RádÍ0\ i.umem na vlně 21 cm byl zjištěn neutrální vodik v otevře- ných hvězdokupa.! . mladých kupách bylo nalezeno vodíku větší množství, naopak v neistaiM . cvičné kupě M 67 nebyl nalezen žádný. Plejády jsou obklopeny prachem, ktci s se icvi jako reflexní mlhovina s nízkým povrchovým jasem. Vícebarevná fotometrie umožnila intenzivnější studium hvězdokup. Bylo možno stanovit nejen absol pi t a opravit o ni vzdálenosti, nýbrž naskytla se příležitost sestavit diagram barva-svitivost. Ten možno pokládat za přesnější verzi diagramu Hertzsprunga-Russella v tom smyslu, že na ose úseček není již kvalitativní smpnice hvězdných spekter, nýbrž kvantitativní stupnice barevných indexů. Důležitost diagramu spočívá v tom, žc slouží ke stanoveni hvězdného obsahu, popř. i stáři a vývoje kupy, jak již o tom byla zmínka v předchozích kapitolách. 393 wpe Ľ 7 yéktcrc hvězdokuj. méru m *** 1 ' ' ,. stupnř fcwtfeniíaee poehizl „,) ťJlřjif ohlasu. .„,.irl=ch hvězdokup .fJV |, n.i druhém kónu SriipnÍĽ(, "Är'^Ä'XS.......— - , pako znám3' M 11' jasaotó ta S.rdoi - »b»oIuuu «lita*t 25 nada^ch * kupí klesá od jlľ< protfktoldo -OVB-pro třídu XU Z* předpokladu, že proměnné „vfady »» RB Ly« maji absolutní ntagmttidu M = 0». Absolutní velikost i kulových hvězdokup "se pohybují v intervalu asi 5 hvězdných třid, avšak zpravidla j s, ou obsaženy mezi-8,3™ a-9,3". Spektrální klasifikaci kulových hvězdokup zavedl \V. YV. Mor;;.; .-.vnává osm tříd, rovněž značených římskými číslicemi. Kritériem je intenz •vových čar v integrálních spektrech kulových hvězdokup (tj, spektrum iokupy jako celku). Toto třídění má zřejmé značný fyzikální význam, protože prvních čtyř tříd mají zcela jiné rozložení v Galaxii než kupy posledních čtyř i i V kulových hvězdokupách jsou nejjásnějšími hvězdami červeni nad 11 a zcela chybí modré a hile hvězdy typu OB hlavní posloupnosti. Nejlepäí informace o hvězdném obsahu podává diagram barva-svinvost Má zceJajmýmr než pro otevřené hvězdokupy. Větev červených obru se děli na hori-2dľľorľ^ "Tt°bSahUÍC Pr°mémlr tyP" RR L>™ a Pečuje ješté SZw-Z*^*^ RMdily mea >«vými kupám," jsou Lu ZT ' °U 0D,eZeny"» r zejména v oblasti galaktického centra, naštěstí však spektra kulových hvězdokup se 395 vyskytuji jen v úzkém intervalu, a tu Již vliv mezihvězdní, absorpce lze celkem dosti přesně odhadnout ze zčervenaní barvy kupy podobně niko u Invzd viz kupi,,,^ S I3J. \'zd.ilenosli kulových hvězdokup imui tudíž určeny pomerne spolehli,v K určení vzdálenosti lze užit také různých fyzikálních parametrů zjištrnych u hvězdokup se znamvnu vzdálenoMmi. picdcvsiiii uhlových průměru, kicré Vš;,|< silně závisí na mezihvězdné absorpci. Odstraní-li se však vliv absorpce, k,,|,.;| polovina lineárních průměru o mené než 30 , od střední hodnou Vzdálenosti odvozené yyte uvedenými metodami ukazuii, žc kulové lnězdokUpv jsou skutečně nejvzdálenéjšimi pozorovanými galaktickými obtoku. Hvězdokupy ve vzdálenosti galaktického centra jsou /cela běžné, některé vsak isou pétk,^, i sedmkrát dál. Vzdálenosti některých kup jsou dokonce lak velké, že jde spf5c o mezigalaktické objekty. Ncjbližši jsou NGC6I21 a 6M7 ve vzdálenosti j.i kpc, nej vzdálenější ISou NGC 7006 v 58 kpc a SGC 2419 ve vzdálenosti 6« kpc, což je zhruba (tejná hoj. nota jako vzdálenost Alagellanových mračen. Hmotu hvězdokup lze odvodit, známe-h zdanlivé rozloženi Inézd a průběh funkce svítivosti. Součty hvězd vedou k hodnotě až 3 . I05 M pro velkou hvězdokupu AI 3. Z rozboru slapových sil, jimiž Galaxie na kupu púsobi, plyne, že kulové hvězdokupy musí mir hmotnost řádově 4 . 10'.1/ , aby se nerozpadly \'ěk[efj badate/é odhadují hmoru obři kupy m Centauri značné vyšší, až 2 milióny Slunci hmotu 47 7'ucanae na 1.3 milionu Slunci a pro AI 22 je odhad dokonce 'inluirij Slunci. Na druhé straně existuji trpasličí kupy o hmotě !l 000 ii 18 QO ,,K.j Průměrná hustota v kupě je jedna hvězda na dva kubické parseky. Součty hvězd ukazuji, že hustota ubývá přibližné jako třetí mocnina vzdáleno U centra je hustota přibližně stokrát vyšší, než je hustota prumč; 50 hvězd na kubický parsek. Průměrná vzdálenost hvězd je 50 až 60 I rmcJcych jednotek. Kdyby Slunce a sluneční soustava byly upi hvězdokupy, bylo by přes 50 000 hvězd jasnějších než Sinus Přiblíží, by rrfezánlo Venuši a 5 až 10 hvězd by dosahovalo jasnost, úplňku Nqiepeje prostudována struktura hvězdokupy M 3, kierá ma polo, HCOpc. Ve vzdáleností nad 10pc jsou vzájemná setkáni hvězd „z I podobně jako ,e tomu v galaktickém poli. Rozloženi hustoty n h, vSÍšľľ bÍyľJ i0" StrCdU3Žk ""n.cuje,l -aa, L?1!TDem: V puvodnj kompaktní kupé značné menšího i ■iřeJu. kolem •trono-k úlové 1 hvčzd pr, rozmet i "' a snad namná, pěM3 Jitřních podobné Iv hmot- ni,;.' L.1.J . •----'—r ^""ciic nic,onio roz «-o blízká setkán" ^ZSZ^r*? L"*"* ^rdzd?^ ™dráhy> ;1 lim se dá,e z centra mělo za následek •M"*-*, tj- dc^fenídnd^ Stav" «** >*drcm ■ vnějšími hvězd v kulových hvězdokupách ie mofcnn míru, a to velmi ni* r"h oU.iI"kU rychlostech, lze ten usoudil, ž.e sotva budou vitšl než U0»- hledem k snuiadmuni va/anvm na kupu byly vyšetřovány bsě/d v/ 1 případě mohou mil tvar neuzavřené křivky. Ve zvlášt- JLp[.ihs pťéh>'v křisV^ mohou uzavřít nebo redukovat — ' - -—. u« tu Kpc. To zna-,,,, vznosnou, weapon < této vzdálenost,, pokud „všem nevznikla .„c-iUi K mezigjriaktickéni prostoru l stane zjištěni muže roh dalekosáhle d„-**oaC*r! kosfliogonii příkb>d\ některých otevřených hvězdokup r-fjokupa hvězdy hlavni posloupnosti od třidy O" do .\0. lato hxt'^ )( i:i I leži nad hlavní posloupnosti. Zdá se, žc hvězdo- Hvězdy lVA ' • U isou ještě v gravitační kontrakci a neměly nik mlada, za ,up.i I* '' "„jqui , ..lourtiosii.VkupéicvelkýpočethvězdtypuTTauri. ^^/'loittiH 1 incline typu T Tauri jsou vývojovým stadiem při ved'' i V,',',- ikei' '■ i^'Hicich hvězd, .raviiacm kontrakci Tjiulka ti L daje o otevřeny cli li U na obr. ti.líl Označeni Absorpce Vzdálenost lpc| NGC 2287 0.0O 670 NIK: Jih'i 0.54- 1100 NOC I52H 0Js7" 80O IC 184K 1J33"- 2200 Rádiová pozorováni na vlnové délce 21 cm ukazuji, že hned za hvězdokupou ie oblast nízké inicnz.itv zářeni neutrálního vodíku. Je možné, že se K"*™115 vyčerpal vytvářením vodíkových molekul, což by svědčilo o velnu pokrmem procesu kondenzace v temné mlhovině. Mladá hvězdokupa, Plejády Plejády jsou nejlépe známou hvězdokupou, ne-li nejlépe známým útvarem se- 397 verní hvězdné obloh} N'cnasnéiši hvězdy jsou uvedeny v tabulce 6.H. Pouhým okem Ure viděl zpravidla šest hvězd, ačkoli ve m.iic literatuře se hovoří o sedmi. Nelze vyloučil, ie Nis jedné z hvězd zeslábl * pnihčhu posledního tisicilcii Hvězdokupa má 3(H>—500 členu a má průměr 10 pc. Vzájemné vzdálenosti hvězd |mhi kolem I parseku, avšak u centra imiu hvězdy seskupeny hustčji. Jak ukazuic tabulka, jsou nei-lasněiši hvězdy podiŕíd BS až B9. Zajímavá ic historie ľleione. V roce 1938 bylo pozorováno, že se ve hvězdě obicvuii jasné vodíkové čáry, ktere hvlv poprvé pozorovány již v letech 1888 až 1903. Vodíková emise byla velmi silná v }!„. .Současné byly pozorovány oscilace radiální rychlosti v rozmezí 10 km sec • a v periodě přibližné 4 měsíců. Černé absorpční kovové čáry sílily,'do r. 1945, pak slábly a v r, 1951 zcela zmizely. Soudí se, že tento jev souvisel s rozpínající se obálkou hmoty vyvrženou z hvězdy. Hvězdokupa střední/to stáři, Praesepe Podobně jako ostatní hvězdokupy střcdiůho věku, napr. Hyády, Praesepe (Jesličky) mají posloupnost červených obrů přibližně stejné svítivosti, jako jsou hvizdy na ohybu hlavní posloup- u nosu. Hvězdokupa má kolem 200 čie- | nů a je protažena rovnoběžně s rovi- 2 nou Galaxie. Členem kupy je zajf- t mává proměnná, TX Cancri typu „ í ^ UMa, pro niž je známa i spektro- '<= I skopicki dráha. j "I 1 =- =r o = <=■ = ° » - = 3 sgffMis' 0- o o o a o » o' 9 $ % § $ £ A * i a r" tri f m **• "* "~» wi tr\ i e í o r- ä * r- rx X X ^ — i* S ir> u-> — — x £ r r- r -ľ z 3 3 3 3 3 J I J J .« ,» « .-u p- r- r- - - O MB 0 a < S < J ..Viesepe je i tato hvězdokupa v souhvězdí H i. ,jfo kl,lovc nebo oievŕce hvězdohupv ^uho se ,: "!...,„ml velikost V>». To ,nain.E Rabuje iidn - ^ 2 - všcvh„.. Ĺ L mc'siy 1 ,líi O'1 jjl""' .bsohlini v«.........• 10 Zlttmtaii , . "*"u,e *adné hvčzdv "'' . .-^.^„azicnčjížskoučilviakobi,,, ^ |ainej|| J*>»r W< .í„o/cnc, že některé cl,arak,er,M kv ' '" Vc'mi stará hvsřzYt, "* ac.lv .ak„bilitr„aMl,; Vrchný tas,,.:,:, 5**£ , ic ľ'" -------- Stabilita hvězdokup Celkovou hmotu a stabilmi hvězdokupy íc součet dvojnásobku kinetické /v, ^Tviz vztahy (2.23.18), (2.23.19,, .....Ih.idu, ml* If IC' enerme hvězdo- vi B, 0. Sin* detí ener-te je dána střední rychlosti ,. hvězd (vzhled cm k souřadné ^vázané na hvězdokupu a hmotnosti .U ^„potenciálni energii platí ■ podle vztahu 2.283 kde -U i^CdkOVi I , Maipy e R )e|j polom.r ru..v. okQl ,(zanedbávají . 1'nin losi hvězd ,e g (G.VI R)t i. Rychlost ě zde má význam prumčru z 11 -/dělených rychlosti hvězd ve hvězdokupě.' S použi- lim hmotnosti Slunce noiky pro hmotnost je pak rvchlost v kms I 4,5 . 10 R 1 1,6.10.1) kde R je vyjádřeno . ecfch. Je-ii tedy poloměr Plejád 2,5 pc a průměrný rozptyl rychlostí v - 0,6 km s pak Af — 400 M0, Úniková rychlost z hvězdokupy je dvojnásobek průměrné rychli ;ti, tedy 2{GM A?)1 -'. Jelikož hvězda se pohybuje ve hvězdokupě sem a tam pod vlivem gravitačních sil ostatních hvězd, může dosáhnout rychlosti únikové. Jestliže je hvězdokupa v rovnovážném stavaj, pak to znamená rovnovážné rozdelení kinetické energie mezi jednotlivými hvězdami, tedy (6.10.2) A»w,, Me Hlo je kinetická energie (vzhledem k hvězdokupč) i-té hvézdy. Znamená to, že hmotnčjší hvězda se pohybuje pomaleji než hvězda ménč hmotná. (Je to obdoba Pohybu molekul v plynu.) 39» e zapotřebí určiiého ěasti, aby l,p£.| fr|l / Ubt. 6.20. Vlasmi pointu livŕ/J y pi>. hybovŕ hvězdokupě Dcfin.cc rcJax.cn/bo rasu plyne Z následujícího pflkWu. Hvezdy s. :ncv. sebou vzájcmnvmi setkáními vvménuii kinetickou ener:;.i M: Mnozs.,, •.yménenč encr-ie, tj vlastné- i /mena energie jednotlivé hvězdy, je závisle na čase a je t0 součet čtverců všech změn za interval U Jestliže součci čtverců a y energie je JA££ pak relaxační čas je definován Tr., Ar JjL , (6.10.1) tedy ľni Ar, jesthže JAáSJ - E;. Relaxační čas je doba nim "mu, aby součet všech změn kinetické energie, které postihnou jednotlivé Iv. se rovnal jejich původní kinetic'té energii. Pro ideální případ izolované souš ía kterou nepůsobí celkové gravitační pole Galaxie, byly odvozeny teorcti /tahy, ze kterých plyne relaxační čas pro typickou kulovou hvězdokupu 10'" l< pro otevřenou hvězdokupu, jako jsou například Plejády, 5 . I07 let. Znamen.i : otevřené hvězdokupy jsou útvary s relativně krátkou životnosti. Není tedy db iako staré útvary se zachovaly pouze kulové hvězdokupy. Jestliže v poéáiečnii ladiu vývoje Galaxie se formovaly útvary podobné dnešním otevřeným hvězdokupám, pak se nutné již dávno rozplynuly. Pochopitelně i kulové hvězdokupy se pozvolna rozpadají, zejména ty, které by procházely v blízkosti galaktického centra. Nicméně většina jich přežívá po celou dobu existence naši hvězdné soustavy. 400 lixtrugalaktickč objekty - gaiaxie Naše Galaxie |c icn jeden z. velkého m„ - ,a nepaimou éás, hmoty celého ^uTZ^T^ ***** . ,aVuif «*'a -.™.» «-«"-'h.. vesmíru \\ ■■ T -Xh °« i ř**ftinio Gah*" ,e nc:""rn>' p!"n «m hvězdám ["** 3 '..íim "k ' „hifktum daleko vrtil „....... snovat extra^i,!..:., . st;itc-k- lax,i * Mále vc-lkv "íJpS,"ňími a lypickvini zástupe, exi ragalakuckvch -Mit , "U re M P»čalku loh,H" Ml,lcl1 "^atovalv víišin ľ* Ralax,t' kl«é « ■ l',C.a' c skutečně podařilo velkým, dalekohledy rozlnjh T"lni mlWi"V v x. Andromede M II na jednotlivé hvězdy v roce To?, ranM:na 'nim= :«lh',nn-.,hiekiu téí proměnné typu ACephei ■ podle l !i, ?-U':-Hubble ■ 'ítihu P«ioda-svillv„sl ''Íiehľ^^nostjižtehdvbv^ ^jj^ Magellanova mračna, (která jsou vlasmi maľý í5 Galaxte I. Jelikož mnohé extragalaktické m ^ ™ ^mlhovinu V Andromede by,,, tež zřc,mé, že jde ÄÄ!Sľ!= Aon mlhovinu podobne Míl, nic " »•>'"*' Galaxii. 11P- M "', !' ! : ífiST mraČna * ^ aalšich ,de „ob,ekty poměrně slabé, které se na lonigrahckých snímcích hvězdného pole čau evi pouze cnarak n spirálovým nebo eliptickým tvarem, popí S g difúzni ob,ek. ■ Odlišný od slabé hvězdy. Pokud se názvosloví , češtině (právě tal napf. v angličtině), rozlišuje se Galaxie - náš hvězdnv cvstétn, galaxie - mi tický objekt, tedy cizí hvězdný systém. Vlastni označeni n h /namějšich galaxii je obdobné jako u hvězdokupy, bud*podle Messiero-. logu písmenem M, nebo podle New General Catalogue „(smeny NGC nebo Index Caulogue), (rametvina v Andromede = MM = NGČ 224). U velmi slabých i se užívají k identifikaci pouze rovníkové souřadnice. Poslední poměrné nejúj jsi katalog galaxii vydal v roce 1963 F. Zwicky. (Cata-logue of Galaxics and Clusters of Galaxies.) E. Hubble sám uvádí 43 000 galaxii Jo 20. hvězdné velikosi i na ploše, která představuje přibližně jen 2 ",, celé oblohy. Lze nalézt až 400 objektů na fotografickém snímku, který zachycuje část oblohy : větší než Měsíc v úplňku. Rozděleni po obloze je dosti nepravidelné, avšak a) nevyskytují se žad ne galaxie v oblasti Mléčné dráhy v pásu širokém 10' až 40°, b) počet galaxii na plošnou jednotku oblohy roste s rostoud galaktickou šířkou. Obě tyto skutečnosti lze snadno vysvětlit absorpci v rovině Mléčné dráhy. Obecně platí pro počet galaxií S na oběžnou jednotku oblohy log N log N,. - Bcosech, (6-lu) kde M. lze snadno určit z pozorování právě tak jako střední hodnotu konstanty m ne £7-50 SBc g2l. Jednotlivé typy «aU»i podiu dient prostorového rozdělení (S hustoty) galaxii v závislost, na vzdálenosti ani ně,alcý lokální systém těchto objektu: jsou, ,ak se zda, poměrně rovnoměrně roz-děleny v celém pozorovaném vesmíru. rafiku známvch galaxii je možno roztřídit podle vzhledu na snuncid, do několika skupin. Hubbleovo klasické tříděni lze popsat rozdělením podle tohoto schématu: . ., . spiralnt galaxie eliptické ; nepravidelne spirálni s příčkou. Pořadí, ve kterém jsou ve schématu galaxie seřazeny, nulo Lnč znázor- ňovat jakousi vývojovou posloupnost, což však, jak se zdá. nelži imout bez výhrad. a) Eliptické galaxie se vyznačují eliptickou formou bez nějaké v 1 '-nejsi vnitřní struktury. Označují se písmenem E a číslem z, které vyjadřuje níru clipticity galaxie « = 10 [(a - b) a], kde a je velká poloosa, b malá poloosa, tedy pro poměr poloos platí též a b 10(10 - :)/ E0 značí galaxii kruhového tvaru, tj. a b = 10 : 10, E0 a b 10 : 10 El 10:9 E2 10 : 8 ... atd. EKpticita galaxie, a tudíž i její zařazení do určité podskupiny typu li závisí na Projeka velké a malé poloosy na oblohu. Jestliže úhel projekce j c náhodný, pak j^ilivvch poď.kupm Iz.c řici.že isou poměrné malá neznatelné. Zvláštním, " WntJVé Ra\Mie oz.na- >^livému rc^mcni ..™„. ... ramena u lypu Sa J k jádro, kdežto t, typu Sc a Sd je iiur<1 i> .'.„u^'-" -,,hodnv.u tvarem mez, E a S KalaxÍĽrai ^ _ L Vzhledem skutečné ptipi.mlnajl vřeteno. y"°Í -iliú ealuxit s příčkou označené písmeny SR na rwdi, n;, „ ,, ■ ^ ^;;£u napotuii se ramen, „a příčku, klerá prochá * wSÍu^ r^'íi vyjadřuji vehkos, a výraznost jádra. Sp.rálrd R W ^p,Smena , h * ■,Trl/nejSi -vmetni než normálni galax.c. * S príckou ic ť ÄS** ľ'™' " /'kralk,,",rr a iwu Aaraktemtické neusuo- ^^hlcdern . Idicb Struktura nema žádnou význačnou pravidelnost 1 <^n ....... už z. názvu. Avšak . tak lze snadno rozlišit dvě skupiny- ľr I'jZ —, jak (1jat,ým ^Tjä ■/■ náZVU Avšak i tak lze snadno rozlišit dvě skupiny, lni jsou „utne plync ' ,ubblcově třídění mohou být řazeny za typ Sc (popř. Sd). Obsa ,/iaxte. .. o hu .,cryco "."lomu galaxie typu SaproU_ , ...,„,., mi tčchui galaxii jc, že neobsahují hvězdy jasnější než „e už ! názvu, které v llubblcov r ; tnožstvi mladých hvězd typu O a B a mezihvězdné hmoty. V ně-jiuji vcllc. -JiU> gaijiMK '.. „i.--!,., dokonce pozorovat náznak ramen. tíerých l^i^mu C1Í|.|SU. typu lrr 11 jsou skutečně naprosto nepravidelné - amorfní Podstatným en 1 o Obsahuji též značné m---------- '1 Ä * Xevferi v u N-galaxů. Některé objekty nelze zařadit do žádného - dtvary- ť^u:> u .- 7 ,n.^n^ množství mezihvězdného plynu a prachu. , dosud uvedene In ou to především kompaktní galaxie, které vykazují ■vražnou koncentraci i i ' cničř sc neliší od vzhledu hvězdných stop na foto- . atické desce. Nčkti ibjekty mají jasné kompaktní jádro s emisními čarami ee spektru, obalem ■ ■ I obálkou (N-galaxie a Seyfertovy galaxie). Většina je zdrojem silného i I reni a jsou zde náznaky, že u nich došlo k explozím. Jiná tříděni ■ klasifikace galaxii Klasic ké l i ídčnl l Iubbleovo bylo různě měněno a doplňováno, popř. byla navržena nová kritéria k roztříděni galaxii. Předevšim samo značeni Sd (nebo -----,..,i„v;; c V£.jmi malým uzlikovitým jádrem. Někdy sc SBd) je dodatečné označuje gahtxu s J^^^.V nedávných letech navrhl de Vancouleurs dvourozměrné -^^^poU**** typů připojil další znaky popisující tvary ai pocty ramen. J^J^ galaxie též podle svítivosti (van den Bergh), nap . podle spektra ~ — - » -....... 16. Konefeědosuob,^ -20, kdežto SB V pouze .u.----- _ v|ak ^e ukazuje aomu» obdobně jako u hvězd (Mayall-Morgan). bp*^ ^^lrich typů je merál zastoupeni hvězdných typů v galaxii. Rozsah spek než .i,** ůvt* * p"d,:l/i.n'avn.ipfi-.pcv,l u hvězd; prakticky ien mezi rypem •■ ,upIM,,,j, kdežio u trtdy K rozh(Hj vidiiclnčho Irtth Od hvězd A na hlavni^ K..Sa j«.u vftíiDoii spek,,'" o spck.ru galaxie obři chladne hvězd v. ^ A iřidv K a galaxie Irr I přechází DO s| s Význam .řídín. a klasifik-e ga.,.xH .,,.,„ ,c iřidéni galaxii do tednoij,.. Původní Hubhlcovu mvsíenku. a . ..... typu /ohrazuje jistou „i Uuhhleovu n,o.- • k vvv.uocouposloupnos. ai>.- galaxie jsou ml. >c|, re -ture 1«' JnCS SOIVa fln,rt,iH" k '"noh,,, útvarv, kdežto nepravidelne unari - . . sin, na úhlovém momentu. \,' pravdepodobnejší, že tvar galaxie zavit., přede. <*4i ■ni Wi O. ti.i'2. Spektrální roaii i.lém gjjjjjjj t-islosti na jejich typu. Symboly A, [.- (, označuji srovnaní spektra ttaluxn s odp„v',K jietm spektrálním rypem hvizdy, koncentrace hmoty v ,adře pomalu rotující galaxie vede spiše k eliptickým tvarům, kdežto rychle rotující systém spíše k plochým galaxiím se sptxáJnlmt . mneny. Vcdfc toho vnitřní pohvbv ŕ turbulence) a magnetické pole může zrejmé /načne ovlivnit pozorovanou strukturu ohjektu. Počet otoček, které průměrná g Jobu ^. existence vykonala kolem osy symetrie, není velký, Například di >čhu Slunce kolem středu Galaxie je 2. 10- let, tedy Slunce vykonalo mén > 30 obihn kolem středu Mléčné dráhy od svého vzniku, počet otoček jadra kých systc- mú od jeho počátku pravděpodobné nebude větší než 100— oblastí snad jen 50—100! Jde tedy o útvary, které nejsou natol i: hem dosavadní existence pozorovaného vesmíru podstatně neztl Zajímavé je, že celková hmota neovlivňuje příliš tvar galaxií. 1 eliptické galaxie, u kterých celková hmotnost není pravděpodobné právě tak jako obři útvary s hmotností 10l;! Aíe. Rozsah hmotni i Iaxií je o něco menší (od 10" Aíe do \0<-M Velkou překážkou pro interpretaci tvaru galaxií jsou výběrové ci ckty, zejména ta okolnost, že není správná představa o skutečném počtu trpaslic,, h galaxii, které ín^S ľľSé/e¥yŠUÍÍ P0Č" Velkých Ůmrů- TrPasl.či galaxie 5 malou S^ľiľl - S 'S0U přCVáŽnČ dlPtÍcké neb0 nepravidelného typu Irr 1. ^^prevysují jen desetinásobné rozměry kulových hvězdokup. Též a periferních ué, aby bě-tvárnost, alézi trpaslici i než 10'' M , ■ firálních ga- -|-»_, . , . -----—w j isLoovyeil uvezu t**. JeaSrílkti ""^ 00 che™<*ého s'°*eni rozsáhlých W Jestliže loapríklad ve velkých eliptických galaxiích jsou početní zastoupeny , na kovy (metalické hvězdy, pak :1„: nihlJ, hvizdy a inezilivezdnou ba^ m,lvch „.^ , 111 " 0y;em připomenout, ze „ chemickém (dn, , S""1! „jich se soudí pouze z celkového spek', , i""' u,m"-lér hvězd , jSř£*.........•.....nS :;:::;:,»:•.......ZVSi itii- isou, ngc }J7« ngc 221 ngc ÍI2K ngc 3621 ngc 214ti ngc I06H ngc um NGC 157 NGC". 2901 NGC M5S NGC 717'i NGC J5W NGt: 1 Vel) . novo mračno Si Sbpct Sb Sb Sb Sb Sdp Sc Sb Sb Sm to: 0,5 2110 tlu 18 27 7« Ml 24 U n a 6.12. Sm> tac« galaxií a spi struktura Gala ii. což lze snadno zjistit měřením radiálnich rychlosti v různých částech galaxie. Ostatně rotace je nutná, neboť zabraňuje zhroucení celého objektu pod vlivem vnitrních gravitačních sil. Obtížné je však určit u spirál-ních galaxii smysl otáčeni jednotlivých ramen. U spirálni galaxie libovolně natočené k zornému papi sku tc ohližné rozhodnout, která její část je k nám blíže. Stač! pohled na fotografii galaxie M 31 v Andromede a je ihned zřejmé, že ani při znalosti radiálních rychlosti jejích jednotlivých části nelze určit, zda rotuje tak, jako by se z ramena navíjela nebo rozvíjela. Průkopníci extragalaktické astronomie Slipher a Baade se domnívali, že galaxie rotují ve smyslu zavíjeni spirálnlch ramen. Přitom se však pojem zavíjení nebo rozvíjeni spirály nesmi chápat doslova, neboť struktura ramen se při otáčení prakticky nemění. Proti jejich názoru byly vysloveny četné námitky. Lindblad, známý svými pracemi v dynamice galaxii, upozornil na to. že i kdyby byly původní dráhy hvězd na okraji galaxie téma kruhové, pak vli- 405 -na rozvíjela- „azur, že roníce |e ve ,„,„,,,,„,,<■ rovno (JJtaie k z..,,,,.,,,,, " „,„, ,„„z.h- an. a ľ-«« prcsno „r, L k J£al,„eh rvchloMi ledrlodivwh „ , VI, , h»biDUI. udá S' "i"'™ ■-'n"-'ľ "eh,, r,,,v^j'M s modelovaním galaxii nu rvehJveh . sain,,. ,JM ramen. ^«H-r^ • — P^n^h'fcrT cuiných poěíiadcr, s^tt. Vned vn ^ .^ uj ■ n*,,. L. W podlin. krok Za krokem fc| vvTupu^í z počítače byly graficky zobrazeny na obrazovce:, snírflax,v na ílln, g dostáném poč™ *«*» « «W«Í fi,nl zadl>'cu"C' Vdml /rť,ťlnv '"uh-h .^^«'^««*«, r odnředu u galaxli M }J NGC224 Metod] určeni vzdálenosti galaxií jsou založeny na srovnáni zdánli-. jísn0sti samotně galaxie nebo význačného objektu v ni s jasnosti podobných M klů jejichž vzdálenost je poměrně přesně zjištěna nějakou nezávislou metodou. ' Klasickou metodi i je určování vzdálenosti pomocí cefeid s použitím závislosti •rioda-svítivost v pitola 5.18). Již v r. 1912 odvodila Leaúttová pro cefeidy t"" dlaňových mi i iech závislost mezi periodou a střední zdánlivou magniru-' i 1'kož viechu I čzdy v těchto mračnech jsou od nás prakticky stejně vzdá-j0U' nabi/cla sc i ..rCit modul vzdálenosti na základě této závislosti. Hubble použil l,Jv k odhadu vzdálenosti nejbližších galaxii, Tehdy ovsem nebylo nic známo o vlastnostech hvězd typu RR Lyrae ani typu W Vtrginis. Mi* <>'•'« Vidálenosti blízkých Rídaxii Obicki Indikátory vzdálenosti m-M Vzdálenost IMpc] Magellanova mračna Systém v Sochaři Systém v Peci M 31, 32, 31 M51, 81, 101 K"pa v Panně Celeidy, RR Lyrae, novy RR Lyrae RR Lyrae Cefeidy, novy Celeidy, novy Nadobři, kulové hvězdokupy 19,0 20 22 24.4 274 30.5 0,05 0,08 0,2 0,7 1 12 407 „,.„,lv ccfád byl" určena chybně u ľu minicí-- k první revizi původních dm. ,mw|1 ,.,,|:,xii imiu novy a supernovy řčinnou ^^^/Suii novy maximální lasnost, 16 až ,7. VVs|iy V galaxiích AI st •< -11 "I: M3ľ' »W ■And M ■NGC M7 •NGC 185 IC fótJ 0.75TÍpc^ ÔX 0.25 NGC 6822 Di.ico Ur 5.1 Minor ■ ß Sculptor ' LMC fomjx SMC tOOOOOOsv , ■ Leo II Ll-oI 2 000 000 sv. r Obr. S.25. Rozmístění nejbíižSích mimogalakockých obiektú Jo vzdálenosti i se pomerné často (5 až 15 rok v jedné galaxii). V maximu do , absolútni magmmdy^Ďaž -7, rj. pro galaxii, jako jeM 31, je modul vzdálci ,„ _ M -24. Pro vzdálenost platí upravený vztah log r - 0,2(m M ] (r je Vv jádřeno v pc); z toho plyne pro vzdálenost M 31 r 600 kpc Supernovy typu i mají Af--ih tvou II M ^ le "... . IV m * ptat,. „l isou po^älrj,L ™ :rans ;í «• oyt aminhn hvfcdokupa nebo rozsáhlá emisní mlhovin. -;..(;'!.............-" «***- näss«-!*. Ilul'hlvovo konstanta lL,ni-h" typu. Speku a nakmi "Uormujl new,, o ^ kterém ob,ck,u ale současně i (l celk™£f» ,vt)1 ŽĽ W,S,n» H**b** ItalaStí^- řM Hubhlcův v/tah pra Nijtý temf obdélník LjSí: kw*** vzdálenosti, ve ,n ,. rnce 112« Hubbl ft'S VZ..H Ä křivkv ,soi. v :t ;;,»Bnmi hednoty d nlh0 parametru ( vi irálních čar k červené' galaxii potvrzen a I I t = A/ľ z a vzdálen. spektra. Později byl tento rudý posuv ve spektrech Mil korelaci mezi hodnotou posuvu spektrálních čar rou lze vyjádřit jednoduchým vztahem Hr «* "i (6.13.1) kde H je tzv. Hubl- uistanta, c rychlost světla, ti radiální rychlost a r vzdálenost. Jestliže hod ota H, vyjádřená v km s 1 Mpc l, je určena z pozorováni radiálních rychlosti ,t odhadu vzdálenosti blízkých galaxii, pak možno výše uvedený vztah použit i k odhadu vzdálenosti těch galaxii, u kterých je zjištěna pouze velikost rudého posuvu. Konstanta H vyjadřuje o kolik se zvětši radiální rychlost, jestliže se zvětši vzdálenost o jeden megaparsek. Je ovšem zásadní otázkou, zda možno beze zbytku interpretovat rudý posuv galaxii jako Dopplerův jev, vyvolaný radiální rychlosti galaxie. Vztah mezi vzdálenosti a hodnotou zc pro z 1 je problematický a nutno jej interpretovat s ohledem na metriku vesmíru (viz kapitolu 6.22). 409 , u, „ ,„>tanta závis. - ***** s" ' iiycK "v|;' 500 k"' s 'Mpc, ^ I" „ , rfvW.«i rychlosti „a VzUál..„ YPu Sľ nebo '„ tU- ' .,, ..Unione, proběhem rota^ th * centl». ^ *-«,c-5 "" „r pravděpodobná lunoinos, zknUman 'M' * ^'^.vi fv ^ ■lV,.h' ; předpokladu, le ^v^ás,^ ki VanJcBerghvr.Kcl^K"--^"■ »dd«r *»T«' ? ""ľ'"; """^ '"ni lati (»5 ^"llSTk«3* 83 '^"'V-Mtu.. zovaneho vodíku v bl.is.ci, \\ u , NV.S...U v ™ // .Hplv „ho. ;c rad.älm nrlilosi. mai. P-uno,,,. J..l»A «.,,»>no nnirjo ir ■ poaUji JaKí revizi k r^ffftf M fan pouze z chyby modulu vzdálenosti, ale i z tořio, ze............. ve/ky mptji přibližné 1000 km- '. V současné době možno poug^ "' bodnefí // Hf ňttdja «tiř 50—100 km j lMp* '■ l'' S Jestliže se vyjádři mesaparsek v kilometrech - 10'' . pak I // k. . v časových jednotkách a je to formálně poutc staří vesmíru odvozené ,., '^řcno kladu stalého tcho rozpínáni. Jcstli/c H 100 km a 'Alpe pak // let. Podle novějších hodnot by bylo //'-.'. I(i'"lei, tedy pi ibhžnC' pét„ ■ stáři Slunce a Země. Tato hodnota, tak se zda, je pravdepodobne i,^"*1"*** stáři pozorovaného vesmíru. aniw 6.14. Určení hmotnosti galaxie Hmotnost galaxie ma velký význam a nepochybné p.itri rnezi z4 kladní data, bez kterých by sotva bylo možno si učinit přesné.ši před ....., ,, tf^J. a struktuře vesmíru. Avšak získaní tohoto údaje patří mezi ncjohtižnéjsi uitoK-U bltzkvch galaxií, které maji relativné velké uhlové rozměry, lze odhadnout ,ťJ' kovou hmotnost z rotace objektu. Spektroskopická měření umožňují zjistil radiáln' rychlost jednotlivých části galaxie v různých vzdálenostech od u I 1 /ť p()U;,. optického spektra, například některé ostré emisní čáry vznikající . .vezl ;' plynu gaíaxie ínikoii tedy v mezihvězdném prostředí naší Galaxie . j v ra ,Lm astronomickém oboru emise neutrálního vodíku na čáře 21 cm. Z ra : lieh r ■ T lostí je možné určit rotacii galaxie. Skutečná rotačni rychlost .-, .. emis^o od jádra galaxie, která je skloněna k zornému paprsku o úhel i, " ' jestliže vK je naměřená radiálni rychlost. Doba jedné otočky je " "* '' Pit 2.7/? (6.14.J) Měření ukazuji, že galaxie v blízkosti jádra rotuji jako pevné těleso, k. , io okrajové panic galaxii obíhají kolem středu přibližné podle Keplerových zákonů, zcela obdobné, jako rotuje naše Galaxie. Úhlová rychlost je až do určité vzdálenosti konstantní, okamžitá rychlost roste úměrné se vzdálenosti od jádra. V c vzdálenostech, kde se již uplatňuje keplerovský pohyb, je rotační rychlost maximální a pozvolna opét se vzdálenosti od jádra klesá. Například u známé galaxie M 3 3 se až do zdánlivé vzdáleností 15' uplatňuje rotace pevného tělesa, tedy až do oblasti spirálnich ramen. 41« 8 $ "w- GMm r, i; i, hmotnost jednotliví galaxie, ,\i hm,,lm)sl Ľel, » *g vzhledem k těžišti shluku :Př,bližně ,e J s, ^ ■ Ma** ^Vzorovaných rad. .i,,,, 1, rychlosti jednotlivých Kľl I °ÍQh^ ptu- ;K'rU. Irumě,...> vzdal.-...... ataxie od těžišti. 84,»»naležejicieh k shluku, ' ^íoh0 l/C odvusii' hodnotu \ř, neboť U (6.14.3) i pedéienta M ■ nu soustavy se obdrží průměrná hodnou , pro jnotlivou galaxii ve shluku. 13 pro ^fttO metoda VÍak ve, • ••-•.:„ hmotnostem nejen celkového shluku tk i jednotlivých gal.: ,cm, než „ne metody. Příčina je nejpravděpodobníji v tom, že výše uvedci k lad neplatí, neboť galaxie zřejmí netvoři stabilní soustavu a kinetická , podstatně včim, než by měla byt. Nelze zde vylouät anj účinek mezigal.o : noty, která gravitační potenciál celého shluku pod- statné zvyšuic nepi . lak k pozorovatelnému množstvi hmoty. Z hlediska vývoje zajímavý poměr hmota-svitivost / = MjL, tj. míra vydatnosti veškeré hm< . ..mstavě jako světelném zdroji. Pro Slunce je/- 1, pro objekty zářiči v\< iu n ic / 1, neboť L — M3. Pro zdroje méně vydatné je / 1. Například n idi bři obsahují přibližní desetkrát vlce hmoty, ale jejich svítivost je tisíckrát vyšší, Proto poměr MIL ~ 0,01. Naproti tomu hvězda ohmotnostiO,! M a 10 1 /. [má / - 100. U hvězdných soustav přispívá každá hvězda svým dilem k celkove hmotč a k celkové svítivosti a / pro celou soustavu naznačuje, které hvězdy v nl převládají. Eliptické galaxie mají zpravidla vysoké hodnoty kolem 100; tyto hodnoty klesaji na 10 u spirál Sb a na 1 u nepravidelných galaxii. Dalo by se proto ocekávat^te kulové hvězdokupy, jejichž populace patH ke kulové složce, právě tak jako populace eliptických galaxii budou mu vysoké hodnotv t I 'ka/.ute tt však, }x- prá, , , bvtzdokupy mail nízké hodaoiy /. ■' to AI 92 ma HA AI i mi >f je zřeimě nny než pro icdtuulive hvv/dx .1 p( *Mf^ta obsahem prachu vyhovuie přibližné\.'tahu I. - .1/" 1 p ""''aii K splněna od kůlovích hvězdokup, přes gtOUOt až ke kup.un ealaxn tí. j '',v,>luv řadu hoSlunci (tuhni hvězdokupt ■) do hmot řadu 10" Slunci kun ' ' "'''"Um I ) «ala.M| 6.15. Rádiové záření ptK* Většina normálních spirá -vT^spolOcraJiovc^cn, Inich 1 nepravidelných galaxii umií1síi1| důsledku tepelného zářeni hvězd. „1CZ|. carovaná v dlouhovlnném obora ne- nef 11. vyzařuje spon"...... . vyzařovaná V dioum-s ..u.u„ ,.u„ru „e přesahuje 10» C» F'un"nW ..^ „„,«■, se ujal lermin rádiové galaxie neb, „i.chž vyzařovaná energie ie «7* • *i.lni -mimi spirálni galaxie, si.'konce an jejichž vyzařovaná ««<» . . ^ zninlá ^jrálnl galaxie, dokonce anj tei ndiogalaxie). Mezi ne vŕ zvláštnosti. Radiové galaxie ,sou většinou nějaké zvláštnosti ^eďiptíetó galaxie a největši z at ty spirálni gaiaxie: ^ Jtľ.s'ŕríí z" oich o průměru až 60 Kpc k o; aacujl ,ak„ obrovité eúpticKe gheri je lJenri,ka s radiovým zdrojem ?C 338; D-galaxie W^JÍľf ob£lv v galaktickém shluku. Zcela na opi „ koni Steré však pokud se tyče celkové vyzařované energie, ma,i rtu. jako velké E-galaxie. Některé objekty maji dvě eliptická jadra ve sľ, a většinou jsou zdroji velmi intenzivního rádiového spojitého zarc- i ékobka temnu 1 'bálec lyto icčný lasné -1,5». dčuje. a většinou Jsou zdroii objekty se užívá označeni db-galaxie (dumbbell činka; phpomii tvar činky). Všechny rádiové galaxie jsou 1 v optickém oboru r objekty. Jejich absolutní magnituda se pohybuje v rozmezí -20" Spektra ve viditelném oboru jsou charakteristická emisními čarami, s 1 že v těchto objektech je velké množství ionizovaného mezihvčzdneh. Jistý počet Seyfertových galaxií (zdaleka však ne všechny; je záři galaxiemi. Tyto objekty, jak již o tom byla zmínka dříve, mají i ve vízu spojité spektrum přes které se překládají široké emisní čáry. Vlastni rád Seyfertových galaxii jsou poměrné malých rozměrů, jak bylo proká interferometnekými měřeními na dlouhých základnách. Tím pripomínaj kvasary, i když příbuznost mezi oběma typy objektů se musí posuzoi al opatrnosti. Pokud se týče vlastni struktury radiogalaxil, zdá se, že i u nich |sou vlastni rádiové zdroje lokalizovány jen do určité oblasti a značný počet těchto objektů se t^ľ^ 'eÍÍChÍ tátnSM vzdálcnosl se Pohvbuje mez. 0,001 až 4. Znamená to při převedeni na lineárni vzdálenost, u konkrétních ob- ovymi ■horu zdroje Nidio-■ měkud určitou ■ídroje jsoo ".I sebe vzdáleny p; oi-'-' ľ,.,;, a* 5°° k,H ,a0 V l/e nalezl času, tvrzeni ''xv.i»'y j'ý'gal.isu.u nichž problbj h££ biihyb. zc rádiové Kahx . ^- nebyl, ^u^A^»S^*w« • í tíCh jLcrá ie pozorována. Ve skutečny, i!*!*! o* ŕ ......J „rychh elek........1» tak vysokých energii, nTn «**2 i.....MClo-»"' -»"•'"• '* "W/,"ť * rád,," £5 Avšak t • s -iisuu'cnosll idi. « ""tkly >W**^hu,f!alaxil.Klehiava1, Ovsem důkazy o ep,,,z^ W«P».«, které SevleM--1' •-••.•..Mi " hanlivé nepnwoel* J?*^*«K*** : .-■*,1'.M.!l galaxii clncMl»xie M H2, u*" a ,ild Kal"""7 'Si S2 'C radil,v>'m krojem, ale „iiak in. W|odu' ,,V Avšak spektrálni a polární - 'm,.ik ""««toWm ne? " ,íii«i ynchroiioiun me hmusmni a ,ciiz'ia nikoli W. ale nijak in.enz[Vnlm. -'.začni měřeni opět uka " TK'C ,C , ,,k.„i.... . - 11 clcktronu a in- ^"Znenckeh" pole musl lni v tomto „bjektud ■i čáře II ' 1 "l-N»emarni Mruk^ru, která "sahá « Josii vysoká, t "'-tľ- nad rovinu . kicrá shodou „kolno "topahe ve vzdálenosti Podle toho k výbuchu ÍéSSÍAS látka do okolního sytiucnu do" '-•Tlou neijasnéjškh objektú , boku" .ulomeni lei Seifertovy gal" ^řcimčimez' w a širokých emisnh Silný /Jr,>l r.idioc p.Jrs'bná máfenl u i ^« vzdálenosti 250 rrteny před XIH) OOO |. od 10" do 10-'J, .i asie let. Takové exploze In l srovnány s explozemi supernov, ale není žádný Júkaz, žc existuje sp iczi těmito jevy. Nutno ještě poznamenat, že řada lěchlo objektu |sou lei pomerné intenzivního X zářeni. Pokud se týče naši Cialaxie, nelze vyloučil, že i v jejím centru došlo k nejakým crplozim podobného druh i Nietcpclné zářeni z galaktického centra, jakož i zvláštní chováni oblaků mezihvězdné hmoty s velkými rychlostmi v oblasti 3 kpc kolem centra Galaxie naznačuji, že mčita část hmoty byla ze středu Galaxie vyvržena nějakým náhlým, bouřlivé p.ohihajlcim dějem. .......-,-.v.> .... |LMU ,. značně vysoká, iak lze soudit ze spojného spek- i i cntturm A ic pairné také produktem exploze, ide o několik nejméně čtyři) izolovaných zdrojů, které d ské u.ilaxic. ze které byly piavděpodobně \y-■ ,'.ic nutná k vyvrtěni lakových obiektú se pohybuje •i, by byla uvolněna v průběhu několika set nebo «•««• , , mil"'1""1" ' Mi přibližně I 7 ltvě/d„vdl M,u % ,„ * Vdto Mjytbjvm) mněno " Mik Mjtcllmoro mracoo 'Jí i fjpmkoo obrith elijiiických mlhovin (malých chptickvcli ic zde celkem U Vrtaná objektů jsou trpasličí galaxie, jen dvě maií průměr n.id S kpc a dví pfe »kpc Skutečný počet členů místní jkupiny je však ncpsi \ /..i /minku stoji viik ^^'^^''^^^^^^y^^m a mail po némjme* Z^Ľľ^* ?ma pobHi Mléiné drih> Bvlv ""icvcny tePlW"' ^ P«»«a jepch svetlo je značné oslabeno mezihvězdným prachem (m* . ,.ř/dni y.dc C:\i\i .i/ S ľaRľ'UUŕ °h'cv ťy' ve skutečnosu učtnín v bii,, č sc soudilo kře „„drveném oboru spektra. Původní se ,.....,„U„ ž(! lde 0 61cny míslni sk„. Kt'"' '.1Vsak /dá sc. že galaxie Matfci 1, M,.,,, rtittVf* , , . , , 1 1 WL>M Marie, 2, te gseanueká kJ galaxie a ic b„uc př,bhž„ě 2,7 Mp.....,namcna S třikrát i-le. '-"u vlcnuve místní skupiny Jesuiie však bv hranice istni skupiny se ro/.s,r.lyaZ na y/daknost 1 Mpe, pak by do mis,ni skupmy ná-nékteré velké ebpoeke galaxie ŕ konkrétně NlKl-ún,, které jinak v místní házejí. \ yziiani místní skupiny galaxií k-řels i |ľ předevšim v tom, že podrobil rudien) jednotlivých členu lze získat jakési vzorky pro posuzováni vzdáknéi-"obiekiú- Klasicky,,, příkladem ie mlhovina v Andromede, u které se poprvé "'jařilo na základě pozorováni rozpoznat dvě základni populace typické pro spiri-'" u .'ilaMi Studiem Magellanových mračen sc dospělo například k známemu "A'lu"mezi svítivosti a periodou u cefeid, který byl pak použil jako indikátor ujAjeonfi1 ítaSe Galaxie 1 ífcttpina kolem \\ 31 v Andromede- zahrnují prakticky veškerou n,.siiu skupiny Ze známé vzdálenosti a rychlosti lze odhadnout stabilitu hmoto m-^oii r svsicrtiii Mm 10"w M..... vzájemná vzdálenost r 600 kpc vzájemná rychlost « = 125kms' vzdálen- I -.••.ixic od společného těžiště 480 kpc, 100 km s 25 km s 1 vzdalem i VI i r.- 120 kpc, Z toho pn> I ' Oleneigä a kinetickou energii ií, plyne EP — G{M(i,i - Alana) r 1 = -6.10«» J, 'l Meta v1 + AÍAadT* = 25.10» J, F.,. 2E, 0. Systém je tedy nestabilní a rozpadá sc. Můgtlíanot .i mračna Dvi DCJbiiŽJI púaxte ]sou Veflté (VMM) a Malé (MMM) Magcllanovo mračno, (atsto jsou považována za satelity Galaxie. Obé mračna jcou klasilikována jako nepravidelné galaxie, ačkoli zejména ve VMM je pat i ná j istá struktura, a to jasná příčka, kolem niž se vinou dvě spirálni ramena jedno bohaté na hvězdy). Na strukturu MMM není jednotný názor, i když ie dosti pravděpodobné, že obě mračna jsou si do značné míry podobná. Jejich celková zdánlivá |asnost je větší než jasnost M 31 v Andromede. 1 Ivězdy obou mračen patří do ploché složky a zdá se, že ve VMM jsou mladší než v MMM. Ve VMM bylo také zjištěno větší množství ionizovaného vodiku a prachu. Ohiekiy kulové složky jsou vzácnější, přestože jsou známy kulové hvězdo- 415 kupy v prúmé Měřeni rozsáhlá zari i,l u zda. i ktthwť hvězdokupy re V Au, .aPron.»né,ypuK^ *J..... jari ř*y neumiimho i.xfk" .....uin, intenzity .Mřen, , tozt^ m „Has, ns-inn.zovaneh.-pvn... ^ f ^ „ u. hk,,, jbytek energie v ultrafialovém oboru spektra, zároveň však některé .Vlál' "^jvní intenzivní zářeni v infračervené oblasti spektra. ■ klinci1 ľ'"1' ' " "|:c cmlsni 1"Äry doprovázené někdy i užšími absorpčními kiri|ni Sáry ma|i velký rudý posuv, f) Spv" ' ^^.j ,,, „u .dnou proměnnou polarizaci světla, j) Sek" 1 jilť||1!,,, ,Ke kvasaru bylo dalšitn velmi obtížným es Vedle vUistn ^ které při zběžné prohlídce neodpo moslem e'iliisui mlhov,,,,'^. , TÍ* ^2Sr. pTo vedou k vysokým hodnotám. Radiová pozory b'T:řZl hod o nu rľeeh zorný paprsek, který pro, .,, , ■ ,as,mj s £ isou streatmonn » . . . _(.Lsnl z „nlickvch Dozorováni správně,.i ..Wstni ideiuinisas.v .s............•------....... e , .nl spektrálních Car, které při zběžné "ľrám ve hvězdném spektru. experimentálním ptohlidec neodpovídaly žádným '** °T hvn«"zÍzJna hnKU hv, Pšovan.. , na dc,s,h ; j hp .1/ ve MMM- . . mr;1ěna ,sou spojeni tenkým PiVllh, ' «j S6 m Jo ílS m a smolo - P ^'-n ***** u:;-m bvězdnem spektru. -«'-«>• . . n , „j.ovvch pozorován, „..svědčme lomu, že VMo ^úfil • lcPrVC> * ľ"'al I**** S ace odvozena z optiekyeh a a^^r „,,,^^«1 . dalenéÄ ■ n n ekfflk V roce 1963 se podařilo M. Schmidtovi identifikovat rychle v rovníkové ohlas,, a ".nohem P-m ^ ...... ^ ' Meh ^ , écrvcu, ,c 27, r„. ob)cki č. 273 ve třetím Cambridiském ctnbf" ' | droitt. Slo ve skutečností o vodíkové cáry Balmcrovy lěflc 6.17. Kvasary Pokrok astronomie znamená významne podnět;, především pro fyziku. Jedním z takovýchto významných objevu nepochybně objev obiektu, pro které se v nné vědy, ivch let jc literatuře ustálilo ■ til kvasary i quasar - vzniklo zkrácením juáM-stellar objects , dobře vystí tiamnnu vlastnost těchto objektů - totiž to, že jsou to objekty většinou i . v/hledu, které možno v některých případech identifikoval jako zdroje za, .ílouho-vlnném oboru, tedy v oboru radioastronomických frekvenci V roce 1950 byly poprvé pomoci radiointerťeromciru získam .. i poloze zdrojů rádiového zářeni s přesností 5 v obou souřadnicích. Rádiový zdroj katalogizovaný pod označením J(" 48 byl identifikován na snímku poi m pětimetrovým dalekohledem na M t Palomaru jako hvězdný objeki icnitudy. Stručné označení kvasarů jc QSO a icstliže jsou zároveň silnými zdroji idtového zářeni, zkracuje se jejich označeni QSS (quasi st citar suurces). V současné době je známo téměř 200 těchto zajímavých objektu. Většinou jsou to objekty velmi slabé, nejjasnéjší je přibližně 12., ostatní 16. až. 19. hvězdné velikosti. Hlavni vlastností kvasarů jsou: a) Projevují se jako hvězdné objekty, z nichž některé jsou zdroji rádiového zářeni velmi malých úhlových rozměrů ("rádiové zářeni kvasarů neni typickou vlastnosti, ale spiše výjimkou). Úhlové rozměry jsou menši než 1". Některé jsou provázeny velmi slabou mlhosŤnou. b) Radioastronomicky je jejich úhlový rozměr menší než 0 ,001, některé jsou radioastronomicky podvojné objekty. c) Mírně proměnná jasnost a současně u některých sekulárni pokles jasnom. ****** ,r"TK' katalog" rád......a Sto ve skutečnost, o vodíkové čárv Balmertivy ttt II. H/,kta Zrnit* posunuté do červeného konce "spektra Posuv čar i Balmeros s ku H„ a II v nejjasnějšim kvasaru 3C 273 odpovídá 0,158. Spektrum to i bjektu vykazují široké emisní čáry vodíku H„H,, H , zakázané čáry kysl. I] a [ 11 111 ], neonu Ne II], Ne V a dvakrát ionizovaného hořčíku Mg II u i' 111 a C IV, všechny pochopitelně posunuté směrem do červeného konce spek tra i '.áry dvakrát ionizovaného hořčíku v ultrafialové oblasti normálně nepo/oi. vzhledem k absorpci v zemské atmosféře) jsou zde posunuly do pUZOTOVi oblasti spektra. Dnes je. a!, známa řada objektů, u nichž t 1 a maximální hodnota i 3,5. Vodikos., in l.ymanovy série L, (laboratorní vlnová délka 121,6 um) jc posunuta do viditelného oboru spektra, kde je pozorovatelná jako jasná emisní čára u ž. = 450 nm. Vedle emisních čar byly pozorovány i absorpční čáry, u kterých posuv byl poněkud menši než. u emisních, což lze interpretovat jako přítomnost chladnější obálky plynů obklopující kvasar, která však má rozdílnou radiální rychlost vzhle-ínanříklad se rozpíná a vzdaluje od kvasaru Struktura těcht • -■ ~;».i,„ěléni případě lze nalé; neZ u —, obklopující kvasar, která však má rozdílnou rauiu..., dem k pozorovateli (například se rozpíná a vzdaluje od kvasaru1. Struktura těchto obálek zřejmě není jednoduchá o čemž svědčí, žc v ojedinělém případě lze nalézt absorpční čáru rozštěpenou až na sedm komponent, z nichž každá nálež! obálce s různou radiální rychlostí. Je pochopitelné, že při velkých posuvech čar, kdy naměřená vlnová délka ž se Uši od laboratorní žn, 4A» A — ž,i o vicc než 10 "., hodnoty ž0, tedy * f :-o,i, /i. není možno použít klasický Dopplcrňv vztah, tj. z AJ/Jla v c. Pokud by objekt s velkým z byl v naši Galaxii nebo v její blízkosti, kdy geometrie vesmíru, 417 410 p. časoproskiru nd vyraz ihraie podmíněni úlohu, if in.< in.' ooii/ii pi,, . 'Illy, (6-".i, To znamená, ic ohieki, pi,, kicii nv I. S . pohyboví] rýchlo a'pro j - 2 je,v = OA". Velmi naivní J nepřípustné hy hyln nouj/ ! fa vzdáJcamti ' klasicfccliu IlubMeinj vztahu, k.h /'"Hi, k.'n.iariij vyjádřena napríklad bodPMlHI 100fan I \: ' 'bin, pro * • t'A- iJMOaWtans byvyciu .:. světelných Jet V ukuv, too Mjpg "leu. 8 III . m nel/e OCO** wJáta»»t »vétc(ncli„ Iroje, | n "ľ' ■ i. i.. m, v rěto časoprostorové metrice souřadní., mih^. ^;:K^v ,o:.,i^ «0» pop kladné zakriveného dvoírozmcrncho vesmíru k p.vuhu I POl mir balónu, Ôvŕre/méinj v/dalen.-t dwu ,eui „vpn.su.ru ujíevtfc, meníte Jana vztahem di- .•-dr; /íijdu-", (>.I7.2) kde dl ie časovv rozdíl mezi dvěma uJak.simi ■ například začátku i i svělcl-néhu signálu , ( rychlost světla R' t rt , ,i, , laná i /,, vlnová délka přnaiA a jmu v temže poměru |je *' mu,) ■> "i'ili určtiiict meiriku pt.v.iuui v čase („ a i,. j^P «e|'un,s )VV inieivi-, «i J' )£ velmi nuly (neumalil s výr ) kosniolop.kv,1i v/J.iI.mi,...,^,^ ^ príliš km— urazí « ŕ*" „li.'ll K.lll W*£-VL"'V'.;'.'nms, bíľvítíí ,ivho'«íe»p™. irovnarelni se zirivtwi velkŕ^ vl/'"V"'',,'ľ.m,w,k-. íe ..J.I..J vzniku značne energie v malém ......m „ ,. £ visf.neua ŕa.la ln|vk'/. klťie však i-.echm mail /luói, tUhW , " . -,h,„, HvJii wslovcna raoa "M""'" ....... ,'.' WBfa a „ŕkn're"z M k optUíínj Nejvj mamnejíl / técnto hyp** 1« ihrni.....,„ ^ ^Äää—.....1........1........-*,tvM M7r......** „,;,.,Nlni ., hrom, ,e d„ sveho vlastního stredu, lento gravitační kolaps ^ uvniIr ttícu boufBvou Mernou reakci docm^enou naraz..,..,, dnou ,,rk| , tŕ|esJ ven. kter., Idté viee zvě.štuc teplotu vvsšul, vrsiev. akovj díj by Wri piíMiíně 10- I, pnhh/tič 10 , telo energie by hvlo u,,,™,, ve ,,„„„ elementárnieh částic pohybuj*** se relativistickým, rvel.losim, Slo by tedy „ kousi /(././supernovu! b. Jde 0 nukleárni evplo/i telesa 0 hmote 10« Slunci při v emu I j tiLni procesu H -He. cl Jde o velmi hustou hvězdokupu, ve které dochází velmi • > k přímým srážkám hvězd a kinetická energie hvězd se mini v energii zářivou d) Jde o nevelká superhustá tělesa i o hustotě 10' ■ g cm *) Ve vzdálenostech cca lOMpc, ledy vzdálcnosiech bližších galaxii. Velký rudý posm 'nich čar v* spektrech kvasarů by bylo možno vysvětli, hrouiici se hmotou I kosti lělesa a gravitačním účinkem by bylo možno vysvětlit rudý postu pěních car. Z obecně teorie relativity pro posuv spektrálních čar lze odvodil. (;.\f fc, kde M je hmotnost tělesa, R jeho poloměr a e rychlost světla. \ 1 lení rudého posuvu tímto způsobem předpokládá hmotnost kvasaru .11 ! mol Slund e) Kvasary nejsou vzdálené objekty, nýbrž náleží do naši Gal iz.v. lokální hypotéza). Vznikly explozí v centru Galaxie a jednotlivé části hm ty obrovskou rychlostí unikají do mezigalaktického prostoru. V takovém přípai ovšem svítivost kvasarů byla podstamě nižší, než se běznč předpokládá. Avíak není znám mechanismus, který by jednotlivým tělesům lělil tak velké urychleni. Mimo to, by bylo možno pozorovat v sousedních gaia uch kvasary, z nichž některé by se přibližovaly velkou rychlosti k nám. Dosud vsak nic takového pozorováno nebylo. Jako možný zdroj energie byla uvažována anihilace hmoty vznikající ze srážek hvězd, složených z hmoty a antihmoty. Například při proton-antiprotonové ani-ralaa vzniká intenzivní T zářeni, neutrino, relativistické elektrony a pozitrony ■senergu radově 100MeV. Anihilacl hmoty odpovídající hmotnosti 1 Slunce by poSTouhľ^1* ""^přMžní 1032 w'23 předP°kladu>žc °y dé> Probfhal 40» predpokladá, Ze kvasary )Wu pu, i.....r;;t;.,u,M-i.....^^^vx^^^ .ce nazývají se někdy ryto objekty Jace. id) První dva z těchto dalších objektů projevují se na fotografiích jako hvězdné objekty, kdežto PKS 1514-24 je s velkou pravděpodobností galaxie typu N. Pomocí raditiinterfe-romctni se zjistilo, že zdroje RL La-cenaea OJ 287 jsou radioastron můc-ké zdroje velice malých ohjnvych rozměrů. Jejich lineární rozměry o.-jsou znány, jelikož není známa vzdáV-nosi ífe len říci, že Imeární velikost celého ^patrné nebude vetší než průměr ZrT^01(Pokud ovšem ^«^leastorečnérnimonaíi S z! š. a I t ' ! 2: mú uf\ r. E o cľ o* í B C r* _J 5 í *i 2 i í jľ Cm" 5 S g 1 s § § I— * ----r e « — £1 ÍC 31 *»1 * © n c cc O O S •n x ir n O O C . eí r r i f r -m -i — 5 J x « K;a i- » f) V -r rr o y U U A #1 n m •j 3 s 5 C N TJ ' S £ TJ B O * c H h 6.18. Kosiiľ ké záření V asi r.. '•' ,,bvvklĽ P»d pojmem kosmické zářeni označu,! roodý velmi rychle bujit ich částic, jako jsou protony, jádra helia (z částice) a jádra těžších prví možno registrovat ve velkých výškách nadzemským povrchem nebo v k ni prostoru, 'ľo je podle vžité terminologie primárni složka kosmického ... i.ilc označováno zkratkou K. Z.). Na povrchu Země se registruje převážně sc • i.i.irní složka, tj. spršky částic, které vznikly interakci primární složky se /cm itmosférou. Astrofyzikálně významná je však složka primární, a proto další 1 sc netýká složky sekundární. Částice i energii n i icí 1 GcV 10'' eV představují měkké záření. To je značné ovlivněno geo 1111 o net ickým polem Země a interakcí s meziplanetární a mezihvězdnou hmotou Dostupná měření ze stratosféry, satelitů a kosmických sond prozatím dávají jen velmi hrubý obraz o K. Z., v rozmezí energii 10» eV ai 10'" eV 1 až 10* GcV. Studiem stop, které zanechávají částice K. Z. napf. ve speciálních fejV™*f* emulzích, bylo možno odhadnout atomové číslo Z, a um pomerné přesné urett relatívni zastoupeni jednotlivých prvků (viz tab. 6.13). Nadbytek lithia, bcryllia, boru v kosmickém zářeni je nesporně M'f^v~ o tom, že v mezihvězdném prostředí probíhají nvikleárni reakce a konečne pro- ! |kIij ,-vlll„ prvků mohou vyt^ |„ /naincii.i. tí l»OU h ^ K / (,rvkv datu ***** - ''uv,l7/;'l,, .,„lk» rm-ei) H" ' *^?«***n Pr„ mnn4«V 1 h""u' n"If' „jj doupě* hmoty p základne l Wj míl tnnotnotl pliWiíne I g bodwce rOeV .... ftWci ň ,.,.!„„ WhniteW eoenjfc wwkailcl tepelným zařLnim (0 , j „| r.i/d.minť odporuje drahé! v0|. vvzaŕcnc hvězdami ... jednotka ěasu hy ich částic vyzářených z hvizd' . ,hnc vesmíru kolmém kc galaktické .ovine t .alaxii př,hltónř ■-, „■■■ K / musí mezihvězdnou hmotou putovai mk le[ Naptod """UL^.hmi>lť/Juvl,Juvv;en:.z.K,čc„v,í, i1 znamená, 10-pc, jo-li hustota mezihve/dne hmoty ........-*«síS^ CergX komického /are... ,n,ValcřaJovč,.c,na.rnhl,z.u 0, „rhoť ninožMvi energie tcrmoJvnu.nKL- .uhol m dl,„e„ia. ,„..,„ byl podwtBť rj* nez map* . , Světelně kvantu in P'" za ll> dlouho, ,ihv proběhly třemi že mu„ pmhč-hnou. se musí mdiž nutné udržovat po dlouhl,u Sekou částic, - , Plat., ze energie E mc*t - cp Iviz kapno,. 3.3) a z toho plyne kde ři ie hustota magnetické indukce r vyjádřeno v parsecicli je r = 1,08 10 eflr, poloměr dráhy částice s nábojem e. Z toho £[GcV| 10 200 Za předpokladu galaktického magnetického pole /} - í . Il> drah kolem siločar částic s energii Ľ tyto: £[GeVJ I 10» 10" r [pc] 2. 10 ' 2. 10 i 0,2 Protony s menší energii putuii Galaxii po šroubovicích o polomem rozměru sluneční soustavy. Není tedy ani překvapující, ze rozdělen směru je izotropní a nelze zjistit jeho původ, neboť dráhy částic sĽ d proplétají siločarami magnetického pole Galaxie Výjimku tvoři K / 'oloměry aiieim se /.. co do chaoticky Ittnečního původu, které však vzniká jen při mimořádně silných erupcích a mas o dni energie je prakticky jen okolo 10 GeV. Původ K.Z. není jasný, ale nepochybně vzniká při procesech, kdy se vyzáří m - ,oT,0ka,I,ŽlJtU VcUté mntóství Cást'ĽC K- z Ktrvávajl v Galaxii zdá Z ľ * 1 ílJTí1113)1 VySOk°U CnCrgÍÍ' Praktick* Ga]*™ 'L'n projetí. Avšak a^^T*- ľ"™^" UpIynul>;ch il" millňnú '« Lze tak usu-„™? TtK- Z- V P°VKh°v7ch vrstvách meteoritu. Meteorit SS^T)C bezProstf^ě vystaven účinkům kosmického záření. C*- nalyzou meteoritu lze odhadnout, ze množství dopadajících ěLic K Z. i jejich 424 .iczu ....iiiéoě Steina p.i dobu 10» ;l mniu4| R.„, elektronu s vysokým, energie,,,, , ^J*rtUlVa ^^'^rroni i** " ifoicin -----: S^;^p« výb-hu '■■ is»u sUpct r i,"i0vite supern.,vv,s,,uvyviÍĽnyiry--u^^ o* ta. Rorffíf kir" M«n v to«r«*tm yalL'"' -a elektronu a ponitro. ■sm sroviutcln.' nikoli rj«tj 6.12 Zístoupeni prvku v koim vctvíidich (piipulsicc 11 I"! m /arem vu 101 10* H>» kinetickí energie (MeV) srovnání s průměrným zastoupením log .V kounlekc zářeni hvčidy popnliee I H He Li, Be, B C, N, O, F prvky se l 10 až 22 l = 23 ai 30 Z ■ 30 10 u,2 7,4 H,l 7,6 7,0 4 10 M 1.0 7.1 Rádiově galaxie a fcv—litfUrnl uhickiy, j nZktere dais. p,»,lo|s,k- Dbjdgy rých zřetmé došlo k mohutným výbuchům, mocou hyt .'drou kMxxu\^tchr, s energií 10'* c\' a>. 10'-' eV. Ty se nudito / miiencic-lsého pole Bdrofe uv ,,jm'^'"'il Galaxií vrrWnMi proběhnou po miině /akř.ie.ml. .luhaili polotncj ktUfn " "t* které by proton s energii 10" eV obfliaj v mignetieUm puti Galaxie, ,.- ľ*!r ľ" Jkpc). JeUkot .Slunce je, i když |en výjimečně, zdrojem K. /., je nu v,,,, '". k/JJar. fa crupiimi činnost, podobná činnosti sluneční, na iiwvd.,, |, )ť |LJPu měkkého K. Z. ' "'l'Tt, cl.. Mi vel,,,, .u^l>riH),Ľi| miceľ M -k«'P; Souhrnně lze říci, k ídrfpji kosmického /arem le a rozmani.vcli objektů, 6.19. Hypotéza explozivního vzniku hvězdných soustav Problém vzn.ku hvězdných aosiata- je zatím zcela oicvřen Nlcwr v lěto souv,.....u ,e vhodne vran, se k přcdměiu J.skuinvančmu v kjpj|„^ o vzniku hvězd, kde ,e vvklad založen n„ klasickém pH*........h u.....,„, , jjj stav pozvolného zhuštnvan, mezihvězdné hmo.y ve hvězdné útvary Pf, ^ Wlaxii se všaš ,en,o proces panně neupiaiwl. Avšak , vvvo,,edno,l,vých hviy nemusí nutně probíhá, ces.ou Potupného rWutovéltl mezd ch Haúe .míitoanl meaftvéidných nuaěen. Jatanile se vsak shrnou někte,, dlí po/tUJlk llatasWoWWl^ nVrZd m"ZC byt P°»«»t0a do zcela líného světla. Ohiev a vvzkum hvězdných asociaci v iz k ip.iol.. h.o p, ! mspj^ pro nove a vskutku revoluční teorie vzniku hvězd a hvězdných ias proprat, vaně sovětskými vědci zc školy akademika Amharcumiana Vedoucí myšlenkou těchto teorii je, že vznik hsézd se déj Ikn espan,,-. lépe řečeno exploze superhustveh těles, tedv procesu, který la opačnél,,, charakteru než kontrakce. Pojmy kontrakce a expanze ro -. preokon o vzniku hvězd (a galaxii; na dvě, v mnohých základních bodech , odporující hypotézy. Tato skutečnost nesmí překvapit, tichot je to pi i jet vývoje poznání. Důvod, proč hypotéza explozivního vývoje hvězd je zai l v této části knihy, je prostý. Výklad kontrakčni hypotézy nevyžaduje nii i 'poklad hustých oblasti v mezihvězdné hmotě. Naproti tomu explózii ní I: i je komplexnější a bere v úvahu mnohé další skutečnosti, podrobněji po| . předešlých kapitolách. Jako přesvědčující důkaz pro kontrakčni hypotézu platil trysk; ■ c ho množství pozorované difúzni hmoty tam, kde se odehrává proces vzniku n ■ i. Z mho by se dalosoudit, že mezi mladými hvězdami s difůznimi mlhovinám, u iisié genetické vztahy. Avšak kontrakčni hypotéza sama o sobě nevysvětluje ext tenči expandují- V.' ,Tr«P° ,rf'i'i,v»i" I chlactovin- ' _ | .1 /UK'"1 e skup,., hvězdných as0í,w. souhvězdí Or,,,na. ,,rmii " vl<*naso, ......'Pusohuje m„. '*'n » Spi,,' *h IWt, Jynnc hmoty *PnsohU|c c)1 'a Sp1Uw «^ „, jednn.hvá seskup^,, k|„ * «** ^ k ,j«* * '„ i /UK"' se ve nvcv.uy. - cen,ra P*. StJ^ V............"-^"7"IcMcs,,,^ h°^v^ ^ .IivčzJmc- hrnou- \ jedné , iulpili hv*'-d Pn,bihi, .....bllíehv, • loknp h ., /lw' nC|vlt<-pr«,hľ! VQl ' -J"^ly":.C lvu-..... mladé lo.'ľ nC0' ^lauC'k"u.íMt "Máslech ......- '"■c"1 lL",e nal1 '-eela ukončen.-také v ÍUj, .....\'vriv''-r""v\' l-v... >»ladé hvc/dy. avšak hustou dilúv.ni hmo,v ' „ Safa1* c s lUirt stars erupuvni hvězdy, - (Kw miailé objekty,! •■^'''.irovV "bl n -sítivo.' lcž.t pod hlavni posloupnosti, ačkoli podle i ,, spek'1"1 .„ u.,d ,oučasnou hlavni prnkiunnmi 11 .rúlll . i-,v nu'ts os, i V^vézslV nes .ěktcrýeh poaoenv^'.a^^ - u že hve/ds nevznikají pouze kontrakcí Na^" d*anvt^ ptW 111 m " CnÍ '""'"''-'asii,,, l"mu N'" znamv Z . •< -,•«•' «M pnspjvaji tiepuchvbnŕ s "^^'W »">ly « nyp«.téza v^;^ i* ex.s,enc. tupetbustýds r,o«,hv, V"' Vrkteie /akť*':i: " ^ hvp,„Ľ,llkvth pin|i ■ ■ :;.>v— ..........—..... .,.„„ utvaiv m..o rozmery mini nutní mi, vysokouhus,„,u Zí WMíka^ ■ -I-., dlouhou d,*u ve stavu podsutaí nduC ,j davu hvězd a nul Ambarcunuano^ i .telami materie v nedá .................»»ľ«u, možno nicual i ve zvláštnostech .ramenných tvpu l .-pía\idelne změny jasu těchto hvtzd ncariohou byi ■. .větlcny kolísaniu méru nebo povrchové teploty. Rychlé střídáni zrnin u cruptivních hvizd ul že v jejich atmosférách se občas vyskytuji intenzlvTii /jroie energie. Iv '• nitinich oblasti hvizdy a způsobuji krátkodobý „muhonásobnv •. ze |c možne, ž.c potřebná energie pro tyto jevy ie ukryla vc /.bývajících shlui I prestelarnl látky v nitru mladých hvězd. Výskyi velkého nu i nestabilních izotopů technicia, zirkonu a lanthana v atmosférách prom, i hvězd opravňuje k domněnce, že výbuchy energie v povrchových vrslvái zd jsou zpusnbeny procesy podobajícími se procesom š'cpení jader atomů. / tkálnlho hlediska ic zvlášť zajímavé, že tyto rychle probíhaní jevy nemohou byl termonukleárního původu vzhledem k reUúvné iilzkya) teplotám povrchových •> lev hvězd. «7 d, „nnivá, žc nepřímé důkazy o existenci haste p*. mklydí hvězdokupách možno hledat i ve zvláštnostech nepravidelne ™ir™ ,i„u._ c..i_, . Jtítí mohutní* .K-stacionami ,cvy, k««v .«•« >v s v^ky,cin , .»ch pcMelarmch ohick.u. i-ou pozorovaný v B^^J^f^L^^ľf >H,">r„'. h Viet niv polov ftÉsýeh tknmnbntcb *»i4ni gaJnfl »■ ttW-Mnl, ™.....lato* ••• n. •.. -..v •••_______*»M iina«alak.1ck..^kuj«:n.. KdfWlw.JJgj ze mohou •- cnivii.icmlio ľok- velelm svsitII| man relatívni rychlost rak selkou. uniknou.. Původ napadajících sc systému neinc mm. > nvezuných aM. oac, se neda vvsvě.J.i JtantnduW hvľoie/ou. I-.spamv .. rozpad galak^ ' IfAůnfl WSÍX. ta k rei-Kous- ruy.nrnvn, , ozměrum H velkvm husimam |n,vodnih(i In poietickěho mateřského tělesa. DftUM poznatky bvlv těž /.skaný výzkumem vn.....B»kUnickýcti riuLCSU> ^ mm V ,-al.. mi »e .itovrn radim*™ xuřenim Bylo b> sic. možno vv-vétli, tento jft jako důsledek kolize dvou galaxii. (WftÉ Amharcum,.m navrhl „ně vysvíy^ zjjoženč na predpokladu, /e e rádiech radiogalaxu dochází k explozi superhus,^ těles j k tvorbě nových hvězdných soustav Pozorované synchroironnl zifeni ^ produkováno mračny relativistických elektronu vyvržených i. mini radioKalax,j při těchro procesech /Ji -e, .V i u líných galaxii nutno počítal s nekonvenčními vlastnostmi galaktíc. kveh uder Z .jdra mlhovin) M M i z udra na-i (íalaxic pioudi hmota; množství takto unikatici plynné látky odp.ni.:. '■ f ■ :•' '■ !ne s|„ncčnj hmotě r.vně a rrva už několik miliard let.'1'řcsio ic i.i.lo \1 11 tak malé, íe podmh. nosu leho struktury nejsou rozlišitelné. Pukazem toho. že galaktická i.iJra skutečně mohou vyvrh....... "luomné množ. srvi látky, muže hvt exploze galaxie AI H2. Podobne explo.v ■■• těuy v nnýth c llaxiieh a odhad uvolněné energie ie přibližně ll>" | až 10 l \umn poznamenat, že co se tyěe proměnnosti zářeni a \ .. ni ■■ .-. luvosii, například kvasary a galaxie různých tvpu neho spise um -..ho spolcč- ného. Alarkarian objevil velké množsivi galaxii s mimořádně s traQaievfa zářením, které mohou h\i ryvojovc nikde mezi kvasarv i n mi gaiaxícni Pro vysvětleni silné aktivity calaktick.ch lader se uvalovalo . .o/hmIi zdrojích energie. Například by bylo nutno předpokládat výbuchy m honu super- nov ' v ládru galaxie N"(i(l I06H, kdyby mě!', byi energie pru pozorované radiální pohyby oblaku plynu o hmotě I" Mim Kxisicnce aktivních nestacionarnich procesu ruznelu. n>/ skveh kosmiekveh výbuchu, predstavuje pro kontrakciu i Naproti tomu je představa 0 rozhodující úloze procesu vylo., a galaxií samozřejmý a organicky vc včlcňuiici element hypon Počáteční skepse mnoha védcu k hypotéze proioln./.! až donedávna nebyla známa žádná kosmická tělesa extrémní by te domnělým protohvězdám blížila. Dnes ic tomu imak. Pri.....v< pojetí vzniku 1*4—1 a ořezaných soustav byly velice podnetne teoretické výzkum) na poli super-htutých konfigurací kosmických hmot. Dnes nejhustsj pozoooan.i kosmická tř-Icaa - neutronově hvězdy - se tímto představám velmi blíži. ' asi obnovnou překážku ■'Inci hvězd "hvězd, ulehlá, nebol I li hustot, která „ „uino však poznamenal, it maximi^ e-, , „os-1, řádoví hmoty SW„ t*^^*^*^ y .i'" ;*„voosiači k podpotwl hypMi,,,v p„Ala**^ lcWlt í,(f vcoi'1 souřadnic, lato teorie sjmiví,, ,V*U4» Ifto ro^ m>c hostova /.mvm mi vatdkrat uvolatal oW^neho ,3£, '.-.vo -j, k.e-v u^azy. ^i«61'1 ^v^dap.psrjWaBÍaprsta**,^, v.tV' » vše I-"" ( moí.oě, lc píi pozorovaných akúviiids pWnWkvta„fa .„ctr'0, „cc ľ l" I",'„„. vlastnosim. hmoty a v videch, vc Vttrt * * uvfc„ ictíi*vtl,i záw*° -c SĽ ,eJni o odchylky od mkmýca fyňttbsictt t)t*4kv«n,a c"e , e la hmotyV Amb»rcuntt«n»dtrtjiÉíot,iciikm M',t,1'lJ hov-lU' C"' " n na uriití fonerj energie a \t to speciitai prípad«mc- 6.20. Zdroje X záření Krom Slunce existuje zřejmí velké kvchzdrotu rent, - . zářeni, kterí se obvykl. ozľaSv^^ Nit* roku 197 I bylo • i. c než 100 těchtn zdrojů avšaľ!1 ^« možno flotožnti pnzorovanými v s>rtickém ' f'^obyi, ,„uusi s malou ..1 r. .zhšovací schopnosti umílvchd •• vtm <*«u. To f nW.hu enerme ! ■ ke\', ,ako ,c například druito-^S^^ y riroju nem i, au. .ád.ový protějšek. J«tliže\oto záf J^tóv^ plazmě a maximi r., vyzařované energie je / - i .« . ^ ,c taslově W K , K (de zde v pod.Utí „ ^pÍA , vvsokvm, cnei g 10 analogie tepelného brzdného ziřenl v oblasti aUkých energii, kicre se p ako tepelné zářeni kosmických objektů v rídiovémobotn, Tento mcchanism , imě uplatňuje u vftSiny pozorovanýchXzdroji.Naproti tomu X zdroic kli ' neproměnné, jako jsou zbytky supernov, ztfl v enrtnmř krátkovlnné ohla-ii pektra v důsledku synchrotronniho záření telatiyisticrýefc elektronů v magne m potí. X zdroje, pro li', bvl identifikován optický, popř. radiový protíjítt, moiaa rozdelil zhruba na ,l\é skupiny: a) zbytky supernov, b) dTOJhvfady, kde jedu složka je hilv irp.islil . neutronová ,á hvězda nebo dokonce ieraidlia. V drobta 1* by Xiéřcni mohlo vzniku P* přenosu hrnuly v icsne dt.....^ fídS složte, normálni, druhá ,ur*rbm.e .elesn ... - hv, .1:, -„..,,,'<■•., V irraWcufníni poii neutrónové hvězdy o limoinost, 1,1 ./ u p.....,„/.,,, U laSúm hmatal ttteo, které na hvězdu padá, rychlostí iX I i rychlost] 1*, fettfflfci jeho hmotnost ie len koleni 10 g tj. přibližné 10 hmotl /,■„.,■'"' kinetická energie pn dopadu le řádové 10 - I .i rnbw dopadu se zahreje na M I>,cJtLm-H hmota V lesné dvojhvězdě z normální hvéltdj n ^ ' col může byl jak bily trpaslík, tak neutronová hvězda i cenu .lir... , t. ičro složky vytvoří disk horkého plazmatu z.iŕici V rentgenovém obor,, (^?C|n piazmalu mohou puk snadno způsobil rveh/oti promčnnost \ idrojc Nejznámějšim přikladeni je zJror Cyg. X-l, který byl ztotožněn g hvřřri HD226868 ,9m,1. Je to spektroskopická dvojhvězda, rwdobf typ, BO tvíf^ 10* /. s hmotnosti přibližně KM , u které ic druhá složka neviditelná /. d,-^" vých parametru vyplýva, že neviditelná složka nia neuneně 6 slunečních hm"' Hmotněiší těleso se spíše zhroutí v černou díru. Je tedy zcela možné, ie •"' neviditelná složka dvoihvčzdy HD 226 H6S je černá díra, kolen: které sC vy,^ rychle rotující disk horkého plazmatu. Viskozita plynu v disku způsobí, $c ', 'lr| livé částice se po spirále blíži ke kritickému poloměru černé diry, plyn K e-.vrréi "'■ zahřívá a intenzivně září v oblasti 1 —1(1 ke\'. Rvchlé ziněnv lze v\ svéíWr : ...................... . . . . -' 1111 i rotí-. vnitrní časti disku v tésné blízkosti kritického poloměru, kdy perioda obéhu rotaci musj Tabulka 6.14 Identifikované /drojť X zářeni v Galaxii l Zdroj Optický nebo rádiový obrekt Cep X-l (Tvchonovj supernova T«u X-l Krabi mlhovina Car X-l Canna A Vel X-2 Vela X Cyg X-5 Cass X-l Cassiopca A Sco X-l [kpsj "ilka Her X-l HZ Herculij í Cyg X-l | HD 226 868 | QgX-2 [ | zbytky supernov mudrv objekt m. j J zákryt, proměnná m. M perioda- 1,7 d Spektrálni dvojhvězda mv y, černá díra ? hvězdný objekt w, 15 5.0 2,0 1,8 0,5 0J1 3,-» 0,3 kimitanti 0,7 měny jasu . vkěm , i X .boru; perioda; I minuty 1 X >-Ueke pulsace ' perioda: 1,23« s i I X ,,!„>ru pulsace J přibližně 0,1 j, I ' I ■ krm : perioda 1 S.r, Jnr nepravidelně změny „,, ,-o»n /,l„.,t v,X.n ft+ ,,z;,p,vu. važnv Přímý důl ^K|tn^,„ku| „ jlsalroii. vsak nelze zaradil cerně dlr ?í mn„h, kolonce nelze i.n, -zhodnout.'s^ *.Sľ ^ .....ľ"1' ...,l:.t:..vkeho P o vod v, | zde však j *™ :zäľ., velo" i^pTyň! x z'irŤníirti i ^asa; priradí v litemmře používán název cxtary -T'1- P'ok,, ^éfyzikólnlP.....ry.,.....iKihoJ^^Ctľt^X -. .s-.....i-.nuv^.r:"' u'rí^-t jal^Ml iBtÉJjawj o'iTherk iH. Zbytkové záření vesmíru ^pojití ■ í liové a ntifeovtaně zářeni ■ íifjditltvirčítvm obiekiom, má «^.I,j»ýpl nerá moÍBo W Pribl'žntMaktn: galaktické so.,jité zářen. izotropní 'galaktické halo) radiogalaxie 'neidentifikované} 0 lednotlivých sin r předchozích kapitolát ■^lagalitktické zbytkové zářeni (zářeni pozadí). i " i zbytkové • tm, je zrniny m ^ '.bvtki ve (nebo , éž reliktní) zářeni bvlo objeveno v roce 1965 na ccntimcinn \ li vln ich. Jde o pomVrní intenzivní, téměř dokonale izo-tropnl záření, které odr 'vidá záření černého tělesa o teplotě 2,72 - 0,08 K. Bylo ve skutečnosti pozorovánu již drive, ale považováno za šum přijimac' apretury. Dosavadní výsledky jednotlivých měřeni jsou shrnuty v tabulce 6.15, Název zbytkové (reliktní) záření vystihuje původ, který je mu přisuzován. Mi to být „zředěné" zářeni z dávných počátků dnešního vesmíru, kdy byl ertienint hustý a teplý. Minm přímého měřeni v mikrovlnném rádiovém oboru byla prokázána existence tohoto zářeni i nepřímo, neboť ovlivňuje obsazeni rotačních hladin mezihvězdných molekul. Hvězdná spektra s vysokou disperzi tunožňaji rakät mezihvízdný absorpční pás / - 388 nm nálezejid molekule CN (viz taptadi 541). Absorpcí spojitého zbytkového zářeni v molekulách rozdělí se obsazeni ro- m Vlnou""'13 'ÍkÍ" J Jem/ '__ 50—" / J1J , 30,7 30.V ' 7.J5 3J 1.7 * u 1 ± Iá> •J> ± 0.6 2.1 i 0,' 1,1 ± 1.0 »,0 ± 0,' 2,í>*) ± O.Ie ll._' 1 1,58 2,78 ± 0.1-0,17 1,50 2.0 ± OJ3 ti.uJ4 l,|n ± l>..'» 11,(150 J.50 ± 0.17 11.-'-' 0.8J -\0 i 0.7 0J3 2.4ň ± 0.J" 0.44 0,13 J.Ol ± Oji (1^164 )J ± l'.5 0.264 3,7 ±0,7 U.2W J..H i ± ii.ll Ault.ři .1 r.ik p,..'*ir,,v:,ni ff„weľ j Shtikesll.ltl I1"'". ÍVn/lii. -i \Vil-i..:i l'il>," W^Mlfl ■ IWXi ftluInlSrf i Slankcvii <ľ»») Fcn/w. a VJÍ'iNtm ľ>i»V K.-M j Wilkinson , PX.0' Stoke*. I'jrirulirr j Wilkinsoii |.|,,7 , Slokes, Istllrulne .i Witkin.oii l>>t,7, \\"ejcll. ke.icllie. riliinlliin i \V:i\.íi, Ewuis, Búrke, u Nluelin i' J Sio7i Wilkuisun 10(17 "%71 fenanoi. Njlnumovič u Siunkevu ťi|>7 Btiynmn. Stok.-, .i Wilkitlsnn I tt,x .Mtlle.i, Mei'ijí. Pcder.un -i Vermin I-íl-ij .i lii, i.....i. I9M Pciml'ert ľ'i.S Bortolot, Clauscr a Thjddcu. 1969] l"7| , tačnich hladin v souladu s Boltzmannovou rovnici, tedy json ohsa/eny vjce rotační hladiny než základni, a ve spektru pásu CN hudoti m: azlvnejšj ty ^ které odpovídají vyšším kvantovým číslům rotačních hladin Anomámi rozlôj?' intenzity čar mezihvězdného CN je známo )iž několik desetiletí, i ,,k nebyla i ŮT, venovaná velká pozornost. u Dosavadní méřenl zbytkového spektra byla provedeni r Inovvch ďllr" 75 cm až 0,26 cm. Maximum PJanckovy křivky ve spek 11 lícového " To = 2,7 je u Zareni 0,51 Ti - 0,2 cm a intenzita směrem k dlouhovlnnému oboru klesá podle R diovy-Jeansoy apro>amace /, ~ Tav2. Zbytkové zářeni v oblasti vlnových k z 50 cm* zaníceno spojitým zlením Galaxie a extragalaktických zdrojťi. Zemská atmosféra vlasmím tepelným zářením mší na vlnových délkách ž J mm, ale jeji jas na cratimetrových vlnách je poměrné malý a nemění se příliš s irekvencí V infra-červené obtetíjmizí zbytkové zářeni v neméně intenzivním tepelném zářeni mezi-hvězdného prachu. Nejméně padesát procent světla vyzářeného hvězdami je pohlcováno mezihvězdným prachem, který takto pohlcenou cnerojj opět vyzáří 432 .,.,vT-nc.............K S o., počati..... čase , ^Kr^Í^g ^aDllI„„,._ ,ft'21.1) Kp (epoloměi ™«Phiailcfl,o«cvewUni * Uvence........" • [ v '<«pinajici,„ « ^WJ J» • uiiič plence ioo">» ......'.|'»iu|icim. ^ľi tom"10 poloměru •(;) ^- r if(, llC'!;f..ni ř1'1 v čase i ■ f, je >e Ku >■) 'ťfi, n) K't„ ' p„iičvaJž pro jas ri 1) í.é.21.3) ■'"cli.. tělesa plati ,rt s 2A,.n '\'t *) = c„ (e*' n lze nalézt, že teplot, , » čase r je k teplotě r(ř|) v Ľase , HO /ř(ř,) ř('0 ' (6.21.4) Charakter zářeni i ■ tělesa se zachová - vždy t0 bude p^ avš^k teplota bude klesat s rostoucím Rify. Pozorováni zbyAo ™" ľ V K se pov., za jeden z důkazů, že současný vesmír se ro^SľS hustota klesá, 6.22. StnrVi ira vesmíru Dávnv .i nejpodstatnějši cil astronomie je odpovědět na několik málo otázek, kterými se zabývá kosmologie. Lze je seřadit napríklad v tomto pořadí: 1. Jaký je tvar a velikost vesmíru? 2. Jaká je celková hmotnost vesmíru? 3. Jak je vesmír starý ? (ihtnřnami, ale vžily vc- svt .....I, řn n nudou obsahoval '^""'^jupujo větMn.m tak, te K .eilavujl l,V|) f ,„holo prohienll, M I I...... [aMnosimi vesnili u \',.,„' ""'tfc, k feienl modelv. které ,sou srovnávaný s ví.k. Ic K zásadně odmítal. Uú (liv„ro..oivmi Uasliiosloo voslnin, W/,,,, K „w modely. které odpormi pozorovánun. |>, , |e správně inlcrprclov.il Vyvi van. samniná nestači. nutno . , jrJ),c, Ä JÄÄffiS-^......4r,.....ž„s pro pop.............., (to** z«nr * *u*c|.|rtvh ^j,- a a toho plyne*.....ubbleův v^h Obíey rudého posuvu ve spe^ ťCntrK.kěli.. modelu vešmi,-,, ViN^ »» prvni pohled ^^^fS „dahu, V r, „K,,„ ,.....; ...... Posou eeti. Zemi - Slunee udržely fen po určitou etapu vvvo.e ■ ukázaly se nereálnou hkei. siuneěni okoli Kapleviuiv vesmír1. Všc-dmy tyto rtiodel i.- .. l',in,vnV OSlIil VŠfí-ll Ct^SjLrl.S . „ J val řdy konečné osud všech „středu svět V ' h.VI .Vedspěeh nalézt střed svéia a formulace leorie relativity vedly okamžitě k Srj srejm "Práv. ne, 0 lektorové :,.,„.,:,. ■.■■■cpi ic, Hubbicova objevu. Iluhhlcuv vztah moím, ^ má hiezj v„ //r,., tfj 22 , We ,„ k vzdálenost mez. ,..0, Galaxií , vybranou galaxi, t mitřadnéa sys,rn)11 vztaženém k Slunc, resp siředu Galaxie. \ „,m,o systému v-..,k nna Ralaxie vzdálenost n a rychlost p„ a ludiž pl.iti v //z cil, relativní rychlost, oběma galaxiemi (o.PJc ^ ^ ^ _ „,. ^ Proto pro l.bovolného pozorovatele v libovolné galaxii i li bude možoo popsat obecně témž vztahem. Model vesmíru., takto popstui de ho.nogenni a izotropní. To znamená, že v žádné části vesmíru dostato clké není dána přednost pohybu v jistém směru a jednotlivé body galaxie, i shluky ga|asij nejeví tendenci soustřeďovat se kolem nejakého význačného bodu. Pozorované lokální shluky galaxii jsou nahodilé a neovlivňují celkovou izc osl vesmíru. Posmlát, že vesmír je homogenní a izotropní je kosmohgi ni ip, podle kte- rého v dané časové epoše dostatečné přesně definovane p telé v ruznvch místech vesmíru pozoruji stejné útvary, ovšem s výjimkou lok .i, nchornogenit-vesmlr se oběma jeví (jako celek) stejný. Každý z tčchio po i ..Helu jc v klidu vzhledem k svému okolí a v kosmologii se označuje lei i ImiJamentálni pozorovatel. Ke kosmologickému principu homogenity a izotrop nos ti Iru je nutno připojit ještě několik poznámek. Princip není narušen výskytci iluku galaxií, byl by však pochybný v případě existence jakýchsi supershluku \ hodným testem principu je metoda, která jc obdobná sčítání hvězd s ohledem na jejich prostorové rozložení. Místo hvězd se zde sčítají viditelné galaxie nebo jako příklad lze uvést i satani mimogakkúckých rádiových zdrojů zářeni. Určuic se počet rádiových m klel-c nuilj huso,,.....kupfij, >".'ao fř»''u ,,hllr/'Sl' '■'v,sll,M Si^lu víl., .,,„ rádiové adroje v prostoru rnv„ ,ni W?n 12. \ log." „„„ckem vy)4JfetU' * »* *^ ■' "-""Pak klesá \ logaiiiiinckém vy^ďřaa "'^ - kon C'S ^ 0 (která ľ1"1"- ^hodnoty log-v konst. „ (taer4"7**. kc slabším obiektiira pozorovaný p„^ P<>vidá S i(. -I";''l'n ' StOUpiProUteorÍ>t,m:n . g 29 Vítali His". SS zářeni v lednml bylo možno vysvei kdy byly vpočátcéu « velkých vzdálen, To však není duvo( v tomto případě an Vedle kosmologii který požadoval, že To by ovšem vyžad energie (i když nepatrně lato hypotéza znánu , uvedený vztah tnezi .v a n. že ze vzdálených objektu přichází svitlo vyzářené v čas, voji a mohly mít větší svítivost. V každém připadi objekty 'píisobuji anomálii na křivce vyjadřující vztah M ~ S-* pochybnostem o kosmologickém principu, neboi není asi ic pozorována jen v určitém směru, principu byl vysloven i tzv. dokonalý tomwlo^lýprincipy měrná hustota v rozpínajícím sc vesniíni bude stále stejni. • vznik hmoty z ničeho, což odporuje principu zachorini - jeden atom by vznikal v cm3 za UV let). V htetatníe je pojmem steady state teorie (teorie stálého sůvu). VyTt .S však stálou hustotu rozpínajícího se vesntavrbiiSuje. Steady state teorie bx měla i potíže s vysvětíenim zbytkový zátok Homogenní (stejnorodv) a izotropní vesmír je výchozím P^T^Jľ vétšinu modeli, vesm.ru. 1 když současný stav vědy «P™« který z modelů nejlépe popisuje skutečnou suukturu vesmíru, pftec ten I í„í možno odhadnout, kierě druhy modelu neho .,, ^^L^L^ncr^H. Hubbtoov. kouMania n£ut*jj ££J . "/„ú, ^ehcdnocnje Idoem.tícko.1 fcosmotagii r Pi..ni..vnim poiett To vš;lk ,H. „óbyiejaf innvrarmv vesmír by byl zcela b« wZr,lln. šudc všeobecný gravitační zákon dťiin,' mena, /o euklidovsk) Jestliže v autorita revnltv rxbrcii ncivmnskou klasickou mechanikou, pik pozorované jevy mohou hv, ""'Vl">v nwtontJtem kosmoitgu. Jakmile však do úvah o struktuře umimiu vstoupj konečne rychlosti světlu a zakřiveni svetelného paprsku v er.o Íučnrrn polj V""' přeni k popisu vesmíru rtkuwtttickou kosmologii. V*alltofíu;icfni je pouze hrubý zjednodušeny načri obou pojen IYo n-j,. rikladu je voíen přík/ad vesmíru i koncem m počtem hmotných bodů kouli O poloměru A'v, kiery je tiinkci času. Jestliže vesmír, popisovaný newTnnafcoU kosmologii, je naplněn hutním ticemi :galaxiemikteré mají hustotu přepočtenou na jednotkoví objem "U předpokládat, že částice je přitahovaná hmotou, která je uvinu koule o i ' 'Zť R - Rit) v čase /. , Význam Rit' je v tomto případě jmj než v po/.ij. "n,rru o relativistické kosmo/ogii.') Celková hmota teto koule je .1/ rifa^ v"N V = »(t) je hustota vesmíru v okamžiku t. Pohybová rovnice pro eal«xtfj ^ "lát "Ulilo tu..,. d-7? d/-' (,'.1/ R- (i-.iR,. T6.22.4; Tato rovnice (i bez řešeni - čistě intuitivním úsudkem vede i ■ | tvé, že vesmír může být v čase t 0 v singulárním stavu, kdy jeho rosa blíži k nule hustota nekonečnu a z tohoto stavu se rozpíná Stejnoměrní! neustále, pokuj celková energie, kinetická a potenciální, je kladná. Pokud by tato e byla j mim záporná, vesmír by osciloval periodicky mezi R 0 a R změny/? neexistuje. Potíž je se singularitou R 0, která i stavu nekonečné hustoty při nekonečně malém poloměru. \ sobí gravitační pole vesmíru zpomalováni rozpínáni a do jakc ; projevuje, závisí na střední hustotě >j(ť). Je možno rozlišo rozpínáni vesmíru v newtonské kosmologii: 1. Hyperbolické rozpínání, celková energie vesmíru je kla velmi malé. Galaxie by měly konečnou rychlost a vzájemně bv polomer R(t) by dosáhl nekonečna (toto tvrzení je matemat i< to pouze, že rychlost rozpínáni by pro dané R(t) byla vždv věišJ než v případě následujícím). 2. Parabolické rozpínání, celková em-rgie vesmíru je nulová, rozpínáni se zastaví při poloměru R(t) ^ pfj r = oo. Vesmír bez lá absurdnímu "i případě pu-To zpomaleni cm tři druhy zpomalováni je */datovaly, i když • právně, znamená J jeke to/pinám. celková enetgj* ( ^'"'"'a-nocni růstu polomeru ». Vťs,nbi. |e ; ......ujíd vešmi. • » Puk .!.>'' q oscilUlicl vesnili vesmíru možno vyloug, ún , :c vyhovuje vztahu Stkai^ QM Ä|ujld«- rovnice v dW* d R di' R' ,c "Pít Pti> l/v "'Ví, " 1R Híí), _V kosmologicky člen a mi význam j^, "' AeO ,L yikos s s esmt. by se mohl rozpínat t konef^** 5*W -V**'' „„dn.bo R konečne hodnoty v t«e , ° ""^"Uio ^ .J<7do«'-,M\.,ilp,d,kdy dKd. o čili R u..... JhO" tti« ..ť..iai Z konečného miiamiVnVht) puto-K Vtonccní hodnoty v čase t ». \c mito duktmet oias'11^' \i y.dv dK dl « BH « \« stáli .vesmhsutúAš,7j4t ? r**d° ,ie/> 1 p ^kosmologicky tlen V>y\ poytvi awta V.msAeintm v roce jm*" 1 ^jmen111' 'L oUiCorttre\a«viiy.V iomtov\Warau\ti»\'tatr,v SHmis-l0or'^sti ,„,1 pouze ptovo,aby by\rfeimy v*ovymam.Bmtn- ŕ11, v soOvl" y.oU V," "7 taljcky, to však niktetak ncudivu\e, neW o role* •.n' ,flf*<0l'*řeSin>1 CC tehdv jcití nebylo nic známo. Kosmoloprký aen ■'"' \us'°Jnl V' i v kdy souřadnice nečárkované i převházi na íoufadnice t času dr přechází na interval d/ Ideo A,-.,, ciálni tcone relativity Rovnice ■ Cdt, - 2 (di.;-' d, <°22.lu) 1 ■ 'ntcrvji namou ze spě. '"•■'dneho •kltdovaky, prostoru ie rovnice metriky ve klére symbol • znamená pouze m systému časoprostoru, ve kterém prostorové souřadnice ti. prostor ie nczakřiven při omezeni na dvč souřadnice Irj BH ' bvla rovina, možno tedy mluvit o plochém časoprostoi i Špeciálni teorie relativíty ukazuie, že též " 1 inva- nantni; vzhledem k Lorenlzové transformaci Zřetelně z.h d • laiivna časového intervalu dr „vlastního" času , při vz.iicmu. m pobyl •oiova-telů probíhá leiich „vlastni" čas odlišné. Obecná teorie relativity rozšiřme tento poznatek tak, nv |sou invariantní při libovolné transformaci souřadnic ť.insteiii v teto teorii i kázal, že hmotná tělesa zakřivu|| prostoročas, ve klérem se hmotne body mohl U illrf p0> hybovat po geodetikách spoiuiicich dvě místa v zakřiveném ptottoni / lí-tivený prostor možno si představit při redukci prostoru na plochu: rovné list papii u může představovat prostor s nulovým zakřivením, povrch koule muže představoval pozitivně zakrivený prostor.) Robertson a Walker ukázali, že z předpokladu homogenily a izotropie vesmíru platí pro metriku zakřiveného prostoru vztah analogický vztahům výše diskutovaným d,» cW-^**-. (6.22.12) Druhý člen na pravé straně je metrika prostoru. R(i)x jc nepochybně vzdálenost dvou bodů v plochém prostoru (A - 0) a jmenovatel vyjadřuje zakřiv^jájjíastoru. , |t. „.des křis "stí, klti ý může nabvvat hodnot —| o ^•^.'pětneiUpcssi-l ne představj dvourozinerilího.^, ď P 1Afldo* y/njm indexu Šulová křivost 1 *-«^«£!Ä*£ä fedstavuie rovinný dvourozměrný proM ---.......mel •T" von r1'" '"' 1 euklidovském ptosioru. Záporná křivost (k - i .ijvo"-* .(1,' ilos iplxsha Aplikováno na časoprostorový model vesmíru: evk'c/l,l,t ' Zjj lidovsVěý třtiozmérný otevřený nekonečný) vesmír, sleuskv nebo elipticky vesmit, uzavřený i konečný), , ' hv perbolický, otevřený vesmír. ,, , iiiukci času. V ,Uo-.i../ineincni modelu s kladnou i možno zobrazit kulovou plochou, je R[tj poloměr k » k k yeliěma kiivosii. tOUle • = •» >»' ™"'««ěn popiuarnim modelem balónu, pak , g „ onu, který se mění s časem. Na povrchu balonu jJu^vneny tm* I"'' 1 ■' |H'v,K'n" Představující jednotlivé ssttó Ko.'n.ét ^ak němém » l^touctm nebo zmeriSrjjIdm sepolcoiěrern ba- lónu. (Galaxie m možno znázornit nakreslením nějakého obrazce např kole. k.i povrch balónu.) Veškerý svět je „ukryt" v nekonečně ten- kém pla ' « nekonečně plochých galaxiích. Poloměr balónu určuje veli- kost zak.t •••> lohoio plodícím světa. Homogenita a izotropie tohoto vesmíru je M nu, že potah balónu je rovnoměrně pokryt galaxiemi. Roste-lt I m. ic zřeime. že vzdálenost mezi jednotlivými galaxiemi roste a přím to ii mezi dvěma libovolnými galaxiemi za jednotku času bude lim vci i i ľ ic|ich okamžitá vzdálenost • I lubbieova konstanta ■. Plášť ba- lónu v v.. ..siorovcm modelu vesmíru je nadplocha o poloměru křivosti R(t). Obe. u i, že každá nadplocha ve výše zminéných modelech vesmíru je troj-ruzniéiti. p ros tm s konstantní křivosti v daném čase i. Veličina A\/) jc tedy zcela něco jiného než poloměr koule v přikladu kulového vesnili i i (BH iónské kosmologii. Je to univerzální škálový faktor, což. znamená, že vzdálenost dvou galaxií jc určena nějakou pevnou konstantou vynásobenou R{t). bxpanz. nebo konirakce vesmíru jc závislá na časové změně RU) a k stanoveni A' | . . „ž je současně i liinkce expanze, jsou nutne opět pohybové rovnice do jisti iiiirs obdobne těm, které byly užity v přikladu newtonské kosmologie. V tomto případě se však vychází z Einsteinova pojetí gravitačního zákona (nebo jiných tormu-laci rjodk volby teorie gravitace). Hmotu ve vesmíru možno přirovnat dokonale kapalině s hustotou » a tlakem p. Pohybové rovnice maji tvar dR\- dl 1 ke1 R* R' d*R dť-R .\c-3 8.-1G0 3 kd , . te°P R2-.lc-=--i (6.22.13) feddrf SCO, O' .tt.av.tacn, kom-tanta, kde * A' «'\ / Ji ),Us,otě vcMiiiru ., tlaku /• *<* w - ":',;;„,■ *yd*- ! .....s to.ině zakriveného dvo,r... "ru ve formě koule. JJ». Model rozpínajícíhoťPimlru A', ..... « polomem knulc LZm ealaxi. A a B k f*f~".....rÄI,„ A i 0!>r. Vzdálenost galaxii VdlkUti gaúxn všakzústava,, Ucpi, tj. ne, .•rostou s rostoucím /í i látky. Hlavni nesnáz je v tom, že popis vlastnosti hnu n podmínkách, jaké by nasuly v blízkosti singularity R obecné relativity ztráci platnost při hustotách, kdy je nul gravíučního pole ve vzdálenostech odpovídajících rozi nutné projeví kvantové efekty. Ani hustota současného známa a dosavadní odhady kolísají mezi čísly 10 '"— 10 je neznáma. Ve výše uvedených rovnicích má význam tlal ic s relativistickou hmotou (kosmické paprsky, neutrina apod.). Naprou tomu hmota galaxii, mezi-galaktická hrnou apod. (pomalé částice) nevyvolává tlak žádný Voli se proto dví exrxémni případy p 0, kdy podíl hmoty relativistických částic by byl na celkové řiB«otr malý, nebo p ',<<-', kdy ve vesmíru byl extrémne relativistický plyn, iv při extrémních Například vztahy l v úvahu změny i atomu a kdy se u ncnl spolehliví m '. Též veličina p .,, vyšší nví hustota „Matru látky y. , ./llO11 . .... .liru v ,,.C , > !. nekonečna lClh ..icvteny, pak vyšd % riľľľľ y*m psi * 1l',vl"' nckoiicciia ..... | n.,vu . " •■■■jjuti řffroanaloBi' hyperbolické * 0 je rychlosi expanze :,„ S »*Íi atST*"^ - l'ři kladní křivosti * Parabol pokieien.opet nastane kontrakt* M ť» rvth'"-n ľľ? ......Iv-lu, k.erv nck-pe popisuj, ^^'^ Cc^'vt., i ftei; ■0 1 od f ktet ^ současné platu 'ňotteiini rozloženi hmoty konečné hustu,y ľonečné velkv ne/akřivcný) prostor, *** ľl-nj zákon ■ lasíckém tvaru, #T rozložen, hvězd do nekonečna bv znamenalo », w, t HOmoPc , , Slítne tomu tak není Na tento paradox up{,,,Vn,'l ľ ybyU,Mi Maeuj( , mou (llbersuv nebo ,éžd(. ^T* minul™ »■ hvě/d přibývá s třetí mocninou vzdálenost, Jl?ľ*'"0tt,W*'> cninoud, Nie b, ^^P^Si^Z .c, pllliiv, I yl tež nekonečny. Absorpce světla v mezthvězdttéhmoÍ , ...ala ien '«• v;"w ""S" b>' * opět vyzářila. NeiiettaodnHi 5 uieniOlbers.o. *u »e.ze se vesmír rozpíná tak, ze od nás aejiTailenSši nekoní elký rudy posuv a integrované sveuo nepřevyšuje jas ftt :;j.íos Počet nvc*v ,..ca l mocninou .| ,■ galaxii, poť lir /.numcnalu objekt} ma/i někom načni oblohy ;>IIm(-|s .ítaérni hus<-.«» s. ,.„„nivjicloa /ar... neregistrovaný vivhl Prchavé éisi.cc Rozptýlené «Uenl hw Kosmické r-iru^V NL-uinna Gravitaini vlny í I Zbytkovií /ár.-iu 2,1 K Magnetické role Hustota 1 1 Mho ekvivalent hustotyl * 1 |kgn>-»l | .í.ihixiuh 3.10 u 10■» 0) .1 ,0 11 a. 10 » (?) 5.10 11 io« Ekvivalent husiot. |.' ..počten pomoci vztahu « odhadu hustoty energie atknl ». raígMticktbo[«lc"t»*-' kletý plyne z Einsteinova vauhu i: mí-- 411 i r.ckoneěně velkém hor™ 'Keiini nihers-va ,«raJ<'X'' '';^ní"Vciu.. -'a An, i» ncnl pozore^' „„»^,1!» k^ŕ,ŕ^ľľ*, ro„,jr nu.no vyl.xií.1 z mo/ných m, t-uJ.-Iid",s''> Kro» ľ"' Plaloo8, <*ecfflí relativity, delu. Naproti tomu existuií esperimen ^ ^.^^ kosmologii. Jsou to: ze které se wcházi Pŕl konstrukt m měřitelná srovnáváním srurnku 1 Úchvlka svetla v gravttacntm p. Obr. H32 Zna/' tunket- m/puu: dely- a) vesmír poziiivnim zakiľ dovský vesmii c) vesmír I ítyp"' J) piati pro B udáva)! lu-l' ' V- - = (v obloukových vteřinách;, R0 nv, výstupu z uravua&irho^ M tu H •aeqg '•rwnštn, itivj néni R R(t) „ko ■ aníru pro různé nw-■in/.i eliptickou, t| prostoru, h) cukli-.panzi parabolickou. In kou expanzi. Kŕivki I'. state model. C.isla I lačnihn paramelru « Bm. v okamžiku úplného slunečnil,. a.měni v blízkost, '-dänli, •ras' sUvc,t. k červenvmu konci spektra ,, 50 ,da rychlosti 0,64 km s ,. Ryl *W* . 1r..movi.C^h%h isnli /ei»e hv! doka/an pomoci MossK ' , ľ,,„v, - ,e,ména Merkura,ktctĽle jjvbiié pozorovaním dokázáno. 1>^a ,.uds po- u f«aí naznaču',1, ie vhodné mih- ;>n;,.kd. -mi, v m.nulosú prošel slngulariíou J *** „mol, m ob« t, rozhodnout, který ze A^JJ -stup 1« V ,épc geometru skutečného rozP,na,ldho se vesmíru. VvchodiC « Ävv konstanty H, která muže být dehnována iako změni ^ ^ pomoci vztahu y,VOS» V Ha (6.22.15) .. řl -.- rzv. kosmický čas, tj. doba,kterauplyn\áaodsánguáiňiy .,řejpokládá se, v^ak Zp0m!UUjc (deceleruie) graviuM r»lx. Kutno "-' ■ změnu tychlosti expanze íjvést (,u-211S) it™* O plyne pro vztah mezi íadaem • *« i3 za předpokladu zl srío**'.....«r—»«—- a možno nalézt, že pro I- +1 Jelikož g < i > 9-i. 4 > i> (e^ar^hvraerbolixki) (expanze pararÄhcki) (expanze elřptictó) ■ líh 4« 442 kde ic současna hustota vcMnľrne . ie zŕeime. že pn. uiCcni Kl. vesmíru ,e mimu znal minu. llubbleovy komun, s //.. ateapan dv.v-lvi;,Cn| metr « orinltomm • • neiiepe A* oW u m áví utonv n .,,„;.,■„.,„ ^ vesmíru ic však velnu obtížně urvu a viM nadřu? 1« /Kk;,! l"s1,HI r'«Kuvi, leraéiiim partmotnl ■ podrobného B*b«M MiibNeov.,»/i.ihu. ZEMF 8 SLUNCE hp VELfOBUl I0: PROTOHVĚZDY F KOMPAKTNÍ E GALAXIE ■ KULOVÉ HVÉ Z DOK UPí ® snl-SPlRALNi GALAXIE -$ ■ KOMPAKTNÍ KUPY . NORMÁLNÍ KUPY °, VELKÁ HNÍZDA i\ MISTNi SKUPINA ■20 log polOíntlru R lir. í. .n Umíraní luilurnir kojm kých ttiviril himcrt, SchwarzsT. i- • • •••< imu . vnručujc ta. Dici mininiiiliiit.il hustot iernvth a! daného |s.|i,mii ru. Symbol ta *' mená hUviu rsuiloupni.Nii; H tni^ ml, hnízda hnutia galaxii ■ bJJ^ skupin.! nnsrni tkuptna t*,^th Pro určeni decclcračniho parametru (e nutné znai i přesnosti velikost rudého posuvu z ál/i v závislosti na zdánhv. ■ objektu, která je jistým měřítkem vzdálenosti. Pro rudy posuv piati *('.) ' kde R Rovni* někdy irtivaná jc y, Y? s vhl ■ Juiém galaxie. Pfedpc^ ■■- 122 n ,mlinu >""•'"" l' '•'••••..............ä.»W2ä*» SUM zc úhlový r«'.rní, I PľSUVB m«=rurr atííľ*?..-*-*. ť™ klcsi ve*......';'-;_<"'_ ":;;»váni úh^^^^^^ v * „rěitou úlohu zde má i moinv dckT' '""^ mršího i Suta* mírné galaxie v našem okolí. 7 té.......hivodu nutno kladov rozbor dostupných dat,herýurov^iľ. ,'ifalihofak'oni 5,1 ku i 1 Mpc 1 _ Podle tohu má vesmír kladnou křivost, |e nlM méné niktei „ni autor, dospěl, k hodnotám , mraLncž J VCSIllíl" y ,,„, , .losu nutno poznamenat, ie baMTJ nepiineslj iádnv podstatnv pokrok v Ru7-P«y> dlt log es pro kvasary v závislosu na jejich zdánlivé |asnos" ' 1 vc,kí' Spise vznikly pochyhnosti, zda u kvasaru i pKrjadac i u ea-noty - možno beze zbytku přisuzovat expanzi vesmíru, loznatnenat, že pro stáři vesmíru platí in - H 1 (tzv. Hubbleúvčas ■cstližc vždy q 0. ľto uzavřený vesmír q > 0,5 je stáři menši nei id pro // 50 km s ' Mpc 1 jc ,„ H 1 - 1,95 .10"' let, avšak 0,2 10" let. V této souvislosti se mluvi též o tzv. Friedmannovč niiilemauk A. Friedmann Volem toku 1922 jako první konstruoval iajicih0 se vesmíru a základni modely homogenniho izotropního ■sto o/načuji jako Friedmannovy modely vesmíru. 0 lze nalézt vždy oblast vesmíru, ze které k nám světelný signál lasii velké Dlužit jediní tel II '. K«i při q času. So> modely ro vesmiru si Pro vesmit s q dosud ned i .pěl. le to tzv. horizont vesmíru a pto rudý posuv objektu na hon-zontu pinii, že • « a jsou tedy pto nás nepozorovatelné. US 444 7. Sluneční soustava 7.1. Dvodní poznámky pc ta Pod pojmem sluneční soustava se obvykle rozumí soubor všech ohybujících se v gravitačním poli Slunce a vvkonajícíeh alespoň jeden plny1 'u. iiem tohoto ústředního tělesa. Jsou to všechny velkč i malé píanetv l ° to všechny velké i male planety, kom meteorická tělesa a meziplanetární prach, ale i měsíce icdnoilivvch planet rj) boto v^čtu však nepatří objekty pohybující se po hyperbolických drahách pfClj chodem i po průchodu periheíem. tedy tělesa přicházející z me/iJivCzdné' ' něho pro- Slunečnť soustava je složena /. těles s velmi rozdílnými Ivzíkalními vlas ln"Mmj Obr. i t Vzájemné porovnáni velikosti Slunce, planet a některých měsíců. Planěla -Sider. r Merkur ".-'UNS Venu- Země l.llUlHli Man i MJfiM jupiter 11 ,s„:j, Saturn 29,45772 ľran Honu Scptun lf>7.7'iii,5 Pluto 248,4302 Mr. Pc.hvb (MSB* IAH» »,08111 0,03331 0,01177 0,00601 0,00399 »IM, 779,94 ■MM 378,09 369,61, 367,4« 366,73 rlmi,tn,H, 1 «WO« 1 40852; 1 3193,0 I J09B650 1 1047,36 I 3496,7 1 12693 1 18889 10 Planen 1'rumér Zploštěni km Merkur 1 HON 0,000 Venuše 12 112 0,000 Země 1 rovn 12 757 0,003 Země pol 13 714 Mars (rovn h 788 0,004 Mars (pol. i 6 759 Jupiter rovu 141 700 0,061 Jupiter (pol ÍH 100 Saturn (rovn. 1 120 000 0,109 Satum (pol.) 106 900 Uran (rovn. 51 000 0,025 Neptun 48 bUO 0,0 Pluto 2 500 ř Perioda rotace Sklon osy Zrvch. líže Jasnost 58.646'1 21J,Š5821 0i 179 ± cms ! 360 830 m m -J*.* -33 -43 + 33 23"56"0f 23,45 982 - 241.37 n,23« 23,98 376 -2J3 + -VS oi,50...3o, 3,07 2600 1A +-13 I0»|4m 26,73 1120 -03 ~ +0,9 191,49 n. i5i.4O". 97,89 2830 1S 940 1200 >820 +525 + +63 +7* + +8J> +1JJ6-Ť 15,9 447 MOttíkj p/f, Nŕku-rŕ d.ilclj.ŕ 'o„S|,„,y p„, .luneínl sv»lŕn> (poUlr dnporuicni .tlntaMH Hinirmnik'kŕ unic mW) i iMiiiHMt.i >:r.i\ iijOii J,,m,t.ini.i | lirjviučni komtanta I Kochln.t Mini / S\t-u-|n\ Cas pm .istnwioiiiiLkmi iclnoikii I Astronomi.ka icdnoiCi I Rovnikni v poloměr /,'niť Sluncem pjrjljvi Abcrjčni konstanta na rok JlSlO Kmninim Slunce Hcliivtintricka gra, naCni konstanta Siiv.in] Jen Poměr hitlrlntl lil -Slunce a /emě Poměr hmotnosti Městec a /emc < >c:ii'í jiní precese v Jclce za 100 let tn5JS 1' pro epochu -'000 Nutacni konstanta pro epochu J'1*,l, Sklon ekhpiik\ k rovníku pro epochu JOiK' 0.iU7.'l>-'0"N"S n.n?..' 10 " m ' kg ■ i • JiW 7U* ISN m • 1 100.004710 • cl i I.P«i»787I1 10" ni n 17« HO in 8. 70JU48 .11, I.0S01 . 10— kB i.rv'*- j ne 400» GM SM 0,1) U100-• 50J«, (Wftft luv u nu. 10.'«, HJ ujn.ii ■i. j| 0-1 JJ J6 21, 44* a > velmi rozdílnými rozměre. Slunce jc ivpick.i hvězdu huwnl posloupnosti o prťj. měru pŕes 10" km, kdežto častice zodiakálního světla je icn nepatnív kivstalek n(;na úlomek pevné látky. Vefké planety obíhají kolem Slunce v tomto poŕadi ve vzdálenosti; Merkur, í 5100 I Měsic Merkur Otr. 7J. Pomerné velikosti některých Jupiterových mesicu, Merkura i Měsíce. Cílil uviděli průměry téle> v km. U melice Io menil éislo je nověji! údaj. m Venuše, Země, ľuplIĽr, S;lHlm I Jn' Ni-'rtun a I'lu,o. Pěli se na dvť 'kU':m>''a,""il P'ancrv vnirmi ■ vně,-M. Nutno však poznamenal, že kriieriu pro zarazení planety do jedné / lěehio skupm jsou dvě: ; * Pocite charakteru zdanlivých Jiah,jakse jeví pozemskému pozorovateli. Pojíc mho .Merkur a Venuše jsou planety vnitřní fjpn> kiercjectw-laktc-nvtickc, že se nikdy nedoMmiou c)o opozice se Sluncem 1 a ostatní isou planety vnější, tj. všechny, které jsou dále od Slunce než Země. b' Podle fyzikálních vlastností. Merkur, Venuše, Země a .Mars jsou planety vnitrní, ostatní planety jsou vnější. Déiitkem mezi oběma skupinami je pásmo malých planet. Toto dělení je po fyzikální stránce zcela logické. Vnitřní planety mají relativně vysokou hustotu, nedostatek lehčích prvku zejména vodíku a helia. Naproti tomu vnější planety maji hustotu nízkou a mnohem větší rozměry. Jejich chemické složeni (alespoň jak je známo u Jupitera a Saturna) se podobá spiše chemickému složení Slunce. VedJe velkých planet je ve sluneční soustavě značný počet malých planet pohybujících se většinou mezi Marsem a Jupiterem. Jejich celkové množství je patrné větší než 40 000, avšak jen u 2 000 jsou s dostatečnou přes- ; ností známy elementy drah. Další složkou sluneční soustaw je 2 meziplanetární hmota, do které se za- č „ hmují komety, meteory, meziplanetár- ^ g ní prach, popř. i meziplanetární plyn. ^ * Celkový výčet příslušníků sluneční H soustavy uzavírají měsíce planet. Mé- 3 W\ 459 ■n C II _ - O O O Ô i\ ž ~ " ~ . i -r» h n m f* n "s M lo ín o £ S S ä" g g Hli í llfl y. Ic -5 y 1 ~ 3 B ° Sjj R c % M f*- -r rs| — " I ; i ? R ~ - - - z c -" 1 n y. 'z. « m -r — sp x "t *0 "í *5 R - n * m* ir.' e — * Hl ■aTi. -r > i CC Ol ľ- X fA O c- í "i á m S —« — " T U- ~s ,0 in 5> SIU f i i j i S ľä = 5 2 j; S ■ - a ŕ z Planeta c 1 f U 55 5 --í "í li (A »ti ■K C S I ^.pitolaeh jsou s,ruen^^ih„ í** ' Slunce, lilk J°".............. 7.2- ^ľS^j ***** adni Ntkt, p^imy • —.az„výuhel Uř—Nektu^.^^ v BUttW pojetí znamenají miril ™*(z Pokud zdánlivou m,(r, I, '■' kde mr. n jc zdánlivá magnituda pro Určení povrchové teploty planety (7.2,7) Důležitým údajem je povrchová teplota planej Z* Jel^teplmy a tnnn K lze měřením v mfračemném a rámovém oboru ,sou vesměs pod 1000 K, lze měrerdm v mna zjistit planetou vyzářenou energn «T, ™^^^ZúW™™-nemají planety žádné podstatné zdroje vlastni enerpe. Proto zde m 463 uih. „«/ vydřenou energii a sluneční c-m-rs-i pohlcenou planetou. -Siihv.^,, bojpanulo rotující planety b" atmosféry bude- vyzařoval cnerp. danou vz,ahc,n <7.2.Hj kde ' je koeficient emisi vity planetárního povrchu určující schopnost vyaaf<)v v infračerveném oboru spektra I), .1 .Stefanova konstanta, .1 albedo p|a nery ve vizuálním oboru spektra, /",.; efektívni teplota Slunce, /ŕ polomŕr Slun cea r vzdálenost planety od Slunce. Celková plocha rotující planety, na kterou dopadá záření, jc 4.tW- ijc-lí J{ polr, mir planety), ale průřez svazkem dopadajících paprsků |c icn nR '. Proto pr„ rii jící planetu bude střední povrchová teplota 7', dána vztahem tedy 77 - i í7., t, 0,7 r„. (7.2.9) (7.2.10i Vliv atmosféry se projeví tím, 2c naměřená Ts.m bude obvykle nižší než povrchová teplota t,. Příčina je v tom, že atmosféra má určitou optickou hloubku pro infračervené záření. Viditelné svétlo dopadající na povrch planety se mĽnj v tepelné zářeni, které však není planetární atmosférou plné propouštěno zpět do prostoru. Teplota T,. m se vztahuje na ty vrstvy atmosféry, kde optická hloubka pro infračervené zářeni nepřestoupila hodnotu I. Obecně je t, ■ t.,m a rozdíl Tf — TV,,, je mírou tzv. skleníkového efektu, neboť tyž jev nastává ve skleníku. Výrazný skleníkový efekt je na Venuši □ Saturnové měsíci Titanu. Jestliže se méřenim zjistí, že teplota planety je větší než T , nutně 10 znamená že planeta má vlasmi zdroj tepla. Takovým případem je Jupiter a Saturn. Tlak v atmosféře planety Rozložení tlaku v atmosféře planety je dáno hydrostatickou rovnováhou, kterou lze vyjádřit změnou tlaku dp se změnou výíkj ' úlové vrstvě o tloušťce dh dp dh (7.2.11) kde g je gravitační zrychlení a hustota atmosféry. Elementái i abjem v atmosferické vrstvé o tloušťce dh, jehož tíha je godA, je udrž, ,, pUsobeni gravitačnlho zrychleni rozdílem tlaku na spodní a vrchní ploše kulo ,• č vrstvy Tlak atmosféry p je dán vztahem (7.2.12) U4 H ,c plynová konstanta ; * ZpřeJešKciidvourovn;,,^,^. dp r> 1 úh vU. fí 12 14, fj jc výška idealizované a,_ p" ' k> planetvvvvolala ^ J*, , Čili la. Z1" exp ří i" c*r. p jeUaknupo^chuplim ^IcsnevevysceHkmpňhližncna^ 0 " US i.2.16 vzdálenosti Ví je hmoinost planety. "' ^ Zotlskea,™, t ■ ^ vm0,,éra planety se trvale udri^ ' 0,04 E atm<^ «* n**» vzJálcnost, r >'^-^uplanetynepřekr^;^;^rychW , ^ ve ■Ln,u« únikovou, tedy G ' kde Prav podobna rychlost „ částice v prostředí o teplotě T M Kpioté T je dana vztahem f - (21?t „y i 1.2.17. kde Ä ,c iová konstanta a střední molekulovi ^ P". . -alr planety s hmotnosti menši než Země a s Zľ* ,Wost- JcUkoi r r> paKP" z í.enie a s povrchovou teplotou T > 300 K. ne- mohou Udí vale atmosféru podobného složeni, jako jľaranosféta'Zemt Proto Méslc a Mé ! ur nemají ovzduší. Naproti tomu Saturnův mísíc Titan si muie atmosféru složenou z molekul CHi. . ■ " """au, |a*i Měsíc a M 1 nemaji ovzduší. Naproti tomu Satu podržet „i u" atmosféru složenou z molekul CH<. Vliv tlaku zářeni na meziplanetární prach Jak již bylo ukázáno v kapitole 3.15, foton nese ve smeru zäení hybnost h c, která může4být předána častici, na niž dopadne. Pro energii &> která prochází ve vzdálenosti r od Slunce jednotkovou plochou kolmo vystavenou směru záření, platí a,.(i)'.n. <"■>» 4M Ult X fit****** r ^ÄStawwi*) Síl, r- a Slunce, b ie Sicfánova-B»ltZtnant) l W íc sluneční zářeni pu-son kde icprurezča..icekonř..v kvchvlasmosiech častice a c ,e nehlo- ěástiee ;e objem násobený hustotou ve směru ke Slunci Pro poměr obou sil pian Ä™. vc sméru Od Slunee, je v c. faktor (J, klon ztivisi na iclik™,,,, ětla. ľro (J I pian ted) msohi silou OM "" Ichkož hrnti plan pro gravitační mIii pusobhi „a l/.l/ S/unce «1 na éáshci o hmotno.,, . P-.......——......™ "">»'»om ■Úct (7.2.21) ř7-ž.22) Jestliže rozměr ěásr.ee je udán » eentitneireeh I hmotnost v gramech. P|ali ^ poměr sil /•r.,1 aFlTlli mi 10 CU3B I ■ a/.c ne/, ma- kde 58 10 • má rozměr g cm -\ Jestliže hustota čas,,. meziplanetárního prachu (tj „měrná váha- je přibližně 3 g cm pak pro částice o poWru J lo Iq, bude Fmá - *W 1'oměr sil se prakticky nemění s lichocen i vzdálenosti. To znamená, že částice o průměru menším než 10 7 m, tj. jejichi rozměry jsou souměřitelné s vlnovou délkou viditelného světla, budou do spuzeny ze sluneční soustavy. Vetší častíce pak budou sice podléhat sile gravitační, avíak oč zmenšené o účinek tlaku zářeni. To znamená, že například čásiice uvi Ll jádra komety byť i zcela nepatrnou rychlostí se bude pohybovat po zcela i teřské téleso (zakřivenost prachových ohonu komet;. Velmi významný je zde Poyntingúv-Rohertsonuv efekt rychlostí světla i častíce foton nedopadá na částici ve směru tpi .ice ale vesměru, který je skloněn ke směru okamžite rychlosti . io tedy jev totožný s aberari světla! Směr průvodičc Slunce-částicc a směr dopadu fotonu ivlraji vc, kde v je složka rychlostí částice kolmá na prúvodič (tj. při kruh... ci málo výstředné dráze je to rychlost ve dráze). To znamená, že složka síly /■„,: sin U ľ,»„(vlc) f>oirad v-ť c) působí proti pohybu částice a brzdí ji. Populární i cčeno Poyntin-«ovym-Roblni Uti. E»«S «1.....-"'M^fiklaJz.vi^?^^ g '"2.24 ,,.iHlc" ■ ' ui.. „ i .„tavv esisltiie napríklad ZVif„M,l" vlĽe než a c"'1uu«av\> ... ..'-""-ni sou- lm ve draze '1on"li.rdíi; '""^Sluncem 7.3- Slunce Slunce ]c icdno l nc,dutóitťyšich kosrrucVvcr, tiles z hlediska po-/.ivoia Je ústředním tělesem planetární soustavy. KacMai se v tovine V4** ' vl/ kapitola b.l ve vzdálenosti pívblv/.né lOkpc od miho středu, kolem ó.il->s'c iplUil , s ehiostl přibližně 250 km s 1 za 2 .10» \et. ^ft*™? ' ijjj typ Slunce ye G2V a náleží mezi Vivězdv Hlavni posloupnosti. Spek** hmota) Slunce, kterou \e možno určit ptimo z pohybu planet ze H k Zenu Poslupoa i hoJu na sin rovníku Sklon rol.i. k ose (klipu Střední úhli nulo.eho bod grafických to\ Heliogratu k.i Sidcneka doba rotace Tm Denní ilderíckj poatn bodu na povrchu Slunce T.i.i ill um ! i hlost heho-.i.lntc rka H 25,380 line 27275 dne 2 km s 1 7 ,15 14. 1S44 Jen 0 10 20 30 40 25,0 25,2 25,6 26,: 27,0 14,4 143 U,7 13,7 13,3 467 Středu, doKi rotace koleni vlastni osy vzhledem k rmiuiwi souřadnému svMemM i ziazenemu na hvírdy - iedv siderieká roníce! je 25,3«dnů a závis! na helioKrafkk. sirce (Vij tabulka 7.ÍI. Svítivost Slunce je určena zc sluneční konsiaiuv. Sluneční konstanta je deJuiuvi-na energii, která pmide z.a jednoiku času plochou I cm- vysiavcnou mimo zemskou Obr. 7.5. Schematicky rez s ol-išimi vrsivaml Slunce. atmosféru kolmo ke slunečním paprskům a umístěnou ve vzdálenosti tedne asiro-nomické jednotky od s/unečniho středu Velmi často se uvádí v n.i.iičnich jednotkách - kaloriích: 1,95calcm - min 1 0,136 J cm s i l.sřikW m'. 7, toho plyne, že Slunce vyzáří do celého prostoru Ĺ 4.11,36. 10 1 . (1,496. 10")-' 3,9 . 10-" J s 1 1.10'kW, což je číselné vyjádřeni svítivosti Slunce Tok záření na povrchu Slunce rrF je 4.t/?' kde Kg je poloměr Slunce. Teplotu slunečního povrchu )e možno odvodit ze Stelano\al , ..innova zákona za předpokladu, že Slunce září jako černé těleso, tedy nF r,T>, pak T 5770 K , což je efektivní teplota Slunce. Sluneční annosféru je možno podle fyzikálních vlastnosti rozdělit na: xF 6,28 . 10' k\V m , ,te.stcril „ívovo pw/AtovavcVny sUmettú ť«i,eV, i,KMj,„ rtt^tM** V''1 o«v**ťC* -n při úT*nS'<-V> rtwrrirh nimteiA ueVm v nfcVvers-Cn "a*""** Okrajové tícmnén: v íSná'jen*1 lll"uhk'- " / "brášku •ř-ss........•■»-.......-x5^ ta'M°-^icsi0Mfc^x:n,'u g korunu - vně,ši velmi rozsáhlá a f,d , m„oha miliónu k,lometru přechá.e, ľdo ľ ^ * vzdá- oblasu spekira je přímo pozorov™.,.! ° ^Planetárni W teloe om«." -r.....- r- i»uuu pozorovatelná i- " plancla™i Wiv. linoci koronografu a přistro,i umístěným, JĹ ť viditelné sluneční spektrum, tj. 3« a5 7rm™° Mm*>u atmosféru. •e>K... Ve vidi. nepřímo I absorpčními čarami a vzniká převážně ve fe^ľ Spckmim hv«uy rýpu G2V mrvené (s výimikou tntračervených eirusi chromou"' ,ak° íáícni mfrj" Infračervene zuřeni je na povrchu Zemí i (bsorpčnim, pá i) atmosferického 03, CO., iKj^ " "** Rádiové zářeni (v rozsahu A = l mm j» ta m\ u -. - - 3 korónou. Ultraíialov i ■ cni až do >. ■ 170 nm je většinou absotbováno zemskou atmosférou. Je to podstatě zářeni foiosféry, avšak v tomto oboru se vyskyruje tolik absorpčních v ze ic obtížné stanovit průběh spojitého záření. Směrem ke kratiím vlnovým dél's n poslední absorpční čára je u A = 152 nm a první emisní čára, náležející neutrálnímu uhlíku, je u X = 199,3nm. Krátkovlnné zářeni )■ 100 nm je převážně absorbováno ve svrchních částech fotosféry a v chromosféře. Proto ve spektru Slunce převažují emisní čáry a kontinuum z vyšších vrstev chromosféry. U kratších vlnových délek pak převažuji čáry vznikající až v koruně. _. „ . Záření y a X se vyznačuje emisními čarami vysoce .otužovaných atomu v koloně. Spojité zářeni v tomto oboru vzniká rekombitiacemt a volni votaytm pře- 4 [" 1 podsiMé hradné tepelné zářeni Synehrotronni zářeni (netcpe|nr-. 1 nika patrně „..„ ve slunečních erupcích, Celková energie v tomto oboru píip:,j i '"' n.i cínom J.u |. osu mi n.i konímu um Čáry s ncikniišl vlnovou dclkui, jú ' U.Jnm Ix XXVI | x, x.WII pmau-oi .nelne « e s htoinosk i i k* ,li v, iipti"ľ viz príslušný ud>i dule ' cinin h mi srt lM>r ; Zn«/urnrni ncldulcj, lěitich icvu pii/oruvaiiivii na p„ vrchu Slunve Folosféra Tloušťka toiosféry je radově 2 . 10-' km Velmi typu kým levém na totosféře, která ic reprezentována přímo viditelným slunečním kótou,"cm, je okra-lové ztemnění. Proievuic sc Mesajid intenzitou zářeni od středu slunečního kotouče k okra u N'az,,rn. .'.éflétli tohoto icvii ic na obr ľ ó \, , lu kol,niče kde paprsky vychazeiki / t.,'osi,;\ i pozorovateli |sou kolnu ti, u. vjdimc do větších geometrických híouhek než pohliž sluncenii, k pozoru- vateii přichází zářeni z vyšších vrstev V\šš|vrsrc\ JMU chladl liži i n t cn- zita zářeni fJvMtqfdbo z jednotkové plovh\ •. r ■. , ,, ,-, ztemněni te rudli důsledek rozvrstveni teploty fc přirozené, že okram ,, ,jV|si i na vlnově délce svérla. \'c vlnové delce 500 nm ic pro optickou I . < přibližně toto teplotní rozvrstveni: 0 «>.<>! 0,1 T(Kj 4006 4164 5066 okra) fotosféry ***** n^-^K, ^ kladny pop, sl M,e-^viCer;Ä-„cčn.m spek.....četně Car a pasu v *** J*** od ťlaunht)fm ' ^idjteliľ, p rvu li lotostery není/.^ , teWické tranulaci l'n Vl1^ ™zhšovad hJ'mnKmm>aie , . , ,„,„., ,,n.i granule ,dártU,^«Ä^Ä^ „„„kol, na P-*"^ jEsltky minul). Rozdíl teplot mezi granulem] (řádově minuty * „liinř až několik set stupňů. Rychlost výstuP„Vcn a^m je při- Význačn cm na povrchufbtnfinhnľJ p.oudu'e<*°k>5-iokms'. n,:nj ak-o. i ' > ' SlUneCni skv«y v*kapitolu o slu- Chromosféra hn >mosťera ,c poměrní řídká vrstva o výšce přibližně HP km ležící wd fotoslc ■ hledem k nízké hustotě přispívá jen 0,1 % k celkovému zářeni slunečního u a pohlcuje zcela nepatrní spojité zářeni přicházející i fotosféry. Přímo poz, letnou )c |cn několik málo okamžiků před nebo po úplném zatmení Slunce, kď, :ai Měsíce zakrývá jii (nebo jeití) celou fotosféru. V těchto ok»-mlících lze u mat chtomosféru ovšem toliko na okraji slunečního kotouče, kde převažuje cm: -e nad absorpd. Emisní čáry ionizovaných prvků jsou výraznejší od neutrálnu, li, z čehoi plyne, U teplota v chromosféře je vyšší než ve fotosféfe, avšak není patrni ně|aká výrazná závislost teploty na výice. Emise itmizomých prvků a neutrálního vodíku způsobuji charakteristickí zabarveni diromosféncké vrstvy a odtud . její označení {chromosféra - barevná vntv^ Mimo vzácné okamžiky úplného -^SiíÄ sféru filtry nebo „ným ^2^^^-^ spektra shodný s vlnovou délkou význačných čar siuneciunu ^ H K roddecn jako (biosféra. \ '•'nizoviuieho vupiIjkll. gfr, llujjku H. C«Sfi nm), ve které chri Vv /ii.lniii.l |sou pozore |lliteoi koróny je cřcjrni ,lvl. I** I které se mění v pru. ,Knŕno vunj ■omnsténi záři přibližní stejně inteii/i, 'Ľ eersenem Svetlí čáry 11„ ,e okra, Munee nepravidelný ;, ľ,o,„ viní,'. ."f- ve svetle ionizovaného vápnik,, ti Čat II K' je dôležité n v,,r lasnvch ohlas,, m iUlkl„, vvskviimacl. „ , „.,.,,,,,„ s, ^ "r<->« ■ • m polení. "*Wta> Casio vísk lze pozorovat na oJotaji mohu,ne wionv hmoty prottétranee. Ki„. matika prorubetaud ukazuje, že jejich pohvbv jsou ovlivňovanv ti,;,s„Ľtl,. .ť" potem, v 1,1 Cltr iromostert, je značně ovlivňována konvoktivni vrstvou u povrchu Slune-Konvektivni proudy vyvolávají rázové zvukové vlny (v pravém slova snivslu ( k|Ľlt prenáseii energii přes fotosféru do chromosféry a dále do koróny, lak energii, která vyvěrá ze zvukové vlny, je úmerná husroté f, dvojmoei rychlosti částic a rychlosti šíření zvuku v daném prostředí, tedy I: -~ »rV;. Vzhledem k tomu že prostredí je velmi řídké .tedy » malé), vyzářená energie je malá t energie utajená ve zvukové vlně zůstává téměř konstantní na velmi dlouhé dráze. Mimoto hustot;, t klesá, a proto roste rychlost zvukové vlny. Důsledek toho je ten, ř.e do koruny je tímto mechanismem přenesena značná energie, která zahřívá korunu na vysokou teplotu. Chromosféra, tak již bylo dříve řečeno, absorbuje centimetrové zářeni fotosféry: pozorovatelné záření o délce několika cm pochází z chromosféry V tomto oboru vlnových délek je jas stejnoměrně rozdělen po slunečním disku avšak na okraji lze pozorovat zřetelné zjasněni, Činnost Slunce, ktorou provázejí různé jevy v chromosféře, značně ovlivňuje rádiové záření na centimetrových vlnových délkách. Význačné jsou chromasférickéerupce ''viz příslušný odstave .luncčnl činnosti) Koróna Koróna je vnější velmi řidkc plynné a částečné p .. c prostředí obklopující Slunce; v běžných podmínkách je nepozorovatelná. , koruny je přibližně 10 * jasu sluneční fotosféry a plošného jaw tib; Iři p a směrem od Slunce. Koróna nemá žádné zřetelné ohraničeni a plynule pí lo meziplanetárního prostoru. Přímo lze korónu pozorovat ve vizuálním oboru spektra z : o slunečního zatměni, v novější době pak pomocí přístrojů umístěných na umělých družicích Země. S jistým omezením získáváme informace o koróně pumo, . pcciálnich přístrojů (koronografů) umístěných na vysokohorských observatořích. Vnější vzhled koróny se mění v závislosti na sluneční činnosti. V době minimální sluneční činnosti je koróna velmi protáhlá v rovníkových oblastech a u slunečních pólů vystupují jen ojedinělé koronální paprsky. Naproti tomu v období maximální sluneční čirmosti je koróna poměrně symetricky rozložena kolem celého slunečního disku. , ŕ."'-'"°™n vesPlliil, -*"«ky. ^Uekju,, . elektronech, TeÄLÄl (.'• K a veškeré v ľ "^chkn Jľ'^niv, . ,e...........■ Zi ,„v jtÄg i*::*:?^^ ■'" F-h -«......na normální sW - ***** lcvu K V 11 íekrrum proto l^^f***t. ' ^ —část, .„pianel-inilho prostou,, yjf lt> vní^ «ar»m, ■«■ -i/lii;l/;„v Dtipplerovym erektenj « rtrDt0 l.-kon'ma vysoce ....., ' , "*» tftd J^S & iasu je jen okolo 1 ^ku. Ceik^f *** liniích Neijas,,čši k... onálni čáry ,Mm v ^ ^"""V k cel- *etená 530,3 mi, červená 637,4 nm cmi* FeXW *lut4 569,4 nm f"* FeX Spi.c,al,utt.T-ktrogra(emlZezjl5ť0Vats ' iiry Fe ^ kotůny Pwtředmavira zelené V oboru V zářeni opít lze pozorovat emisní M koC VI Í.31 nm;,N Vll(2,4Snm),OVlu?i W e°TTh ^ z výsky. čehto čar se odhaduje teplota korány na 10' K. Tato teplota je však pouze mít ■ ■ pelnych pohybů jednotlivých atomů ti elektronů v nemírně řid-tém prost: Hustota vnitřní části koróny je 10 »> hustoty zemské atmosféry, i toho ie i itl no, že přes velmi vysokou teplotu koróna nepřispívá téměř mčto k celkovent ■ konu Slunce. Ve skutečnosti se nepatrná tást energie Slunce spotřebovaná i ahřátl koróny z koróny opět vyzáří, ovštro spjektrálni rozdíleni zá . . __Ä .. Cl....... rPírtr,/.* isjsmnrt TenlVrtvvrh rÁ7nvvrh vl, k celkoven i ■ konu Slunce. Ve skutečnosti se nepatrná část energie Slunce sj třebovan.t i .ihřati koróny z koróny opět vyzáří, ovšem spektrálni rozděleni ření korón) |e jiné než u Slunce. (Přenos energie pomoci zvukových rázových bvl popsán i m edchozim odstavci.) Přibližní jen 1 sluneční koróny pro rádiové /.ircni tt itredu iluaeěniho disku (přibližné hodnoty) Vtoosi délka ; í cm 30 cm 1 m to m lot n -3 -I 1 4-1 Koróna je opticky tenká opticky tlustá ľl'li ***** s|Un . ji periodicity )c vysky( ^,r \V, Sněml *0bdoW mezi po nislľd 'SnU7fe 2ľ! " Sut.^ ,so,i P -''-"V a od tí^'nirn*^ B C,^ » '-,.,„. se oočini od „|«a„,:,. Kul7^dnionJcsl«neinl™.c, kitré *f puzu-'"wčnich Hsľr^^Wchveli- 10 několik desítek hodin až ;:;:fa"CP^yt^--' lidově 10 'km m 1, vavatici p0 oH^T* * vV^ektrum hvězdy K0-'Cáry , aznčisi nez ve totosfefe a často se objevuji ; TiO, MgH a CaH. Skvrny ^^"°Ä^^dvi vitMskvrny, doby měni počet členů i celkový vzhledy ^^^irMi^ z nichž ,cdna předchází (ve smyslu * Z rozštěpeni spektrálních čar Zeeri^a ef*cm ftf Spcki rum slunečních skvrn připomíná srjektrum hvězdy ■ kovů jsou výraznější než ve fotosféře a často se ^^^S^S in Li, . ra,H Skvrnv se velmi často vyskymji ve sta.putich.htre postupem lokálni relatívni silné magnetické pole (až 0,4 T> přičemž polárna nas|cclujítiĽM skvrn je opačná než skvrn vedoucích. Skvrny se vyskytuji převážně v rovníkovém pásu Slunce, na počátku Mletého cvfclu sluneční činnosn v rozmezí hcliografickych šířek . 35 (skvrní v- šukách nad 10 .sou vzácné, snad dva pitpady skvrn v šířce 60 byly za/namenany v 1913 - VYskyt skvrn se během cyklu posuipně omezme na stale m/s, a n.ž.sj ,iřky i uprostřed cyklu 15 , na konci .. 8 . viz obr. ,.8 1800 ,8"° 18h0 Obr T90Ô W20 : | RAM 6* sluneční cnxnos.i od roku .770 do 1970. 1 ._ 1940 1960 Jestliže sc do diagramu vynesou heliograhcké šířky jcJnoilivvch sk\ i n \ ,\ islosti načase, dostane sc » průběhu jednoho cyklu obrazec pripomin motýlí křídla. Podle toho je často označován jako motýlkový diagram Během jedertáctiJetého cyklu se magnetická polarita ve skupm.ic li ■ , rn ncméni, jestliže například na severní sluneční polokouli vedoucí sUrn. o kladný pól magnetického dipólu, pak uzaviraiící skvrna je ziporn ,Na jižní polokouli je poradí polarity obrácené. V nástcduiícím cyklu sc však sic I polarity obrátí. V severních skupinách skvrn má vedoucí ski rn luntu atd. (kladnou polaritou se zde označuje severní magnetiek', pól .Jed ilcté střídání polarity magnetického pole vedoucích skvrn vc skupin.k iko Haleův ' 'i polarity a v této souvislosti možno mluvit o 221cicm cyklu slupl úoiuvuyUt proměnných magnetických poli je nesporné nci Julcžitějším i^ovize^drn ilunecni činnost. Velmi často jsou pozorována ncicn v oblasti mu, ale i v místech, kde se žádné skvrny neobjeví. BOmým nVffrkfm sluneční činnosti je množství skvrn, kicré udává takzv. rtla-fM. JeflJtžc počet aJtvrn je / a počet jednotlivých skupin skvrn g, pak ^„iělsloKvyjádK-.....edn(>dlMi.mv Látko"*' !e '"^ľ'I W* ledne pro dalekohled o 'tni (10, p,v ' i > Min. sluneční činnosti ve plotna skvrn, ta st ví, "V"' u ui« se x milióntinách reichu sluneční D0\0UU jit. Vv,'U. itík\M sluneřnAch skvrn nerů /.teta a»p*oJjn». pt»Vracuviuvi. ""jo"''' ,c\cuá\r*6 uren pohyby hway uvnitř a v okolí sV.vm 'Uvasbeétuv .^nf u 1 ."„.jniVtu skvrn V/.e srys.vci.lii yiko úkaz, Vatry vraító v trastech, Vale nad f Vit r~'111'"1 K.criě vystoupí magnetické trubice. ctl -{4t4>u.'"^S- trubice je utvat sluneční hmoty obiéVaytd magneucké sůoiáry. ^*ag"e"C^ mode\ magnetickí trubke k maraevicU siločára, Vxeti vvoti S*v .,- koW1 u,,..w.^----- ltiibwL' ______-;r Lnno^i magnetických trubte ve vrchních vrsuil «7 DĚ shmtčal Pii-ctuneén' hmota s »evclké hloubce pod fota^^ ■ „,/ice a ionizovaný plyn - plazma -ie veW i ve «»™ pomítnř vysoké magnet.^ .ihKár, magnetického pole, které je vyvoláno cirkulu, ... -------"«•"-;• sj tMjnli dloul ť.oinost. něhot životni doba t závisí- ^^ i .i. ...... i, i .. . . - v útvar muže mit poměrně .•m" -•• ----• -—«i Pouze na tom,kolik energie p yv/ai i <■ ',k'^ 1 nabitých Čásůc je v důsledku vzájemných srážek brzďén uk, ko by proudu částic byl kladen odpor. Dochází k stejnému jevu jako v pffpad .. ku ick\ proud probíhá vodičem o určitém ohmickém odporu - íc 1 Jouleovo teplo). Doba, za kterou se vyzáří energie prstence s pro lUdtc •iva ..'. anou hmotou, jc dána přibližným vztahem Bt o IU.2) b k , , ová magnetická energie a E, energie tepelná, r^»}*°°^ času, q ohii.tckv odptir siunccm umuij u ,....... probíhá, i o osou magnetickou energii se rozumí hustota magneácké energie násobena objemem oblasti, ve které se magnetické pole vyskytuje, tj- i« to energie, kiet.i je při zabrzdení proudid plazmy vvzáfena). Otamcký odpor sluneční hmoty ic malý, přibližné 0,1 Q cm"1. Při polomeru prstaice r= 104km = = 10* cm, který sc rovná criarakteristickému polomeru nagnetkké trubice (a tudíž i charakteristickému polomeru sluneční skvrny), iivoml doba MIJÄ r-10-s, „. 300 let. Magnetická trubice *^™l^J"<*£l ^ podstatných Lén deaítJtyT Vystoupi-K v f^-J^SSÍ fotosférti, znamená to, že m»4rnencké»ik^ «7 pnou se jako jakýsi magnetický oblouk mezi dvěma oblastmi vc lolosleřc, ve ktĽ. rých je pozorovatelne nejen magnetické pole, ale často se zde objeví i sluneční skvrny ttc Shnu Vlastní vznik mapneiickvch trubic patrne sui.nsi s celkovým slunečním mai>n,.-kym polem H) ' T až 2.10 1 T. |e přibližně orientováno vc směru rotační osy Jnce a jednotlivé siločárv směřuji, obdobné jako na Zemi, od severního půJu Obr 7.9 Graf znázorňující chod průměrné hclioBraíietaí Sirky B skvrn s äiiero .. ,,|,dobi iř, po sobí následujících jcdenactile-tveh cyklů. V grafu jc naznačena zrnina magni i- polaritj vedoucích (p) a uzavírajících i.f) skvrn ve skupinách. Zmém magnetické poláno man dv aadvaceti- letý cyklus. V druhém jcdenáctilctěro cyklu jsou přibližně naznaécnv okamžik'. ........i ■ maxima relativního čísla. Jc jižnímu ve směru místních poledníků. Malé rozruchy, které i pod po- vrchem fotosfčry, tj. ve vrstvě, kdy převládají konvektivni proud i nejprve usměrněny celkovým polem Slunce ve směru magnetických pole 1 ti í'ostupnč tak vzniká zárodek magnetické trubice, ale siločáry již orientaci I neurčují, nýbrž samy jsou změnami tvaru trubice deformovány, magnet,. c zamrzá do plazmy. Jednotlivé trubice se účastůují s ostatní hmotou rotace c. Kdyby rychlost rotace Slunce nebyla závislá na heliografické šířce, pak bj i no tlivé trubice alespoň přibližně sledovaly stále směr poledníků. Avšak na rov niku jc sluneční hmota unášena rychleji než ve vyšších heliografických šířkách a v důsledku diferenciální rotace Slunce rovníková část trubice neustále předbíhá ty části, které jsou dále k severnímu či jižnímu pólu. Konečný výsledek je ten, že magnetické trubice s výjimkou malé časti v okolí rovníku nejsou rovnoběžné s poledníky, ale s rovnobežkami Tak lze vysvětlit nejen motýlkový efekt, ale i rozdílnou polaritu vedoucích «kvrn ve skupinách na severní a jižní polokouli (viz Haleův zákon). m ph s........ „jku, ukazuji v okolí slunečních skvrn 5,ačeni flokole v bilétn svétlefafc^^u neí otoU g jako tzv. loioslcricka fakulová pole, i....ľ1**1***- hjUH ^ el.._ které maji pr souběžný s v\ ytem a hojností slunečních Z ^ pooliiokraieSliuv éře a chromosféře, a hoinost fakuli je niho minim.i Výskyt fakul Krátkodo: projeví mez bližně 10* kt. a slaběji i v d Jev nastu( i, ale velmi V7^amnými,evylj50uchromosféncké ^ K tecnimi skvrnám, jedné skupiny nebo v těsné je,.ch biizkosri (pH-iko nahla zjasnění velmi dobře pozorovatelná ve vodíkové čáře H,= ich význačných spektrálních čarách. C velmi rychle, během několika minut nebo i zlomku minuty, ale slábne pozvolna, Většinou vymizí v průběhu několika desítek minut, výjimeční hodin. Velmi jasné a rozsáhlé erupce byly pozorovány i v bílém světle. Intenzita jevu je klasifikována tzv, importancí, tj. čísly od I (slabé a malé erupce) do 3* (jasné a rozsáhlé). Malé erupce maji charakterisrické rozměry 10—20 000km, nej- větši dosahují průměru až 70 000 km. Ve velké skupině slunečních skvrn denně se vyskytuje průmčrnč jedna větší a několik slabých6^0^™«*°«'- cí je podle staršího, tj. klasického systému;. SÍ™,, >, .nwt^^^SpESiEÍ? spektrálním oboru shodném s vlnovou délkou silnycn w. i— svetelná tím, 2c m nnvOby v ahsorpčttf Äiŕc k „.>, ne/ lakulc neho en,r,t. Chromosféra sam;, záři nejen ve sP»iii«?n. sľck,r„. ,1. im.J.vmm, v „„,„„, h nich, kierv ve frtesfffe „oo čarami absorpčním, .uľnk .J; '>■';'-;' v„. diku. Za normálních okolnost, k **» m.enz,,:, em,s„,;l, bu n, I |.,l„lulc ,e teplota chromosféře v ntem mistr Z rn^kveh >t,n „Ju , , ,, , ,„ tenzha emisních čar, a m mnohem více než intenzita spomeho speku a n,ho« Pr„ e chromosíe,, opo'ckv -lustá, „ikohv vsak pro spo,,,c Tini „ zvvsi, kontrast mez, teplou a chladnéiši oblasti na slunečn.tn disku, pokoj ,, ,....... zován vc speko-álnim oboru shodne,,, s vlnovou dekou dane vary. Spektrum vŕtši chromosíěnckě erupce pokrvva cely rozsah elek,ro,„a.«„e,tekĽh„ zářeni V optické oblasti na slabém spojitém pozadí, které v maximu dosahne lťn pŕ,biižnč 10 % intenzity sPo|,,eho zářeni (ojosféry, donimme emtse v,,J,ku v H, a ionizovaného vápniku, Kmisnl čáry jsou velmt siroke, coz |e důsledek vysoké hustoty ionizovaného plynu, ve kterém šířku čáry ovlivňuje m,emné působeni nabitých čäsric (Stárkův efekt). V extrémne krátkovlnném jako i v rentgenovém oboru spektra obiev, se emisní čárv charakteristické pro vnitřní korónu. Měkké rentgenové (X) zareni |e i u ítfed. nich erupcí nejméně o dva řády intenzi vnější ve srovnání s úrovni X zářeni klidného Slunce (nebezpečí pro kosmonauty!)- Četné erupce jsou krátkou dolu,, nL._ kolik desítek vteřin, zdrop velmi tvrdého X zářeni r> > 100 KeV). Zvýšená intenzita X záření Slunce v okamžiku vzplanuti erupce má za následek i zvýšeni ionizace ionosféry Země především v D-vrstvě, které je provázeno dal-šími efekty (napr. vymizeni příjmu rozhlasu na krátkých vlnách, MoLicluv-Di!ljn_ gerův jev). Pozorování pomoci umělých družic Země prokázala, že velké erupce jsou zdroji ••záření, kdy kw 0,5MeV. Emisi ve spektrální oblasti ki ^0,511 MeV možno vysvětht anihilací páru pozitron-elektron a v oblasti hr s 2^22 MeV srážkami rychlých protonů a neutronů, při kterém vzniká deuterium. Znamená 111, íe vc velkých erupcích dochází k urychleni částic až do relativistických rychlosti. Jsou toho důkazem i spršky měkkého primárního kosmického záření, které dopadne na zem krátce po vzplanutí erupce. Skládá se převážní z protonů - 84 " , relativní zastoupeni * částic je přibližné 15 '\, a jader těžkých prvku 1 "•„ I pohybují vrnezích od 100 MeV do 10 GeV. U velkých erupd je často pozorován prudký výron hmoty a d. -cjzíry plynu s počáteční rychlostí 500 km s_1 tryskají z míst, kde se předtím , ibjevila erupce. Jestliže se toto odehrává na okraji slunečního disku, projeví sc proud jako jasný rjřiT»j svítící hmoty (nejde vsak o jev totožný s protuberancemi viz i ílc;. Promítá-li se proud na sluneční disk, objeví sc rrapříklad v čáře H„ jako tmavý útvar. (Vhodnejší termín nahrazující plné pojem erupce by byl patrně chromosferické vzplanuti, které lépe vystihuje vnější f^rzikáboí podstatu jevu právě tak jako ruské BcrrMUDca nebo anglické flare. Místo příboj hmoty bylo by možno užit výtrysk, ze kterého je vsak zřejmé, že jde o prudký pohyb hmoty. Cizoja lCv fe rusky tm*^ ii^^,o -° ,^otlivýcr, iisúc ',ckV\iimy,v,Toum%- ip^ m.\Us-\st e»«- ubcranz.i /. ,-tupej j^"'11' "p.^r sváného plynu - plazn,,,,,'"^^,. «~ larni"1 ■- ľeZ,kai„,pods,;1I,LhnimiM **** tT, ľi,pĽc do5„th ^ *», > 7š,„e Z**1* na , asi 1" ř . „------ ^UWVr jrupa značně převyi^ Jne^ ,a -kr.t,kcho časového mtervahľľľľí ^ ^ tktromagn^» ^Iknvj ; okolí skvrn. ;, ,cdy , Ti^^Hkh '^lu^ !?? aetická -a. lthk"i jazyčné označení pro v %...... ■ -"sni erupci iw, " "lun«kvch crUpcc jsou projevy zrniny energte^ ";elm'^námaentt.,.'"^m. )cbk„} h.nusjuos. kterým se u, dějefn^f ««*ébo p,)le Jj£ J*, K možně, b urCluU, ů lohu , jaderné reakce. eZpcĚnr mám. Ke^P'1 T]nu" W již od konce minulého století jSOu r, • ^'lo"íu, le zde hTa,i kicl-e souvisejí s celkovou sluncíní auil-)',delné ^devánv slun^: U korónálni hmoty o rozměrech fe? t0 • SAÍKS íao^isltmeéniho^kupH oblakus,nv,eknebo plamenů. Aumozatn^S't^^veíunní přes úzkopa.njove filtry v čáře H„ v jednoducT" v^^^^'^dno protuberant na sluneční disk, pak ve svetle čán H °nografu' ******* se skvrny, tzv. ilameniy. To svědčí nejeao tom žľvrľ ie,ako ^ P^louhíé *Sch'........^ a,e.také> j Nich SjeSÍSÄts: Spektrum P'-tuberand^totc^sespeto^^ľ™™~í Protubeta-jce lze rozdělit na dvaUavní typy: 1, aktivní, 2. klidn Aktivní i t ' u berance se opět dělí na dvě skupiny: a) vznikaiici z protuberanci klidných, b) vznikatící v blízkosti aktivních oblastí poblíže skupmy skvrn ve fonně oblouků či smyček. Aktivní protuberance (zejména skupiny b) jsou virSínou tótkodobé jevy, menld strukturu během desítek minut nebo několika lvoum a nůzejld zcela po několika dnech. Během vývoje dostupuji výsek až 10» km s rychle se merád s^mou jednothvých vláken nebo uzlů. Velmi instruktivní jmu filmy, zachycující vývoj ^^^T^ffSS podél magnetických siločar, které jsou zřejmě oporou, tedyjttouar^ celého útvaru. 171 Klidné pmiuhci.iiiCL- /mih uvjlnsího eharakicni s ItVOOjI dobou i několik., sicu Vzrnka,i ii- starších aktivních oblaatOCh > hbzkosii skvrn Icjicll iv.ir \/A. pf f' rovnal k péto kolmo posiavenciiiu k rfunrfnlmu pWfCBU 0 tUc piibli/iiě SOOfl k„, až 7(Kiii km, rýiky W0O0 km ,iž K)000 km i ďcHhrdtd dél*} .1/ 200000 k„,' Vaktivní ohlasu /lvi vétiinou na hranicích mezi niisiv s odlišnou "lajou-tuk,,,, polaritou. Na zrychlen vch sliéinvcli li/nitvli klidných proiuhci.iiK 1 je afetefart attauUý pohyb hrnutf podél ina^zncrJckých siločar. ZWiiiaittwo rosbepcni irainic/i čar naznačiirc, íx v oMasii proluhcrancí ,c magnetické pole asi |,, až 2. 10 •> T. ľep/oia protuberanci je přibližně HUKNI K ti tiKKKi K, . relativné velmi studené ob/asii v koruně. Protuberance |e skutečně ochlazenu a kondenzovaná koronjlni l.nkj. po|,v|n,|^í se podel siločar. Hustota časne v místech maximálni kondenzace jc pril-i|h>ní> lOOnásohné větší než v ofcoJní konině, avšak teplota je v obráceném pomeru Tc lota proruberanď je jen 10 - reploív koróny, neboť tlak plynu v protuberancích 1 koróne je stejnv- Tabulka 7.5 1 Druh zÁŤcm J ** l>ruh částic Pozorované uětnky na Zenu _ 8 min kvanta zářeni od hr 10 : do 10"eV rádio, vizuálni, L'V, X, v zvýšeni ionizace zemské lonoslei \ j" převážně protony s energii s_u.l CieV zvýšená hladina primárního . n.lamího kosmického zářeni / Korpuskulárni >20" i 1 ionty, elektrony (oblaka plazmatu poruch v v 1.....■u-n-ii zemském . ■., lickěm poli , ncké a magnetické ísjufc, polární záře * t je doba potřebná k překonáni vzdálenosti Slunce Země. Rádiové zářeni aktivního Slunce Rádiové záření klidného Slunce je vždy překrýváno tím proměnného charakteru, u kterého se rozlišuji tři základní složky (komponenty): 1. pomalu proměnná složka, 2. šumová bouře, 3. rádiové vzplanutí. Pomalu proměnná složka sc pozoruje v rozmezí vlnových délek několika cm až jednoho m s maximem kolem x ~ 10 km až 20 cm. Intenzita této složky kolísá 472 ,,óiv. cvAcm a s- maximu sWtwtai CAia»*u*t*MAiit v*smis»ÍM>á jT^O*1 ,ciOtV' :--'-;"* r p*'11 coo- • * f 11 las slunečního kottnj-L,rna Vizaycli sltiovwh délkách * jgdioasircinoinicktm oboru R I |e zdánlivv Aěr Slu.y e Ziasneni n, ?Ii.ii (luneiniho disku ie výrazní í vlnovvch délkách 10—75 cm, Slum Na vlno\ stavuje se i terminem si až stonásol i Zdrojem aktivními ol je úměrná a relaiivnin Mechani podobnosi i tronni záření icedelii než 1 metr a v poměrní úzkétn fretatnCa,,, ,„.. ilvJ náhle zvýšeni intenzity rádiového slunečního zářeni označované ivá bouře. Trváni jevu je většinou jen několik sekund a intenzita e srovnání s úrovní zářeni klidného Slunce, ito neklidu je sluneční koióna, a to v těch místech, která leži nad i mi ve vzdálenostech 0,3 až jednoho poloměru Slunce. Vzdálenost .é délce (viz kapitola 7.4). Korelace mezi výskytem šumových bouři lem sluneční činnosti není výrazná. s vzniku šumovvch bouři není přesni znám. S nejvetšl pravdí-1C o oscilace plazmatu v koróně, v některých případech o synchrc-ychlých elektronů. llllll f.aisn> ■ Chromosténcké erupce jsou provázeny mohumýrtú rádiovými vzplanutími v celém rádiovém vlnovém rozsahu. V rozmezí zlomku sekundy až několika minut nastupují v různých vlnových délkách náhlá zvýšeni úrovní rádtm^ záření, která v maximu dosahuji až 104 normální intenzity. Jev sám je ptmíímí složitý t při velkých erupcích možno pozorovat několik typů vzplanuti GHz, tj. v oboru od csntimetiových vk do 20 cm. 473 Typ c: frekvence 1 ai 25 iypj: Má charakter pul.su v trváni" nčko/ik.i sekund .1/ iiiuiui při s,,„,;.iM)i zvyšován/ celkové intcnitiiy. Spektrum ie spoiilé. DwfcvoDcc 500MHz, ti vlnová déJta • '•"'»' RydUj niMu charakterem pripomnij šimio rozsahu. .111 houři, záři v uzkvin hvk 1» '"ku,,,, 0*r. 7.12. Tvpv raJiovvch vzplanuti v Časové rozvinuicm MJi..M-vki..*i.iiiH.. \\i .vIlM a* frekvence, ai vodorovné ose čas uplynul)) od nätku npMiutJ Typ II: vlastni vzplanutí - na vlnových délkách i SC cm nastupuje až několik minut po typu c. Září v tokem frekvencnírn mnohú, který K během úkazu posuňme rychlosti přibližně I MHz s 1 k nižším lrekvLll. cim, ij. JeJším vhwvým délkám a mizí po i až li minutách. Intenzita je silní proměnná. Často se obievi zářeni na dvojnásobne frekvenci (tj. na druhé harmonické frekvenci'. Typ II souvisí zřejmé s pohybe^ nabitých částic, které jsou vyvrženy do koniny rýchlosti kolem 1000 km s-1. TypJIII: podobá se typu II, ale trvá jen několik vteřin a posuv frekvence je velmi rychlý (20 MHz s '). Vyzařuje též jen v úzkém frekvenčnim pásmu. Vzniká zřejmě průnikem rychlých elektronů (1 10 rychlosti světla!) korónou. Typ/ÍV: spojité záření v rozsahu vlnových délek 3 cm až 10 n: .harakte-risúcký pomalým nástupem nejdříve kratších vlnové h • : 'K) později ^ ptxxubcrmtíP. pocnazeji. typ m vznikl ve sluneční kořené a byl vázán na oblast 434 Slunce vyvrhuje do mezijfnatMairního pratal att* Max, v u ony > nc»en v období aktivity, ikinnfeataBttiétta \a Mm»«! ^jy a c\ť ,v v, úkazu nejen na Zemi, jako yvo\irru zále nebo mieneucte We,»Ve l\cílí1'"' /X 1 j ,nýby V ionizovaných chvostech, komet tnusl být ovlivněny Stonám pjpH^9 ^..m ^orpusku\árnino zářeni, kleté není omewtvo ten na tťiauvnc ' o*tíe^tU i ■ bouřVWé sluneční činnosti. \icmeue. Aúkaz o eiústefla usútocho ^ ■ *á obd°'5 " j.,_itrfr.o ze Slunce není WKiáVtú'. zemské maetitucké ■»>' ^Ch iásúc natolik, ze pnme n ..... mněny Ston —, Mete není omezeno itn na itiat „ oouriwe sluneční činnosti. Xicraéne důkaz o esoitena MAhAn 1 »Astic vvvčraiicSho ze Slunce není triviálni', zemské nagaeuckěpfc aaW 1(iu . . (analogie hustoty materiálu, z kterého je struna zhotovena VA~iL) ' (7.5.2) v a je tzv. Alfvénova rychlost. Poměr rychlosti plazmatu v a á analogie Machova čísla, tj. poměru rychlosti pohybujícího se předmětu s. ... hlosti zvuku. Je-li Machovo číslo vétšl než jedna, pohybuje se předmět nadz uko n rychlostí. Obdobné, je-li v/vA 1, pohybuje se plazma nadhydromagnetickou rychlosti. AiiaJogicky s případem nadzvukové rychlosti, kdy se před rychle se pohybujícím 479 vlastnosti i velmi stru: Velikosi sledních Země nen: přibližné u 637í Země je třetí planetou sluaečni so ileží především do geofyziky. ProtoTí^ *** iý výčet nejzákladnčjšich poznatků """"^ " 17 M ?2 8e0detÍd1mi v po- eti mimořádné přesnými pozorováními ^ ^A ^ . k známo, kulové symetrická, nýbrž zploitÉlá v důsledku rotace. Velmi připodobnit tvar Země rotačnimu elipsoidu s rohlíkovým poloměrem m a délkou rotační poloosy b 6356,9 km, zploštěni je tedy q-b b 1_ 298 Ve skutečnosti jc však tvar Země složitější a nelze jej postihnout pouze rotacnto elipsoidem. Mimo to ani rozloženi hmoty v zemském tělese není V*«jj°™ k rotační ose, a proto elcvipotenctil* plechy v ^^^^ nevelké, ale dnes dobře zjistitelné *Mw^tl. m* Střední hustota Země je ř= 5520 kg »7*^ ^. ^ , tóryje2,6gcm-3až3gcm-'(ti.hustombJ^h^^ ^ mírem do středu husiotu stoupá, v hloubce kolem .i KW km ici K tm av|,j,„ , Ze s,rcni seismickvcli vln zemským irlescm je znumo, že v/.ium hustiny s hJou(, ki>u není plynulý, ale v některých hloubkách probili.i nespojné skokem, Scťsmit-ke otřesy vyvolávaj/ přičtie i podélné vlny šiřici se zemsky m i, lesem, ; ,, Podléhali Joniu a odrazu na rozhraních různé hustoty. V. rychlosti siření ei,n:l, kveh vln možno soudit zhruba na toto rozvrstveni: 1. Zemská kůra | hustotou J <• cm 1 má sflu přibližné W km pod rovinu; n. oblastmi a zesiluje se až na 6(1 km zeimenj pod liusumi masivy, je však ten uél;,,;,; kilonierrtí silná pod dny oceánu. •Mezi zemskou kurou a pod ní ležícím zemským pláštěm je t/i Mohoi-ovičič,^ diskontinuita. Z Zemský plášť sahá Jo hloubky přibližně 2900 km a s hustotou stoupající ,,j 3,3 do 5,7 g cm •'. Jc složen převážně ze silikátů. 3. Pod pláštěm v hloubce kolem 2900 km je zemské jádro, ve kterém se nešiří příčné seismrcké vlny a které se chová jako plastická laika nebo spiše tekutina s vysokou viskozitou. Výjimku patrně tvoři nejvnitrněji! část jádra s vlastnostmi pc\ pj látky. Tlak ve středu Země je řádově 3,5. 10= MPa. Teplota s hloubkem vzrůstá Z hloubkových vrní se odhaduje geotcrmickýieplomi gradient JC K km ' TeP|inni režim zemského tělesa je podmíněn transportem energie z nitra vedením a konfekcí) a distribucí prvků -""U, -3-Th a -"'K, radioaktivních zdroju tepla. Teplota zemského jádra nepřesahuje 104 K. Zemské magnetické pole vzniká patrně konvektivními pohyby viskózniho materiálu uvnitř Země c/ekíricky vodivého. Stači jen slabé magnetické pole, aby těmito pohyby bylo podstatně zesíleno obdobné jako v dynamu Vnějíl magnetické p0|e je velmi proměnné v důsledku interakce zemské magnetosféry se slunečním větrem. Dlouhodobé změny vnitřního magnetického pole byly dokázán} metodami paleo-magnetickými založenými na měření magnetických vlastnosti některých geologic-Jcých vzorků (popř. i archeologrcltých předmětů), ve kterých bylo permanentní magnetické pole indukováno zemským polem při jejich uloženi v různých geologických vrstvách pocházejících z různých dob. Stáři Země je poměrně spolehlivě určováno z radioaktivity hon: i ti, Předpokládá se, že od okamžiku ztuhnutí horniny se v ni hromadí produkty radioaktivního rozpadu prvků. Nejznáměji! je uran »»»17 — M«Pb + S*Hc s poločasem rozpadu 4,49.10» let. Z relativního množství radioaktivního izotopu a stálého izotopu, vzniklého rozpadem v hornině, lze odhadnout její stáři. Pro nejstarSi horniny v zemské kúře byla tak nalezena hodnota (4,5 ± 0,3). W< let, což je interpretováno jako štíří Země. Soudí se, že stáří sluneční soustavy a Slunce samotného je zhruba •tejně, tj. 4,5 miliard let. 40» '"".tj Almuslciii / lnu lyio olilast, ,„.-. " ucUi a k ** • KíS vrstvách celkem ste,né >^Íľ;iW m Ar co "ř^^«*-fcJE °'"2 o,ow L, He Kt x< 'UJU 0,001ti o 00051 NVjnižsi v.-va obsahuje značné procento ky^ik ..... ' vii,nč bioU) 51111 Pochody a spalováním. ' *s™*«i l«i vzniká 0» Teplota atmosféry v troposféře obecně s ritka, u • 600 k. Zvyšovaní teploty ve vyšších vrstvách je způsobeno absorpci ai enl Slunce. V ozonové vrstvě, která sc na absorpci podlil nejvíce, ploty. Spodní vrstvy atmosféry pohlcují sluneční zářeni pomerné ! i rafialová složka záření je jii pohlcena vntvami vyššími. Spodní i ívají od povrchu zemského konvekávnlm ptocesem. V důsledku . ichu Země v oblastech tropů sahá zde vliv ohřátého vzduchu, 1 povrchu Země vzhůru, až do výšky přibližné: 17 km, kdežto S.sáhuje sotva výšky 9km. _ Vzduch ohřátý pH Povrchu žejl a tvoři oblačnost. Vodní pára v ovzduší se dostává ai do vykk,donKnz konvektivní proudy. liltoc&ost.feneinc1^^ Dnešní složení zemské atmosféry prvky vc vesmíru jsou vodik a heUum »PT3^,t>*W& plyn zastoupeny ve velmi nu^^J^, ^l*^^ hodnot, k ulirarialo1-jc maximu málo, ne vrstvy sc vyšší tepb ROUpajldh v okolí poli toho kyslík byl v počátečním vývoji. 471 H .O a v radé dalších kysličníku. Molekulárni kyslík mohl cice postupne vznik disociaci vody ulirufiulos'ym slunečním zářením, avšak proces hy Iní Z;lsl. .'" vznikem ozonové vrstvy ve vyšších vrstvách a relatívni mnoisívi <). hy ncpfek ^ čilo i Dnešní nusvccni zemské atmosfére tcinéi 20 ",, kvslíku ic no,ir,,i. ■' . - i "^'"iiiien,, totosynrezou v živých organismech, v rostlinách. Současna vegetace na zemskí- povrchu hy byla schopna vytvořil současné složeni atmosféry heliem JODo jť| I luk zemské atmosterv v nadmořské vvšcc 0 menu ve středních zemepisný... šířkách ie přibližné 101 Í25 ľa L ' Soumrak Slunce ozařuje atmosféru i po západu, .i lim vzniká veCernl soumrak a ranní svítáni Tma nenastáva ihned po západu Slunce, nýbrž ji předchází ohdohj stale s/jhnoticibo usu oblohy. Totéž pozorujeme v obráceném sledu ráno přL.j východem Slunce. Jestliže v určitém miste na povrchu Země slunce zapadlo a jc itž pod obzorem, ovzduši nad unito místem je stale icšič osvětlováno slunecnjn,, paprsky Občansky soumrak konči, když už st musíme na drobnou práci rozsvitů To nisiás.1 tehdy, když je Slunce o pod obzorem. Naproti lomu astronomický soumrak kooä teprve tehdy, kd\ž rozpivlenc sluneční světlo \ hornich Vrstvách atmosféry ie tak nepatrne, že je iiž nemůžeme ni|.ik pozoroval 1 o R- v okamžiku kdy Slunce klesne Í8 pod obzor. V našich zeměpisnvch sirkách od konce května do poloviny července Slunsc neklesne 18 pod nlvor ani v okamžiku spo.|nj kulnii nace a nenastává tudíž vůbec astronomickú noc. V set ci iič-pich kr.iiui.icb jc v téže době rozptýlené sluneční světlo zj noci tak silné, že M BOCJ v lomto období nazývaií bíle noci Pásma pronikavého zářeni kolem Země Ihned po vypuštění prvnich iovtúkých Jim h rické družice Explorer I bylo jasno, že ve výškách nad 200 km vzrůstá velmi po I i.itnč intenziin kosmického zářeni. Kosmické rakety dále ukázaly, že bustou kosmického zářeni se vzdálenosti od Země nejen rosic, nýbrž se ttrditým iberij i mčni .Maximálni hustota byla nalezena vc vzdáleni>sii i ai 4 • mieril, kdy byla intenzita o 3 řady větší než u zemského povrchu. S rudí cm problémů těchto oblastí se zabývají sovětský véd i Američan Vm Alka. Je známo, že na elektricky nahnou částici ma v . únětické pole Zemé. Pohybuje-Ii se taková častice v magneiíckcm poli, ;■ m pole na ni siJou, kierá jc dana vztahem ľ d kr.net i T] i K >pcrnik. Valy klá' --ič podléhaly a snad ještě podléhají jakémusi druhu kosmické eroze způsobei padán meziplanetárních částic mďrxoakopických rozměrů na o Životní doba kráteru o průměru 1 cm sc odhaduje přibližní 11 velké útvary zůstanou erozi prakticky nadotčeny, i když .....piiclnč časem pokryl jemným prachem a suti. Původ kráterů je zřejmě u převážné většiny impaktní, to n imcná, žc vznikaly především dopadem velkých hmot. Jenom nepatrne procení" prozrazuje již odumřelou vulkanickou činnost jako například známý kráter Alphonsus. Největšími impaktními krátery jsou vc skutcčnosii zřejmě moře, především Maře Orientale, které má průměr 1000 km. Celková struktura naznačuje, že bylo vyplněno lávou. run,, ^^22-52 " opakmi tcoru vzniku kri „ „momosti koleny 2.1(u, J^fcj fc . P krátery, iakoie Vl1i„. ,tl J ia io icl v. >,. .,,.„.., ..." ,avius „„L .. "•«». ^;en..o.eds,>edoPi;J^; 'stačil na vytvořeni velkých - hy . av soimo-i „..í. .. vutvjn. . j r'j .Uhmiti lav Ismu to; a, krásněni, ,,;"•'>'«wcnep(1(rľ-, , „utoho k.luineiru dlouhé, iah,,,te ^^^2^"^ ' "užky, které Z !" Ut('nu " ItaEal** **• |0H10 tterá byia .'-abta lávou, b' vesním i vyp ..I stružky, které .....„.!,,, hu a rozrilšenvrK I____■ . u' 11 lé isou i& ztuhly po- ■achii a rozrušených 1^.^^ ^ 5»*™ vrstvou lukiem dopadu meteoritu na nan^J*1 "0to re?out- olnlho prostoru rozdrcen ■ 'P"k,ench bvh »J> \ á měsíční povrch v sile ■> a uT*** **** hornin. r.iu vc vysokých ohla c"h'l**** , lil, ™ ni/ meS1CIllch P°toři regoliwvi mtm bude -olik cm. Diky tomu mésični půda má sr^i , ,0UQriaO5l J oromisenv vclzym množstvím prachu. Barva mhleni piidv ,c temní ui do hnědá. Většina částic v tegolitu jsou velmi jemná zrnka o prii- ti miv;l ňílHrí C/» trt*clri'tnÍÍ nnfiXL.J I__t!-i__?_______M___ icinltelio Rcgolľ ji sTŽcnv d ptťsjolii silná jen iemm p šedá s od mém I riálu vc ' prošly i mají na stopy dt rozdrcer a optiek Již P< malá. Subsolárníboanam«.w-. straně nepřesahuje teplota 110 k cUa. , ^auin Lasuc v regoutu jsou velmi lemna zrnka o práni, mezi nimiž se vyskytují poněkud vitšl kuličky přetaveného maie-i. skla nebo obsidiánu. Dále lze zde nalézt vyvřeléhornmy.taeré nejmi .cm taveni, krystalizace a mechaniciTiho drceni. Níkteré ryto horainy ni povrchu nepatrné jamky, jejichž steny jsou sklovité, zrejme to jsou idu malých meteoritů. Konečně jistou část rcgolitu tvoři i velice hrubé konglomerát různých hornin. Tato struktura pudy má typické tepeme zdární bod na^ "'Ítmlcke složeni měsíčního povrchu je 484 i. N J 2 2* 2 *"* £ '~ ~ *' - ~ S c ^ - n n oi ^ * =; - a T- — <~( » <= O L i i * -. í ? r! a 9 _ S f § a i § i, a. r| * 9C O ^ f l 1 O 'esl B < t- j — r- vi _ o h ^ ^ -s - <* ir , -! ?J g g jfltf»í.. A q* i -* i - o ď o c 1 fi n T r| J — - . - ŕ í' ». "1 - ». ir. -J rl ô S I Am ° ^ ~ O © O © Q - r a % a a - «1 u 8 £ 3 h < S 0 2 3 * í -,l Ml •h, coŕ. není bi>. J.c nu vy i.......■....."IV^^SSISSSä^ Stáŕi misičnkh huin,n h pton ruhiulum V M* tilhtikc 7.10. Vzorky * m„fi J^ss , mtu>Jllu rovin ^-^1,^: 7<^;^,.^* s**.....-.....ä^jäísS a "' horniny, Vc rovnáni s pozemskými h,',mm2 1,1 * ^ * o i miliardu Wi, nc«,,ť „^.^ ^ ■ , nvplvnc, že bv Mčsiciak! t fci,v^^lv^ f ' výmeru m) pováno ic rozdíl ve Jí^***+S£!!S**<»*t** .;• •l0"k' *aai ovšcrn neplyne, žc by Mčsic »J, ^mAt ^ «*.2 lf'« ft«**u a SUnn je rozdíl i stáří" ^C^^^a, Nu' ' M**"* 'Ľ zíeimí /.cela UuiUn" c nez M l«t huStol i mcsičnlho tělesa je 3340kgm s ^ z^é. Prumňná velm- h imogenni. Odhad daku v icho nitru,. a ľ'. mhiini ttteo K pomerne panuse asi 150 km pod povrchem Zemi V 2™ - ľ™ MPl'COi 'e U a «1 4/.u,e sc, že .vormálni kieraiä^v Sľ^ '* jf* ^ ^ dosa-'( htonnrlml«.V««l ľm V P01™^ cn' mesičaich horoi- fla(;l, , l^lnunck.MMsvouhusmrusowaolO ■■„. Znamená «,, h husuna VCeb .-■-icnim iclesc ,c pravdepoiobař prakticky stqniapatmě jazcek malá ob] | m Středu Měsíce \t v tekutém, resp. vistózním stavu. O t< ■' C mčsičiii kura a valná část nitra tohoto telesa ie velnu ruhá, svedči n£-kolil čnosti. i l . v ých anomálii zjištinych z pohybu umäých družic na dtáze .vieske se Z1jv;, . v určitých misiech pod povrchem je určitá koncentrace hmoty, vzv, ma odvozeno od slova mass concentration). Lze si je představit jako tuhá .,lt.. , hustoty uloženi v hloubkách 40 km ai 150 km pod m&iíramu mon. í-, ,„ ncnl íednoznačně řečeno, že by to musela být uvime oe>aká telesa, klc, dopadla a vnořila se do Mísíce. . , ^ ledj mohou y , ,'dobná Polohamasconuieuvede^v^^ ^ ^ hnL s včtši hustotou zúsut pod V^^^ ramena ,o, že 1^.^ b, Dalším takřka dokonalým dukaiem ^ Obljisci IHHfáiraU / piiJpuvri'lnivVĽli riiijvL-nriil Mm ľnhli.-ji.t ,.-l,-iu>i:t.ilk k.i pi.k.lu UUdill •1 /•:!•: i.i i: Scrŕmtjd, NV. r.in, Sinu, Antuum Humorujn IIľiiiS. '.in.inirii ClncntaJc Snnihn SintM Ir . | w 2» in 1» ■ n a i-. m . is f»- ■ M - *' -•*> 83 iM -SI" zjo na I «1 130 Nll Al sa u 5J tfesťni. .Srismoeraíy umístěné n.i povrchu AléMce .Uv.ui už nékohk lei somislé zizaamv výskytu otřesů měsíčního lélosa. ľkázalo m- především, žc AU-ml k. seismicity oprou Zemi velice fclidm Na Zemi se uvolni během roku pŕihhžnŕ 5. JO17 J v seismickývh otřesech, kdežto n.i Měsíci pou/e kolem lo- f, což odpovídá energii uvolněné pri výbuchu JOH t í'N" I Zn.imett.i to icd\. /.e otŕcsv o.i \t, m'ci isou vzácne j většinou isoti způsobem dopu.b vétich meteormi IVvnivjni seismicfcvch v/n te mnohem dcKi ne.'- n.i Zemi, kde podda>no-.i zemského tělesa seismickŕ vlny rychle tlumí. Jinvmi slovy řečeno, otřesem rozkmitaný Měsíc dlouho ..do/nivj" i>oha útlumu scismickvcri vln n.i Zemi ic přibližné 1 až S nunut, naprou tomu na Alés/ci až několik hodin. V současné dobé jc známo několik oblasti, ve kterých vznikají mésiectreseni. nikoli však dopadem meteoritu, lak například z jednoho místa v hloubce koleni -.v km • :'ikuji méileerřeseni v prj. ■frMirfrn intervalu jednoho synodického oběhu kolem Země. Znamená to, .-< ntačni sily vyvolávají v místech, kde AU'-k tešié není tek'on:.1 • P ■ ■ dělné změny. Ovšem intenzita těchto měsťcciíe cm t c nep.i : • , zcela béžnvmi podobnými Otřesy, které se odehrávat! t počtu přibli/ti luno den na Zenu. Aíagneticképole větší než Id ' I" což ic praktiky mil.>\. M .,, prokázáno. Podle novějších výsledků sice existuji určitá , p,,lť přibližně 10 * T, krere však mohou mít původ v nejakých n lesech pod povrchem Měsíce a pod. Celkové možno říci, žc Mesii m nema nebo je zanedbaiclné nepatrné. Tato skutečnost K vvsvětliue tim, | aezná tekuté jádro toho rozsahu a vlastností jako Zemi Z pomeru velikosti téles vyplývá, že Měsíc tvoři sC Zemi ja Uc předpokládat, žc obé telesa vznikala současné, žc rfaj ; Zemi, seimcna povrchové struktury, byla rozhoduiiu .Vtefc, který je menši než Zemé a ichož hmotnost je icn I h I, it) iplanciu. utvářeni planety. 7.JS . 10-'; kgs •. ,U" ..........v:;^:'^, -'j ..........:,,,i^^chr",icHv>^,, •J „ .......^""ÍSS- 'ldV„, ".rt)m. 'C(,í Vn b ___-----n* I ) ľ I ■ p ráafndu U 2» - ľh 206 n, _• a - t'b 20« K U> Ar lil vvi"šľ;,uí,in i*í- ^tr""'-nlrr,, I i .i ' ■■ .i \l M Hlaxv ľrinquiliiatu p^nus Pro. vllurum l^gft Hecumtitttu f f M**° gjdk-v - Apenmy H*)|o - Apaúnj yyvýienina nad Mare ťreurkiitsia JKaartr" T»uru-Tíuru- ftlvllM 711 scleniier.il •l»hy cp.eer.Ur up»Vav.„ýeh -g, |t| ) Dtika Hioubka ohrti&ka Ikml H ,} v m 15,0 e 100 53,4 H 800 8,4 t 610 2,1 e »00 NU w 940 61,1 e 860 159 b 800 účinky větru a destě. kleteS f, „ah"1' ■'/.Mvi •'"n'.'' I ' ■■ 00 '"PS Mi, ^ Wk. -......r -........»"ww nijiľi. » umí! ujaj poaaa|noBti zem WWIO nurj, doš/o pozvolna k tlilorciiciavi i.vmuIi .. lehčí, h prvku a vvhla/cni jako" Kou ncstejnorodostt. Xaproti tomu na Měsíci, ktcrj k tkc chemicky doMaicCno stejnorodý, zůstaly některé „zhuštěninv" někde na cestě mezi povrchem a sircdc-m Měsíce. 7.8. Merkur Alcrkio ic neibližší planeta Slunce, kolen ktcrclv obíhá /., s> jnj ve střední vzdálenosti 57,9. lt>'km. Jeho dlaha ie třmé excentrická t O,>056 a jeho sklon dráhy k rovině ekliptiky je 7 . V tomto směru ie společné s planetou Pluto výjimkou, neboť ostatní planety mají podstatně méně výstredné dráln s daleko menším sklonem. Nci větší elongacc 2* dosahuje Merkur * okamžiku, kdy jg v afclu. To je take příčinou, proč Merkur byl až do nedávna planetou, o které nebylo příliš mnoho známo, přestože není příliš vzdálen od Zemí I cpi ve radarová měřeni a výzkumy pomoci meziplanetárních sond poskytly přesněji! údaje <> pru_ méru, rotaci a povrchu teto planety. Na počátku 19. století se soudilo, že Merkur rotuje kolem osy, téměř kolmé k rovině drahý, jedním za 2-1 hodin. Od konce ly, století až do nedávna se naopak udávala perioda rotace 88 dni, t|. shodná se sidc-rickou dobou oběhu. V roce 1965 byla na základě radarových meteni stanovena jedna otočka na 59 dni a podle novějších přesnějších měřeni doplněných i přímými pozorováními dospělo se k hodnotě 58,65 dne s chybou kolem 15 minut. Jedna Merkurova otočka vzhledem ke Slunci trvá 176 dní. Polomer Merkurů v, stanovený z radarových měřeni, je 2151 2 km. coi dobře SOuhla li měřeními zMarineru 10. Povrch Merkuru má velmi nfzké afbedo, • Měsic 0,06 ve viditelném oboru spektra a přibližně m,07 ■ ol i i nel tdiových vln. Obdobné jako Měsíc má povrch Merlcura velmi nízl livost Sub- solární bod na Merkuru dosahuje až 700 K Na Masti, kde je noc, je teplota povrchu pouze 1 li> K fiž nčkterá i I (cd la k ná- zoru, že celkový vzhled povrchu Mcrkura je p< idobný hu. To plně potvrdily televizní zábéry z meziplanetární sondy Mari H» úl na jaře 1974 ípřiloha 49). Hustota kráteru ic větší .i počci mou zřejm m patrný na rozdíl od Měsíce, avšak původ kráteru je s velkou pravdepodobnosti impaktni, právě tak jako u Měsíce Hmotnost Mcrkura jc 0,051 hmotnosti Zemi, ovsem hustota je přibližní stqná jako u Zemí, 5500 kg m /. toho lze soudu, žc Merkur v průměru M 1.9- ■eh ..".panem nĽ «9 " Plynu „.íAni^ nemá měsíc 1 "ÍUkě Wvkť ""let "Urv *Vt -ul^."ll't«i, Venuše Venuše je v Po^crm p,,. f^kuatu strních nebo terestrkkých^^sw. . \v;ak bližší .yzkum v *Í£ *2*< Vcor,c obíhá uo,m K SS^C£-Sí ^bně jako Merkur má V^'J£*J Siderttki d^ľľ*8'' •** • lcm na obloze ,,,,, Al,..fa K v při^ ZZ**» le 224,7 dt*.>„ objeta tělo- '1«= >e neustálc ^haTený h ^l^£^**>* ^do Venuše ie velmi , ^.CS^' ■ MtXpy) svtúa v atmostác této rUnctv sv ..t j /.načnou ncostrost terminátoru. Radarov;i měřeni z let 1%1 až 1970 prokázala, fc Venuše rotute teuopidnt l&at) icdnou za 243,0 0A^«i>á»buý tlak pv^,,. .„ „..... kého n ku, t j. lOMPa! Jestliže by byla atmosféra Venuše zbavena C02, pak její složeni by bylo velmi podobné složeni atmosféry Zemi (tj. N : 0 = 5 :1). Vysoká teplm.i atmosféry, která sc v průbíhu cymerealnlho dne nemima je jen neparmi nižši u pólu, naznačuje, že se zde uplamujc tzv. íHerilkmrý efekL SluneW v oboru viditelného světla jc povrchem a tpoáoSm vmvami am^éryjorzářeno jak,, infračervené záření, avSak zřejmé je zadrtao vntvou CO,. Je mtainé, že ph lormo skleníkovcn, cicku, sr.>Iu,,UNohl , „„.,■,,,, L,..tll ,.,„.„„. -• J t-o Dyn potměna spckimskopickvini pozcnukými ......rtnimi...... , puto s„>py r^orovocUku ,ir:i> i BuoreníocUkii ttP). V ncu.^ki. mtvéch Venu siny iimiosfery byl., pozorována reson.iiičiii č.ir.i l.v- .1 | 10I10 1» soudu.. , aobné uxka v esaaffire Zemi i s ocjvySUch mtvacfa atmosfér] Venuic je «0. marni vodík. Na rozdíl od pozemské ainiosloiv ie zde icn nepatrné mno>MVj těžkého Vodíku. \ cnusc nemá žádné inapieiickc pole silnč|si než ť . 10 " ľ I koleni pl.uiciv ,Ľ nevyivonl.i žádná pásma pronikavého záření, amtlogickJ Ván Útesovým Prsten-cum kolem Země. Avšak cxímiiiV /Je ,á/o\;t t lna se sloučenin, mhu Vyvolaná planetou. Také v atmosféře lze nalez, dvě nevýrazně ionizované vrstvy, které 1-1 i -pominají /:'u ľ vrstvu \ pozemské ionosféře. Oblačnost, která trvale zakrývá vlastní pot,cli planety, 01.1 velnu člennou strofe, turu. N:ad hustými spodními mračny jsou ve větších výškách oblačně útvary podobně pozemském eirum. Zdá se, že výměna vzdušných hmoi ve Venušine atmosféře fe velmi pomalá a u povrchu planěn je patrně prakticky hez.včtři. V posícdnich letech se podařilo .1,1,ih zou radarových signálu sestavit velice pí]-bližnou, ale přece jakousi mapu čásii Venušina povrchu. Ziísiilo se, že různá mláta na Venuši mají rozdílné albedo pro vlnové délky 10—70 cm a pravděpodobně existují na léto planetě ro/salil.i kruhová moře obklopena horskými oblastmi, V podstatě však zůstává struktura vlastního povrchu teto planety neznáma, Poloměr Venuše plynoucí z nejnovějších radarových mčivni ic 6150 25 krn. Z poruch působených touto planetou na pohyb meziplanetárních sond, které prošly v její blízkosti, je hmotnost Venuše 0,815 hmotnosti Země a průměrná hitst. je tedy 5250 kg m velmi blízka průměrné husioté Země. Z toho lze soudit, že vnitřní stavba lělesa je obdobná štruktúre Země. Nepřítomnost m.p.vu tickelu, pole souvisí patrné s velmi pomalou rotaci planety. Venuše. | 1 Merkur, nemá žádný měsíc. Nesmírným přínosem pro výzkum planety Venuše bylo nesporné přistáni modulu sondy Veněry 9 a 10. Modul Veněry 9 přinesl první píin Venušina povrchu. Povrch v místč přistání Vernery 9 ukazuje Četné kamen] i už několik desítek cm. Mnohé mají ostré obrysy, což svědčí o tom, že • vologicky pomerné mladá. V miste přistáni Veněry 10 je povrch j Je vidět jen málo vyčnívající kameny a mezi nimi vrstvu icn. Kamenitá místa maji skvrnitý, obroušený povrch, což nasvedčuje tonu . ži geologicky starší. V porovnáni s jinými planetami jsou poJmink) n icjbližši fázi krystalizacc magmatických hornin, což podporuje jejich ucho1 ái ovrchu. Při vysokých teplotách není atmosféra CO> chemicky aktivní . m k takovým horninám. Při malé rychlosti včtru u povrchu, i přes vysokou hustotu atmosféry, jsou nárazy mezi povrchovými částicemi malé, takže eroze povrchu obrusovaním je zanedbatelná. Za těchto podmínek neni ani jemný prach zvedán do ovzduší. .ři-"'""' "1"',,,'v ľ"Uul"vpw l'rl, uo aimosfír, v"J nĚ 'Hi.; . »:Jy. .10. Mars ■4(1 „, . l>'« Picslo, >e\cčVikuciSV Ve., doba oViřVs" ■ -•caosV.up\nvvTO\ru\th , aCt ^tl , v důsledku ^ se vté^W^Í* *■* *Auv>Včbo pozorovatele lev, čtettbft Ow %mi ,,;itm 1V ViA .. ^ '• A., množ.' ms\unccnů» rWtriňiiuťiÉ|)i ,|, famULjiiitcmmnjaf* ,0 o.. .• .ý sV Mana, bitva vi\V\. ^tb^ >Aiavw» trfw rotoi - siře* SktC' • scz.ónm zmtny v tecAouftdt c«ůtriiaúcV. n, . Win tan. Hmiv.nost vdtm pitstó uiictvi wot x ihU •'• Vľ u ,uWsv60,\Ootoomosňí«ne.>to ' s-jOV-ř"1 („diae ni ■■■<•<- Avšak Mara vyvcáávi úderno t * nqsou MeTO tó iaJni •ako Země nebo Venuše. 11 vlnu ve ^untcrúrn větru obdobně Telí tó pozorováni Marsu, ifivd«w i • I ,, é útvary, ke kterým 11S ^ ^ W*V0 .. Lr>mo>1> PmazcnyDizw vysůhujíci spiše dojem, jak,m ,orovatele PuSobl) ncž skwe.nou ^ ^ W«J g ÍC-ven.r tnžove „pouslc" )ako například Hellas. Cen-enavé zabarveni je ostatně Cbaraki - P<° Ldkovýv*ledplanety.Dákisouzdetmavšlkdonnědé ojeni „moře" (maria), například Syrús \kiot a nápadné bílé polárni , se mčni v průběhu jednotlivých sezón. Moře jsou, jak se později hornatou části povrchu. Naproti tomu „poušť Hellas je skutečně ezervoárem velmi jemného pisku. V současné době oostuji již velmi e z řady misí meziplanetániich sond k Marsu. Například sonda roku 1965, která obletěla planetu ve vzdálenosti 9640 km nad tfm sonsH mg 1 a Viking 2. . ^ v*M^> již p, . ni televizní záběry ukázaly, ze Py> w.t_. nrill0tnma,i mblcni, llC-O. čepici; okázal ro/sáhi dob r c Marni bOVTC nctv Mčsic nebo Merkur, ^^Z^f^^^^ M ,sot, včtšinoudosúmélkéa,e,tchS^^P^^N že tvto krátery prodélaly poušttUoblasoHellasnemvpoasta ^ vzpomciuitc 492 Nľsii cele této r.vs.iliic kŕmny parmě liž byly vyrovnaiiv ciozivnlm pôsobením písečných bouři. Naproti lomil iíin- partie neznačmi. Že velke kr.uei v [sou ni-inicn,. 10* let Mare. Voda patrně nehrála pri erozi povrchu planěly lak podslamou úlohu i.iko v pfífmdé Zemí -Vicmené povTChol < Útvary v okolí polti, kam JomiIiuií okraje poli...... i epjíelt, vykazuji zřetelné stopy po ero/iv nich učuu ich střídaví n.u n-1-00 iho ,i opil tajícího ledu. Teplota povrchu v této oblasti ^e pohybuje v blízkosti bodu nni/u ky-ličiilku uhličitého Iíi) K .1 DM predpokladal, že polárni čepičky isou v podstate vničs zmrz/é vody I CO , V ■: -i.ii oblastech, ta MarsOVS leta, bylj nuniěicn. teploty prízemní aimos/m -ondv Viking v nwnie/i 98 .iž. 24- C. í kde- Většin* ki.iícrii na M.iimi 1 e zTvinič- impakmího původu, některé niol,,,,, být původu vulkanického. Hlavním zástupcem takových iiiv.iru je Ni\ OI\ni|ik;i Je to krarer. který zřetelně vystupme nad teren pokrytý prachem .1 cclv kotnplc* menších okolních kráteru připomíná systém kráteru na Havajských ostrovech. Podobné 1 tzv. Jižní skvrna je -pi-e vyvřclou oblasti než. uivarem vzniklým po dopadu velkého tělesa. Všechnv tyto úvahy o původu některých kráteru na Marsu nutno však chápat jako předběžné. Dlouhé diskuse o měsíčních kráterech dokazuji, že toliko z celkového charakteru útvaru nelze soudit na jeho původ. Velmi piekvapwiá jsou brázdy vyhloubené do povrchu planety .1 připomínající řečiště, f když byly v marťanské atmosféře nalezeny stopy vody, přece jen se zdá .vjv.iinc tvrdit, že tato udoli byla vyhloubena vodou. Zdá se přijatclně|ši názor, že isou to stopy po tekoucí lávě. Mars byl zřejmé gcologickv mnohem uktivnějši než Měsíc 1 kdvž Jncs tato aktivita už téměř ustala. .Sezónní /měny na povrchu Marsu jsou, jak již o tom byla zmínku, provázeny zmenou v rozsahu polárních čepiček. V letních měsících na severní jmlokouli polární čepička mizí uplnč Čepičky samy jsou pravdepodobné vrstvy zmrzlé směsi CO; a H.O icn několik centimetru liiné Místa v okoli láni tmavnou, což je patrné důsledek spíše chemické reakce než vlhnuti pu.lv Velice důležité informace přímo z povrchu pl.incu < ' ibcc /iskány sondou Viking 1, která přistála na Marsu Ji) června 1971 ondou Vi- kiog 2. V léto kapitole bylo však možno zaznamenat tolik, první pi dbané **> siedky z těchto dvou misi. .Místo přistáni Vikingu I ic 22 S levemč od Mai ičujese jako Chrysc Planiua. Je to oblast bez kráteru .1 rýh rvaná ' ta US I.acus a Lunae Lacus Viking 2 přistál 3. /ári 1976" na ! • >■ " zimního oknie severní polárni čepičky. Obe Hod) při n 1/nebyla struktura polární čepičky přímo pozorována. Obé sondy přistály v kamenité křapne, Viking 1 značné třednj úrovni terénu. Kameny maji rozmery desítek centimetrů až metru, mezi nimi je sypký ma-leruJ rvoríd misty menši pfesypy. Půda je tavenooranžová pairnč /barvena limo-nJteai„ obloha rítžovooranžová a jas oblohy stokráte vyiii než sc očekávalo. Složeni v llli-'icv h Ol im,llu k. 9** pe t: až 16 avr>ě ke . A r-vvine.elu^MeC:.^ i'J ..„osle, a Mlh s„ ,,, '''^W, ^ "M* ''W ľ s'llít t\W\V. \t '^„v u, a„ tsMAWAa ,\-,vaYsu\c toratBfa uViKsvš; mVi MM vVAVí st\mv »•* vV.vV. W» oovtcfcu Raisův ve tnitvt tw». \vv IsMsťWl ta v';' -Vl ^„„oslcia vi ' t,, , . u * ve ižV,> ■■slut \ ,u,slcie. Složeni atmosfén, -Stc UKk-,„ 1 .,a»••95 , : " si ••• Musiku,Eg****.aní vtvu,. » >V;ir, nkd> „emel alrnosf. ''o »%y ; iViar, n.kviy neměl aim^^;^^^^^ «mskc ' «;ckv 1.^^,^, ^ v.,,, aet> '"ii'sféru g Umírni čepičkami. v^SSZ^^^SĹi ,,,,,,, mi .cny. Veta, Pnidkápkci^^aTOevi^ ^ pras-- » kdy kPtepRbUžiusoí í^-^vWl, Lžftos.d.. studoval pwtchplanctvttkvřzl Ci coi ^tadu ^ mc- ■K-tv. • 'VzduSI a způsobu,! ružové á«2^tsľ "* J fcni ,. ■ - limečmě Hll kra nod. 1 a 2 «P««Aui« i** -Most ' Obi mise VikmRprovedlytamr^ h. na ' ' ',/-' PvcdpokUdat jistý, byť jen rninůtivni tivot. Výsledky nazna- ■,u]| á biologická aktivita na Marsu je moirá, avšak jednoznačný důkaz i ,n nebyl. ť)iázka života na této planetě byla ještě koncem roku W16 zcela 11 o s t i. V léto souvislosti nutno připomenout, že i kdyby například ,m gramu půdy 10* bakierú.paktotoríinofaMpiedstavruietoukolO^ u kveh látek, tedy velmi nesnadno zjisútelné množství, lvi měsíce: Phobos (Strach) a Deimos (Hrůza) objevené v toceVBTi ^^^trnátělesa^ , km a Deimos som dosahuj km- L* odjj^ má vřI „u malých P^J^^AÍ^^^A vzdálenosti 9380 km (tém* vRcAeovř^^ ^dobaFho- otevřen bvlo v grantu Mai AI l.i. asi 25 planet k, PhohoN ve v/dálcnosi.9380m^temervr.uu^^ bose , krnNHclden-M^-^^^ vatdc na /inadč a zapadá na vycnooe. vatclc tia západe a zapadá jc velmi nízké, toliko 0,06 4M 7.11. Jupiter run v ■ •'"P,,er K* nc'vŕ,äl P'»n«»" "'"nečili souMavv a hlavni zástupe- skl j nv,,|,f, pl:i!K, Rlll.níw ri.imi.| |l. ^ H.k,n.L| pium.|u ^ .U p " ' km- Maejínwi je fia hmoi Země. Průměrní hustota i< mu ^ m ' tnybuie se po dráze s excentricitou < 0,0484 a velkou pol,„,.„„, »,2028 AU *8fi2 ,cl kolem Slunce. .Vojvyšší vrstvy .iinioslery představuj] pozorovatelny POVrea Jupitera. Planeta rotuje kolem usy sklnnene k ose drähy .« 17. SidcrickA OOba rotace pro rovníkové části atmosféry je 9*50"% kdežto ve vyšších iovígrafickych sirkách se doba otočky prodlužuje až na 9*55*. Rovníkový pás, široký kolem -0 1)0(1 km, rotuje s rychlosti o 100 m s 1 vyšší než ostatní části vidiiclnclu, p,, vrchu. Rychlá rotace je též příčinou /tlačného zploštěni planety. Atmoslera planety je složena z CHi, Níl.-i a z molekulárního vodíku, jak ukázala spektroskopická pozorování. leoretické složeni planety odvozené především z nízké hustoty I -330 kg m • vede k závéru, že průměrné zastoupeni prvku bud* podobné jako u Shmoe, přičemž vodík je váhové zastoupen 60 ... helium přibili. nč3<5 Viditelný1 povrch planěn se skládá z jednotlivých pásu rovnoběžných s rovoUtetn zabarvených bíle, modře, červeně a žitné. Přičiny tohoto zabarveni nejsou zcela jasné, jisté však je, že rychlá rotace planety přispěla nejakým způsobem k rozděleni atmosféry Jo jednotlivých pásu a putině molekulová váhu hlavních sloučenin zastoupených v tom kterém pásu bude různá. Velmi známá je tzv. rudá skvrna POZOTOVaná od roku 1831. Jde o povrchové útvar o rozměru přibližně JO 000 . 50 000 km, který měni rozsah, tvar i polohu avšak přidržuje se rovníkové oblasti). Podstata tohoto útvaru neni i.i n i. ,,|ť patrně jde o vrchol nějakého výstupného proudu v Jupiterové1 atmosféře. Chováni rudé skvrny má, jak sc zdá, jistou souvislost se sluneční Činnosti, především s erupcemi. Ze značného zploštění planety se soudí,že vnitřní strukturu lupnem je moz.no si představit jako tekuté vodíkové jádro s pŕímčsi bížšich prvků. Nevylučuje se ani možnost pevné fáze vodíku, která se za vnitrních tlaků, jež ijl v Jupiteru (i Saturnu), nezmění až do teploty 7000 K. Radioastronomickým pozorováním bylo zjištěno, /•■ jupiter ic zdi ijem náhlých sporadických vzplanutí rádiového šumu na decimetrových f.iko možný mechanismus těchto vzplanutí sc uvádi syncbrotronnJ zái .•• • tických elektronů v radiačních pásech kolem planety, která by však m silné magnetické pole (cca JO 3 T na povrchuý. Skutečné sondou Pioneer i i príiomnost silného magnetického pole na Jupiteru plné prokázána. Jupiter i kolem sebe nejen rjdiační pásy, ale i prostorově rozsáhlou údernou vlní ví I • icčním větru. Určité periodické výskyty decimetrového rádiového zářeni maji zřejmou souvislost s postavením nejbližšího Jupiterova měsicc Io, který zřejmi při svém pohybu kolem itót/extalho tělesa narušuje strukturu radiačních pásu. t-_iro.Ki ' lupiicroyvĽll }0Č rozdělil ,v do,fis, ""^icv, i^dni vzailcnosi . p,,!,,iii.'icvli planety ippa oběhu (dni "tloii dráhy i 1 aí. y (i.iil Ni •1«, "»Uvu. u 'mi ?5£ Xlli X» Xl. Vlil,,v Ha 6ľ ijcentricita e lak je zřejmé /. tuni)(l) _ ' "? i relativně malý rněsiček Arn'J'f"^ U ^Sttii , , snicto uuace planetv v\> '^««l\\t M , a*vccic planetky. P°h>V ZaT.*** T™*** auWr. Si Z , ?* **** .viv— • • i- '-.í-iiierem o něco • ""'poví ^rkur a jeví se v dalekohledu iT* »** Mtfc ,,. rteřin, ! 1 ustota měsíců je nl7U 0 nn nymed » absorpc il pasy ledu u všech čtvŕ „ ?U-eaŕ H*Wmiľľ, ,eUi "*« P«-kteři badatelé soudí, fc SASJ* ^Ä^™ #*>, l,o. erveni pozorováni «Ä Tľ£^ ' ^ „unosféru nepatrné hustoty WtiAjÄJ*^-^*^ pWou přito,^ , t, plynného helia. Kbk4h)^ítólí^b^^«fas*i chybne naznačuje jistou fyzikální příbuznost""' JupUcrov>'ch nepo-vzdálen. -'.i a menši měsíce maji fyzikální » V ustledni Plan«ou. Naproti tomu fcrouži '^^žstvit1ukr^^^^^^^ j u praví tak ,ako Saturna) možno považovat za těleso, kteté se podobá y.áii, i ac spise nez planetě. V infračerveném oboru \7zaruje Jupitet 2,5oisobně vicc ic, než získá ozařováním Sluncem. ]e to tedy iráračervená hvězda. Zdri 1 gic je nutno hledat v pozvolném smisťovini, tj. Ketvinov^Helmholtzově koni 1 . Velikost smršťováni, které při poloměru a hmotě Jupiterově by stačilo vyto /.irátu vyzařované energie je vetaúmalé:představujezmerišenipoloměru Tuni u . okolo 1 mm za rok. Možno tedy předpokládat, že Jupiter (a obdobní Saun n l ic hvězda, která při svém vzniku nemela dostatek hmoty,^ se v^to 'niirti zapito laderná reakce a^dnes *^£^71 kem 1 chemické složení Jupitera a Sttaru, ve kterých lehké prvky, je podobné jako složeni hvfcd. ^ ^^^^ • Třináctý ^V^^^'^mbfiZ^^'^ vrljnu ,.,75. Jde o objekt 21". V r.WW "9 ^ 7.12. Saturn Saturn obfinj m ifi, ľ*2LV. PO,OOM drah>'ic "'S W »*««™™ckýcb jednote* , i,,,,, ddtnriin. e - ,c mtrnC' v>s,ŕL,.o%) ■ sklonení 2 19 k rovině vo K ' l t! hUSt0\ vnitřní en.- ".ohledat v pozvolné kontrakci planety. Saturn je silné zploštělý vlivem rychlé rotace i periodou II '' vníkovoQ oblast a ICM™ pro oblasti kolem pólu. Sklon r .načni osj kos •<• iiáhy je 26 45 (tedy podobne jako u Země či Marsu I ato ikui ' imz hle- diska viditelnosti Saturnova prstence. Saturnův prstence je imavéj-ších jevů v planetární soustavě a pohled i nevelkým dalek •! : bi nezapo- menutelným dojmem. Pozemskému pozorovateli jeví se pi hu sídc- ríckého oběhu planety pod různým úhlem, neboť jehn rovi vinou Sa- tuniová rovníku. Dvakrát za třicet Jet jeví sc na krátký čas .,/ boku", tj. zornv paprsek je v rovině prstence. V té dobé dokonce na několik hodin prstenec zcela zmizí. Zhruba po patnáctí letech je naopak sklon prstence k Zemi (i Slunci) velký J je nejvíce otevřený. Vlastní prstenec se skládá z několika části. Ncjvělsi průměr v..ě.^P...enec.\,),1)i S 000 km k zřetely 's» 1 podstata prstenců vypjv . -»ssinihi, ■ ttcP<*1 nrtm ™Bl »etil os- ,c ppdstalnĚ "««>»bL V.^*** V*u£?***-. \ speklém prs,^(;t-\^l^,sv^r. ,. 1,v>'ch milých P'sittiec - -*ímc 0 Vs-^íVicWčtisttcewVsukiuNcVi'.sute o sor\rfuV POSUV íar VC sV«^ni yasience vikazxw, it ci . y Vs.epicrovsk.vcVt drahách. jetí» p^Cuš(Vsa prstence patině neni včist tvti W v^. prstcoe ' ^ pv, v\astnidrázeVo\euivVMKtv.\eanottivtmexets ^ v.a"/s\s s»10' v74a\enosoch \7.ni\w\.i obdoW w st pohybuji ko- ná .Doba nestability některých drah' cT^1 ***nf. i»v -" '"""»uve mew „běhu ča : i jí KepkmvýtSí *** ** Um rľ ^ Doválo tiniove delení *'11^«2 jľľ"^'D"» blumová me^^í ^ÄSÄ tuch; ho po krátké do i maSC' Na ^koPúsJb siľ ^ detek - na z roku 1972. Signály ^'^^^^^radarové ' 15- v jnicnznč podstatně Sľn? * 4°° W M m h\ m a icden metr! ' * 14 ! 1 měsíců. Bezpečné jich je však známo pouze deset. V roce 1966 ohlásil i his objev desátého mísíce, který' dostal jméno Janus a který je nejbliie plane, i >bjcv tohoto měsíce byl usnadnén v dobé, kdy prstenec téméř zmizel a nep rval rušivě slabý jas měsíce. Obd. .bnč jako u Jupitera, také Saturnovy měsíce tvoří čtyři skupiny. Nejvzdik-nějši Phocbc je pravděpodobně zachycenou malou planetkou. Nejvítilmísíc Titan, který' ic téměř tak veliký jako Merkur, je jediný mísíc ve ^^80UStt^ní^ bylo prokázáno, že má vlastni atmosféru. SP*f*^E5££ tÔmnost metanuamolekuUn^v«^ stejné jako materské planety. V infračervené obtasu Ta* vykazuje teplotu přibližné ,cn os K. To známe t.i, že ncvyzařtiic zpě: Jo ptoMoru veškeré pařtiecné flunecai zúženi, nýbrž, fee ěasi energie cůtnnie ni chycenu umoaférou ktcr.i fe pro některé vlnové Jclfc\ v uili.iěei i ene oblasti neprůhledni iklcnlka e&kz). Titanová a i moslem te zřejmě velmi hustá .i predpokladá se zručné pn,_ CenfO vodíku a niiiik.irv s h sloučenin Za zmínku sioii i 10, že .Viiiimuv iuími Pboebe nerotuje synchronní! Vlechny známé měsíce pianei roiuii sj och rouně. ii doba iciuh rotace se rovni době obehu kolem planety, Phoebe však jeví period reke zmeny jasnosti, ae kterých byla odvozena doba rotace jeden den. To by potvrzovalo domněnku, >e tento mésic je /,,. chycenou planetkou, u které sc zatím nezpomalila rotace tak, aby byla svnehronni. 7.13. Uran Vran je sedmá planeta v pořadí vzdálenosti od Slunce a patři \p,,_ levně s Jupiterem, Saturnem .1 Neptunem 'íiczi skupinu tzv. vněišich planet Byl objeven \Y. Herschelem v roce 1781, ačkoli už roku IfiOO byl jako hvězda Za_ znamenán ve hvězdných atlasech. Je na hranici viditelnosti pouhým tikem a jeví se v opozici se Sluncem jako kotouček q průměru necele 1 obloukové vteřiny. Velká poloosa jeho dráhy je W,18 astronomické jednotky s excentricitou , 0,0472 s mdlým sklonem (0,8 '. Siderickj doba oběhu ic si let. Uran rotuje vc směru retregrádním s periodou h1 li I1' mm. Osa rotacjB ic sklonená b 98 k oběžné dráze a prakticky ieží v rovině této dráhy. Tb znamená, že v průběhu 12 let ke Slunci a vlastné i k pozemskému pozorovateli se vymění orientace půtó rotační' osy Uranů Osa rotace zachovává v prostoru neustále ivž směr. a proto jeji průmět na oblohu semení. Jestliže v určitém období sc pozemskému pozorovateli jevi W iřtředu kotouče jižní pól planety, p.ik p.< 21 letech udí rotační osu „z boku1' a po 12 letech do středu kotoučku se mu promítá pól severní. Uran má 5 mésie u, pohvhujicich sc ve vzdálenostech 12.S 000 až 586 000 kilometrů od středu planety, mají vesměs malé excentricity drah a malé sklony k rovníku planciv jsoutodj p 'm.- k eklip- tice)., Všech pit měsíců se pohybuje retrográdnč. Jejich průměry jsou kolem 400 až 1000 kilometru. Hmotnost Uranu je 11,5 hmotností Země a rovníkový průměr přibližní 53 000 km. Hustota je nízká, pouze 1560 kg m Vni loženi Uranu je pravdepodobní stejné jako u Jupitera a Saturna. V; '1,66 a zelené zabarvení Uranový atmosféry nutno přičíst metanu, kierý spol iulckulárním vodíkem byl potvrzen spektroskopickými pozorováními. ( uj zde je, je zřejmé pouze v pevném stavu, neboť teplota vnějších vrstev n . inije 100 K. Planeta Uran má podobně jako Saturn prstence. Byl obu březnu 1977. Tehdy byl fotoelektrický sledován zákryt hvězdy SA0 158687 Uranem. Z doby zákrytu byl ověřen poloměr planety s výsledkem 26 450 70 km. Zjistilo sc však, že »vét]o hvězdy bylo částečně oslabeno již jak před zákrytem, rak i po zákrytu Prúbrh fotometrické křivky bylo možno vysvětlit jedině symetrickým kv" prstencem ,,„p o/narvaných ŕeekvľ '^l* „ „.Jale.uv.m pt.bl,>,lC , "» piš-- ky NeptUn j5 5 0011 1 □ od středu Neptuna, a velmi male Mu ' tenoStidt" tó* ne vět:: . než. 100 km, který obihá v cřimé 2 * Nwcidu 0 P™"1*™ P4"™ od plam ■. Oba měsíce maji velmi šLnlaT' ******** ■ wkm "V- ^ - , "^^^aexcenmciudtahvNeteidvie 0,75, < ie vůbec nejvem známá excentheita planetárních měsíců 7.15. Pluto 1 luto je nejvzdálenější planetou slijnecni soustavy sc střední vzdálenosti >,518 astronomických jednotek,což je 5940.10« km. Siderickádrjtet oběhu je 24H 1 okú. Výstřednost jeho dráhy je největši vůbec, pokud se týče drah planet, 0,2 [9 .1 sklon dráhy je 17 15. Proto se dostává Pluto bliže ke Slvmd v p Ncpiím. Avšak gravitační poruchy nedovolují vzájemné přiblíženi těchto dvou plane 1 na vzdálenost menší než 18 astronomických jednotek, a to vytacnje možnost srážky. V infračerveném oboru srdttra Pluta byly zjištěny anomálie v retanvnim průběhu albeda, svědčíc! o přítomnosti metanu. Povrch ^"l™^.^ je zřejmě pokryt zmrzlými plyny. Průměrná povrchová qta * pohybuj 50 K. Proto nelze očekával, že In mči néi.ikou atmosféru, nehol veškery ,,|v„ bude ve ťotmč Jedu Přitom t..... uhlíkově a MB** ncl.... .. ^ 7 Vestarší htoraluře nalezne čtenář zmínku o lom. že Plulo, piave lak jako \YPUjtl bvl nalezen n.t základě poruch Jráhv Uranu. SkttWČOdrt je -.sak poněkud jinsi Neptun zdan/ivé nevvsvětlil plně poruchy v draze 1'ranu, a proto bylo hledáno dalš; rušivě réJeso - devátá planeta. Vypočtené pozice hypoiencke planety hyly ,:K,:,X, neurčuj. Teprve v roce 1930, C. Tomhmgh nalezl Pluta nedaleko místa určeného Lowellcm. Z novějšího rozboru poruch planet se však dospělo k závěru, že planeta Plut., nemohla způsobil sJátúivc p -ruchy dráhy CJranu. rombaughúvobjev byl Vc sktiuvnosti véd Srasmé oánodý ■ podmfaťn především tím, že Plato < té době hv) pobliic ekliptiky. Jedinou planetou oblevenou / rozboru rušivých si] zůstává poUzc Neptán. 7.16. Planetky - asteroidy (planetoidy) Vzdálenost mezi Marsem a Jupiterem je tak velká, le jij Kepler předpokládá! mezi těmito dvěma planetami nějako další tehdy ještě neznámé tíleao, Vr. 1801 skutečné Piazzi náhodně objevil malou planetku, která má jméno Cerca, V průběhu devatenáctého století následovaly objevy dalších ch planetek. Do poloviny 19. století jich bylo známo Šestnáct. Rozvojem fotografických metod počet objevů rychle rostl a do dnešní doby bylo zaregistrován přibližně 5000 těchto těles, které se souborně označují názvem asteroidy nebo pl tetoidy. Necelých 2 100 se známými drahami jsou označeny čísl} ;i jm Na fotografických snímcích pořízených velkou Schmidtovou komorou ľalomaru se nalezlo v poli rozměru 125 x 18 až 2000 asteroid. Rcgisir.i. • i i vých těles, zejména velmi malých, není prakticky možná. Věnuje sc proti nost zajíma- vým případům. Odhaduje se, že okolo 45 000 malých planetek by bylo možno zachytit dnešními přístroji, avšak jejich počet b'.'de patrně ještě ětší. Dráhy asteroid jsou převážně mezi Marsem a Jupiterem, avšak jsou zde výjimky. Tak např. dráhy planetek Anteros a Hidalgo mají excentricity větši než 0,6 a první z nich má períhel v blízkosti dráhy Merkura, druhá se přibližuje až k dráze Saturna. Hidalgo mi též velký sklon dráhy (43°). Nejblíže Zemi se dostávají některé planetky jako např. Eros (0,15 AU), Amor (0,1 AU) a Hermes (0,004 AU). Dráhy některých planetek nejsou příliš odír ' " podoi sistuje jistá yýVO)ová souvS*^-?^-* ^ i Ptavdi-clenu sluneční soustavy l^uvyni skupinami těchto Rozborem drah planetek se ziLstiío že oběht, u jednoduchý zlomek doby' oteLTi™ ^ pHpady- kd? dobi nom i I -stem a pozdě, na základě bohatšího materiálu KhHÍ? benv 1 ivynu ucinky Jupitera na dráhy asteroid. Mechanismus je oMobnv jako t 11 umová prstence. Určitou výjimkou je zde skupina čtrnácti planetek -Trója: nesou všechny jména hrdinů trojských vilek), které jsou v libračnich bodech L, a Lh systému Jupiter-Slunce. Tyto planetky opisují jakési neuzavřené dráhy . > u řádné soustavě, která se otáčí společně s Jupiterem. Úhtová vzdálenost libračnich center U a L5, jak známo, je 60° a nejmena vzdálenost Trojanů od Jupitera je 24° (počítáno ze Slunce). Diky jistému výběrovému efektu v elementech drah tvoři planetky piny. Podle některých badatelů je těchto skupin vfce «^r^' J*** rých sc jednothvé planetky ^^Z^S^ tzv. rodin asteroid má P°^°^^T^«^« známa planetka, která by měla skkm dráhy i~W grádní pohyb. kte-řada není retro- Pfta vclke mnozsivi techro .Oles nebu* ^'k»va '"'M,'"" "« ".r, , ľt„„ „ttcc miiJú -i nciuisnŕjsl planetky. t,-,., hmoinosi, A-mc W-Kmoii „IcoicWn" . . - . . . ■ j -.„inrilllUT IIUI klll .1/ i-'l'Km t W .11III | s,, i, »ou o.-,, hve/dne macmnnis. m.m r*""* „,k„,,k., L,„ , ..... bv nasvědčovaly rvc/ileišľ lOMO. I ľ' neikv je stejný Jako wnVed Mariovi měsíce ľhoho-c. mr u malých tän není pWmsnnfc., a*b(H |*ou panenti bnotty Neprav/dcJný n veíké útvary ma kterém ;íž múze, avšak nutné a vcíké Útvar? ma/l při vzniku -na/iu ZJTUJOlIOUJ ivar koule. Kritický r,,/,,,,,. j, nemusí dtrjíl k loiniov.uu koule, pin husi,,,,! 3000kg m ic približné >iX>km. Většina asteroid ma rozmery podtaunč menší. Albedo téchtu lélcs je V průměru ma/e, avšak ťotoniciricku a ipektn.niet,Kkt měřeni nasvědčují lomu, že i po stránce fyzikálni bude nutno dělit asteroidy „' několik skupin. Bližší asteroidy ma/i podstatné i>Jlišnou barvu měřenou v systému /,'-)■ n. planetky pohybující sc ve větších vzdálenostech. Není vyloučeno, že je !u Zplll(1' beno ztnrzíými plyny, které pokrývají povrch vzdálenějších těles. í mezi vc/fcvmi asteroidami tsou rozdíly. Ceres má albedo jako .Měsíc ^.o i(1 kdežto Pallas přibMnč jako Mars (0,16), naproti tomu Vesta mi albedo nor • vysoké (0,4). ■ ' riu' Polarizační studie asteroidů prokázaly, že u některých plunt-tc-k je tupen do] ■ zacc v závislosti na fázovém úhlu přibližné stejný jako u některých měsíčních utv^' a Merkura. útvaru 7.17. Komety Komety patři a patřily mezi tělesa, která budi pózo; iž od nej-starších dob v historii lidstva. O Halleyově kometě nalézáme záznam ve starých čiriských zápisech. Podstata komet zůstávala ovšem po celá stalet i sl i /výklady o jejich původu či složení byly právě tak fantastické jako různorodé. Teprve v 16. století se dokonalejší pozorovací technikou u některých jasných komet získaly podklady. Tycho Brahe vlasmím, velmi přesným metením a ve spolupráci s českým hvězdářem Tadeášem Hájkem z Hájku zjistil, žc jedna z nej-jasnéjších komet 16. století neměla měřitelnou paralaxu, a že se tedy nutně pohybovala ve větší vzdálenosti od Země, než je Měsíc. Halley se pokusil počítat dráhy komet, které byly pozorovány v letech 1531 a 1607, a zjistil, že se obč komety pohybují kolem Slunce po stejných drahách. Došel tak k závěru, že jde o jedno a totéž S04 Halley předpoví >. P^l™w~ M>1nu,., ^n.*,, J':^... ie znaní.. phhi;*_. ^°>*Ui v, v pne- ľ-" známo přibij ,v,i.iu' ,,aPr s Planetk Cli/ko-ti sl"»ev, kde sľvl V^ht>v k* ^"rL^ '« wiľ ÍžstviplvnuamuZť,;^em,Vv^ ■ ,. l-llO ládra byly by 'éinc-ř mdn, "Pít, ern k kí, •or... ^.ckoiucs n„v;„i vdllh. '''t.ftik| % ''n.,, nusi bv, dostateční *"4^.>*'« d^ „nieiant.cli 1 epťit t Oostateŕnfi ""lepí '""H/k/ ^™u» ,* . 1 rah v Prostoru „.I ^ musl' c^« « Dita, ? m"si by, a Vjlio počtu bylo nalCZĽn(,Ľnih"Jnta)cnv 00 konce 18, stoletj by]() v mnoha případech to však byteS** elmi "uacc I / '^•aam, étsu atea .5VC:- P>*)t..vir.l ,0.-tole.t - 1 :vvorov.m]lz^.^'elevo . L roku 1974 přes 600 komet Síft p'- '; ^1 Celk........^^l^odSt^WpíS .urätýchteoreuckýchpw^te^^; tevu. 1 coi encke pracc van WiKtrk— e * postave pa řl 10'" až 10" komet i odhadv. je zři jmé žc počet pozorov^ j -T« M ,., sxemené hrubě ^„Véno je). nuiozsK,. ■ KOmei'c ^ nepatrň Moníkem Ted- Rada - trů se zabývala statistickým s i V komet liž dráhy nejsoupřiliš odlišné'ľdľľ ,dr4ho"ch clcmcl"ľ knmti. Bnpných i - argumenty perihelu i sklonv Zt ''sc ukiza1"'ic JcUt>' * Ksrifc I -lenosti přisláni ukazu,e Íľn ^T ľ? ^ perihelu 11 jedné astronomické edu h^ S f ,• i„ ,u„„ „r , . , 'cuaol«. Neru to hodnota reálna, ale ic sune ovlivněn , cm, protože komety se nejčastěji pozoruji prive v bUzteu ^ ytuji vzdalenosu přisluni mezi 0,005 až 5,5 astronomické yetnoikv. . rozdělit podle jejich drah do 4 navzájem odlišných skupin. Do prvni ■ rty komety s krátkorÄricdickýrni eUpucky-mi drahami ;do oběžné doby i1 let). Druhou skupinu tvoří komety ououhoperiodické, jejichž dráhy jsou zn;; protáhlé elipsy s výstfedností blízkou jedné. Do třetí, nejrjocemijši skupiny - řadi komety, pro něž byly rwčltány pouze parabolické dráhy. Přesně parabolická dráha se prakticky nemůže vyskytovat, takže kdyby se mohly rAsnč určit drah v těchto těles, vyšla by excentricita ponékud «JJf^*£; zařadtt do skupiny druhé nebo čtvrté, kam patři■ Jinak se v Komet' patři vše. Zdiauu civ• sisuLiiny uiuiii ilwuu --r- . boltckými. Zcela odlišnou,do periodická kometa Schwassmannova-Wacima^o^ . ^^^^.y. Lntxicttu 0,13, takže není pHi* <*j££^^ Wachmannovy komety 1 leží ve vzdalenosu V, ™» ^ od Slunce. Dráha této komety je zcelavy^-^™^ mi nu kiiuu |iutw 0,14 mek, v■oKí.-i.í »39 tmíiwtioeliciti , 1>rari-v komei isou promcnnč, podléhat! nékdv I dosti velkým /.ménim. Vlivem MaWtucniho působeni planet, především Jupiicia. nasiai.111 peiun-hac- drah. , ak napr. u známé periodické komety Brooks 2 /působil., přiblíženi k Jupiteru v ruee 18S6 změnu periody z i" na 7 let. Jinvm taftovým přikladeni ic už zmíněná konici;, 1948 (Mr. 7.1». Draha Halleyovy komety v letech l«10—IsWo promítnutá do roviny drahý /.einé. Oierma, která měla do roku 1936 periodu 18 Jet. Když se přiblížila k Jupiteru, fo£ oběžná doba se zkrátila na 8 let a dalši přiblíženi k Jupiteru, ktere: nastalo v roce 1963, prodloužilo její periodu na 19 roků. Gravitační působeni [upitém ic- u některých komet také příčinou jejich hyperbolickvc li drah nebo nu druhé straně je odpovědné za zmenšeni exccnincity jupiterovýmrušivým pú včtluje vzmk tzv. Jupiterovy rodiny komet. Celkem 38 krátkoperiodicitých komet má vzdáJenosii odsluní v blízkosti dráhy Jupiteri fsou to kom l aými drahami kratšími než přibližně Ji' ruku. Podobnou skupinu kornel i i rušivým působením i Saturn. '1'zv. Saturnova rodina má nyní 6 členu dobami 10 až 20 let. Někdy se uvádí i Uranová rodina 5 k< unci • 10 rt iku;, Neptunova rodina (5 komet s periodami lo až 100 roků lna irans- neptunická '2 komety s periodami většími než 100 lei \ | ■nlchlivč rozhodnout, zda se dráhy těchto komet skuicčn. ui\.i:c!\ \ působení Saturna, Uranu a Neptuna. Pro některé astronomy jsou dl i > li komet s jeíté většími oběžnými dobami popudem k úvahám i. možné exisit nci icstě dalších planet, které v sluneční soustavě obíhají za Plutem. |c vsak třeba hned poznamenat, žc podle jiných odborníků jedině rodina Jupiterova je reálná. Označování komet podle tradiční úmluvy kodihkované Mezinárodni astronomickou unii se provádí tak, že se kometa označí předběžným letopočtem, ve kterém byla nalézaná (nebo znovunalezená, pokud se jedná o periodickou kometu již dřivé vW1" ,; ,\t..dé\kya/ 10 Vm a sVV^M\v.,^,„,„„,, «kOs,tllC rnřt prachu a plyna v tuncslěhive^ tf v>v.. ( Pik-Ui Vomety během wä» ptuchodii' mcUV P1 'korneiy.taetistpoveW Jfipadu v čiš. komety, klCri•Ä^ÄÍEľ' Sos- h i -M • není kom^^ľ^^teítvľ ľ*** ■ •Hpadech „ *.ľ'2ľ?V'kle ^ helt. k kou vzdáleností opi, jas £2 SZ? 11 s ruMŮUCi lenostech slábne a ma 0 clS0 ,T ľ !ľľľ 3 ^ * mizí. uacnylky od tohoto typického prubíhu ísou prede om, ze ne vidy se vyvine chvost a úbvtd jasu oo perihelu není zcela lyme istem jasu před perihelem. N'ékdy dochází i k rozpadu komet naslce těle námy i případy, že kometa se prakticky rozplynula jehe predtto, než dosái. iíslunl. Koni nezáří jen odrazeným slunečním světlem, a proto změnu jejich jasu sheli Mckou vzdálenosti lze popsat přibližně vztahem / = W-'r-, P-"1) kde I geocentrická komety Pro 1 = r 1. ^'^^0^ kometv ubývá rychleji než se ^J^r^^togd+2^» logr, nitudách platí proto přibližné m**^^" kde tito je tzv absolutmmagmtudal^v^ : jasu mag- ^^spoleřněto 506 /'nWŕj 7.13 Modrí lypkttU i.,,,,,, . , 1 )idra •loleni: prachové C4»ncr H.íl IlJ.ho cúsuct), tlak mairŕike .'iici.t molekul, non iik.k kuly uvriícnr .i.l .* ptúmir jidra............... . . 10» UM hm limtitno,t uJt.j 10' i ' kg JllnuAni um. Oj r*>* .„„/ovane molekulv * ^er.íi Sll*nc» al ľ* p|1|di.'i-hsek..mc1a^,^< , . .on I e, Ni. Iš. t |. u., .?laleni J* komety, kic-rú pflp^" v ^ ,,„„,,,vane molekuly <;0 Vlastně pívds,,ťl;)i •a/;n''U'^lľ>r?";"^''rU';' h chvostu koma nenľ^ýml^P^t >tovaných molekul kom„v se £S, Pozorované molekuly ne,v,u ct Vznikail ne,sP|šcíolodiS(tó2<' n,dlc schémat, ^ ^ - kdeABt ^'^''"^^kulanepo, dek fotodisoctace, t, molekula, která ,c J!^***** fttt Konečně i tato molekula AB se v zárwem 1 v 1 Hlavni složkou ,ádra komci však ,e zřeimé 11 o n v mOL, -litů numo zemskou atmosféru . -♦„' ' ''"h'',WJ P0I0W*a Sluně .■ idy jasných komet. Podobné sféra OH Atomický vodík a hydra pod ABC rozmetech srovnatelných s vtUiovti Í0. jištěna i vdm, ^ ^ ^ •' UH v knmet«sh tíeimí vzniká divocnc. .OH -H Inten . 11i ..halového vodíkového oblaku v čáře Iv* naznačuje, ie produkce H .0 jádra <■ komety musí být nejméně 1033 molekul s ■, kdežto u ostatních materských molekul bude nejméně o dva až tři řády menši, ratomnost sloiitřišich molekul dokázána radioastronomicky v kometách Bradheld a Kohoutek v toče 1974. ■ 'ti to HCN a CH3CN. Jde zřejmí o mateřské molekuly jednodušších sloučenin < \ ■ Je možné, že v budoucnu radioasttonomickýrni metodami budou obleveny i dalši složitější molekuly, které nezáří viditelným světlem. Molekulární pásy typickí. tj. pohlcením mo,u,i................. . , 7ifem voo»o« vém rozsahu. Vodíková čára Ly* je •nfT^^^Ä atmosféry komety je vlastní rozptyl ^^l^u, „jtnen. potaxi-Pokud se týče prachové složky, 1« z ^S^^říieleto:-zace světla komet, soudit, že jde o rozptylImmV ^. ^ ie kého charakteru, Poíorovámkometvmrníervene i ■>»:.■ li Ji);m ,c Týxxuxii emise, kterou raatrto pfiuwttxlii emisi teplých pních ,4vi)l s.lsríL složených převážně / křemiutunu. NVni bez BVUVM WMi. íe podoba) chátraje. ter ji;n.,Ocueneli<> spektra maji , c&taka prachu Indem n.:-kinuh hvězd. Chvost kunicly re ionizovaný plyn a jeho kinematické vlastnosti jsou závisle „., slunečním ivu ii .1 intenzitě slunečního zářeni. Proto lze očekával, }.c změny v zářeni Obr. 7.20. Typy kometirnich chvostu podle Orlovj. Sipkv vyznačím tmer ke Slunci Sluacea slunečním vetru, vyvolané sluneční činnosti, ni.iii i vliv na ryt 'iiunv ve vzhledu a jasu komety. Avšak dosavadní p BOJ ''.ani neuk.. ■ iunoU sounslost mezi temno ievv V každém případe vsak studium i 1 hvostů komet dává jisté představy o procesech v mcziplanci irni Kometánii chvosty se dělí podle vzhledu na tři základni r rhl Bre> dichin a doplnil později Orlov. Jejich tvar závisí na veliko iiiěřu- jíd od Slunce a zpúsobujid zrychleni částic neutrálních moli ..mvch molekul nebo částic prachu, a kterou možno vyjádřil hodnotoi i yravi- tacnibozrychleni vyvolaného Sluncem vdané heliocentrické vzdáleni \ ouč.isné dobé se používá dělení kometárních chvostů podle Orlova, kti nava štvři typy- lm - plynné chvosty přímého tvaru ve smeru prodlouženého průvodiče komety, skládají se z paprsků rychle slábnoucích se vzdálenosti od kómy, paprsky vycházejí z obálek hlavy, spektrum emisní, hodnota odpudivé sily 1 \- p te rádové IP, plynně chv tuji se v n hodnota odpud U'us,-'nii,nc-ya,.. >-e.„y ? přlrnč prachové cw 1 " i, sI*ki,u *nu I*>hvh,,i. chvostu a prodlouj ' ,, n°u ' uc. >*,s;7 .,, M v Pod dežitíjSiCh m.lckul. hxis(U). - miie-:- v principu všechny vycházejí » " ananiV UhZ wv .in,,,,,, který si ^^^^^^ýzm^ SL! ' N* ubsahem "PPWa mouelu. 1 Pouze mračnem me- [eoritu jelikož komety maji relativně velmi k ' nypotéz • i......!u ^ikopcnodickvchko^^ :1ov i • hypotézy založené na tzV OcJľ^ľ^K^I«^ v době v znik., sluneční s,nisiavv,TeveikvrW^?blakU k°met' PředP°^dá se, konden ivodnl sluneční mlhnSSÄľ!^^^^ j-ui.* i-Ml-m «ši„n,.. z-------... ,>'^bť Jráhv při pomnuti dráhu planetky typu Apollo rpodle Ceplech) Mtvtsca meteorů |mJy J.k,/ 11 vá velmi krátký ^huie iž. dcsliek «uWů° J*k. desítek minu, 1 ^y?^£*huU u •NVete.....:ké stopy, „k ' ^H^^ľ^ komb..v..cnim prnce M. ^ ^Äľ** V>L. proletem meteoru ,- ! p»*4f[|r, ''"'kati , žco-c^i.....^u^b^sa^«^ ^corů radarovými n**^£*« ■ ^.coru riuia.ovými -Při ľ"!lcl" "lťtemickéli,M vJ!juchu. které byly taf^T* JuknOUl a vytvoří vz.lu,,.,,,,. pojde-li však k jeho ,.mr/J.p'*> l0^u,es,udlum v,,,,v, dochází k rozpaclu'^Z?1 na,olik, h iei«itid ^s£;:s^ Studium tneteoi u pfc ^ laku pn ^■ * ^díli a ív,lltHV. ^ ích v rneziplanctiriump,^^ . vypiH □vé kde se meteorické stopy obievii;i"T ° "•"Mne* lemX'mKt: L 0 W«* fea- N« ^kla.lě ^néhonutaW^ drahý na kterém meteorsvtti,tj.0 5**,de9 lobu. K , -»nsou treba dvě pozorovadm^ poctu hclttvcenmcké dráhy se po«iivá ľjT zf4dtó 30 km až 70 v™. Pfi vv- planci h aha meicoru je charakterizován., ľ"00 ,ako pfl y^°bta drah / ľ, ..liekveh záznamu s,op ze ZZ«K ^ bodu o. dráze telesa v atntoS" Íľ n. umístěné před ^Sj^ffgg.^g t- Kiuu s praviaelnych intervalech expozia přetu- SujC Iky icdnothvych úseků přerušované stopy na srumku lze nejen stanovit rych tle 1 brzdicí účinek atmosféry. I ■ 1 c, že drtivá většina meteorů mi vzhledem ke Slunci rychlosti menši než únik 11 v 42 km s 1 ve vzdálenosti 1 AU od Slunce. Zdá se, že meteory s hy lolickými rychlostmi neexistuji, Jestliže nemají větší než parabolickou rych , pak maximální geocentrická rychlost ve meteorů je 30 -42 = 72kms->. Skul.- ně geocentrické rychlosti jsou poněkud vžtši, neboť na meteorické těleso pusoi., zemské gravitační pole a rychlost se kterou těleso vnikne do atmosféry, e ií = * . Ukms1, » «»' kde r1 je úniková rychlost z povrchu Zemí, ~ „^pavi- tací a jc kolmější k povrchu než dráha ptoodnL řrom pt» posunut k zenitu. „^W^to^ Při studiu čemosrisporadíckíchmeteora ^ 9tí P'vur Wedevitm je h. dooU ismcc ktera unuvisi š polohou po/um itok n.i /,..„„ ow. I 22 a 7.23). V ranních hodinách sc pozoruje pomerné vJoe meteorů ocz v h,,. dínJch večerních. Maximum frekvence « ranních hodinách n.i.i.o.i oa kattlém miste na Zemi, hez ohledu 11.1 10, v ráno iiasiava n u různých mísii-cli v mi/,,,,,, dOOlL \ VSvétJenl fe velnu ílJm.hIuvIi Rovina iuímníIio poledníku v rannicli !i Kli n.icli fe pnl'/i/ii;- rm nolxvua s okamžm ;;i wiiěreMi Zemí na icn Ji i/c kolem Slunce 0 Obr. 7.22. Dému Tiriaeepoeru poaorovanjřeh meteoru a icii vznik V levŕ ca iti obrázku iv tc-ncmi-Ôcky rritn""f*f' rú«t frekvence, n. poŕtt meteoru pozorovaných za hodinu v závislosti na čase. V ptavť uistí obrázku fe vysvetlená príčina zvyicne írekve.nc meicorú v ranních tlodináí h Vŕ-iti poíet meteorických částic vniki clo zemského ovz.tuíi zr smŕrii okamžitého pohybu Zeme, ij. z apexu. V té době jde Země meteorům vstříc, s opačne strany dopadají do atmosféry jen ty meteory, jejichž rychlost je vetší než rychlost Země a Zenu vlastní dohánějí. Kromě denní variace byla zjištěna ještě roční variace, projí • yšenim počtu meteorů koncem roku (listopad a prosinec). Hmotnost meteeri 1 .ho tělíska je malá a lze ji odhadnout z maximální jasností stopy. Jestliže m je zdánlivá hvězdná velikost meteoru, hmotnost telesa .1/ je dána prihl em log .li 0,3 0,1»/. f koj 7 18.1) Obvykle je hmotnost meteorů řádově 10 1 až 10 J kg, jen 1 dosahuje 1 kga velmi vzácně desítek a sta kg. 'lak napr. meteor 5™ má i DJJ3 kfc meteor nulté hvězdné velikosti jen 3. 10 1 kg a nejslabšl vidi m pouze 10-* kg. Odhaduje se, že na Zem spadne za den 5 . 10" g tne t co 11 iv, ovšem tento údaj je velmi nejistý. •Meteory záři ve výškách kolem 100 km nad zemským povrchem. Vzduchové častíce rozrušují povrch meteoroidu, takže se nárazy prudce zahřívá a rozpadá se. Odpařováním ztrád meteor rychle hmotu. Meteory uhasínali ve výši kolem 70 km, nělšlhoh.ly dosuhu)| Jtry « pru.iiě,,K.vv« "" nn, obloze. **«**> 'íanUvr,.^. í iÍ£. Bod nu obloze, odkud zuánltv souhvězdí, v němž fea radiim|U'*'yletu« r"i»vc melei,rv nové I .yrid\. srpnové Perseidy ľ Wau,CuK wcto,nctľ'ľ v ívvá "-»»•' 1*«« v místech, kde na starých -Sh^^Ä^ miiKry 1 Kvadrantu. V ub.T.ll km mimo ntaxirna a doby činnosti uveden-1'" šich . nentů je udána délka \ýsmnDihoTÍU!PWWl"ckití'thl itct Bernnger v Arizoně o pruméru 1,2 km. |d útvary, vzntkJé vŕtšinou dopadem CeJa o relativné m.il. hm tluin run). Velmi staré stopy po dopadech kosmických těles vetiich I možno dne* nalézt toliko na povrchu geologicky nejstarilch a ncjstabiln nin ,kvch Mrú, jakým je pŕedeviím velká část Kanady. Soustavným ■ . bylo zde od roku 1950 nalezeno celkem 15 impaktnlch útvarů o průméi i 100 km. Nctytdi z nkh je Sadbcrry a je současné ncjst.ir i Vznikl před 1,7 miliardou let. Neimhdíí kráter toho druhu (New Quebec) má průměr \ km a staří přibližné * Cl n é 31 i s •■. - ; f. ? * j Íri e - ť - 5 Í - S 3 a ''= f. ' ~ 7 ■< '•" c "> *' i- 3 S s - -i' i 9 -i ■ B £ e s 5, ■-j t R S • m ' '' ' í - 5 j 31 v 1 |i5 3 í] »» i 3 t* r* — ? p* ■ H -i *r *i ItSsHIíIitI u i '1 'I - Ti í-] _ _ fj _ 2 ^ M n « - - - y u ■j [> ^ u u a « C C "rtage a I 5 8 ll sít / milion lvi Z paffiácri iijn.iJ-.kicl] inj;i ikmi, k líh.jmi iu.ni icn &V& |m iiiiiii \rt , 1(1 km a patmi jen iv vznik/v JojMdcm malé piane: ky Jeden / iict.i.iim. fa .1 pi ,n-,|, podobní netrozsili/eišicii kráteru VC Mrv.iní Iívropé je ofalaM Nořtilititicr Rics v n ■ nim .Nemecku Bavorsku), /ak uka/al uc.l.iwiv prozkum nic 0 impakuii úlvur o průměru JS km, tehož m.iii m odhaduje 11.1 l.lo 10' lei .0- období Irciilim-) V'zniki zrejmí dopadem obrovského meteoritu neh -1.1 Ira komety a neal vyloučeno, že současně vzniklo 1 rozsáhlé pole iticieoiickwh skel - tt-ktii.i, tzv vltavínu m.'IJavitu v itžnie.'i Oeehaeh. Sttíky 1 nicicontv isoii nadenmm po.-adku. Kolizi s planetkou ,1 ládrem komotv zažila Zemi itž mnohokráte. Nejlépe prostudovaná n.l.ilosi tohoto druhu je ttm-euzsky dopad kosmického objektu z roku \WS. NcipíeJnčiší svčiový znalec tun-iruzskcho kozmického impaktt.-. - •-,vida Krmov, nedávno shi nul v vsU-.lj , padesátiletého studia tohoto icvu .ši/,' o jadro velmi male komety o hmotnosti jednoho miliónu tun, jež vstoupilo rychlosti -s až 5.» km s po ! rel.unně malým uhlem k zemskému povn.hu do atmosféry, kile icšté před dopadem explodovalo. Ničivé účinky imnaktu se projevily na ploše 16 tW km , a uvolnená energie byla stotisíckrát meníinei kolik by se uvolnilopři dopadu male planetky. Rozsah ničivých následku závisí zŕeimé neien na energii uvolnene při d ipadti.ale • na tom. zda jdc o velmi křehké jádro komety či pevnéjíl planeioidu a konečné 1 na t laatanttcch, terénu a tih/u dopadu. Větší planetka by měla kinetickou encrjiii přibližně 1 |o | U. energie, kierá by ohřála vody všech oceánu o I K nebo uvedla do \.n , 1 Sm.-J,, zemni more. 7y 10 energie >c zJjii "krov ske a posuzováno lidskvnn měřítky obrov-ské i>ou. O ničivém učinku dopadu nemůže Im pochyb. kl„,...šv. Kozocicu ,n, „^...■./■•idc.,,.^,. .y^ spek,hJ Rozdelení 7.19. Zodiakáhň (vrtlo Podél ekliptiky lze pozorovat za pŕiznivýc!i okolnosti zvýšený jas rjočni oblohy, který se rarústajid ddiptikálnl délkou od s.ua i, ,n,, jev se váže na ekhpu'kálni souhvězdí - zvířetník - tna název , j,„ /0- diadttálni světlo. V rovníkových krajinách je pozorovatclnv p . mec nad zápxtním obzorem a ráno na východe, než zanikne v rozptýlcnéi , v jícího Slunce. \" zeměpisných Mrkách střední Evrop) je I liclný na **P*lnha obzoru večer v dobé jarní rovnodennosti, kdy při z unce má ekliptika vrtil sklon k obzoru než nebeský rovník. Amlogick) :,irnnl rovnodennosti jc situace příznivá pro východní obzor v ranní , h. Tvar zodúkálDiho světla lze popsat jako světelný kužel s širokou zákla í obzoran a s vrcholem v úhlové vzdálenosti-elongaci-90 a 100 od Slutu i-réjcctviea v dobé pozorování pod obzoran). Jde o jediný přímý pozorovatcln v úl uzpůsobený rnezjp/anctirriim prachem, na kterém sc rozptyluje sluneční • .. Ploiný jas v C!°°fd 35 »ep«Waaí 1000 S, (10) (ekvivalent jasu 1000 hvězd 10 mr na ČTverecnl stupen), to odpovídá přibližné 10 1' plošného jasu středu slunečního m ncou,-K i 1 rit SkuicciioM, žc maxima , a M'»fcoi, i? v hbrač m ľí,",inr*™im prith.ktcr,i,.A(- '"Jiakain i >"T" S'UnCC karmuuTa Skutečnost, že maxim, ,as, bodu, plyne z fázoví i,lnk dopředu, t, v puv,,i!llmsm.ru^ * U . cm, 5Ä^3Kí „alézt jakvsi most mez., zcoiakálT^ uhlu 90'-12B* P^ľí.^** r-......r-*—* nalézt j 1 ";- »ami.n(.;;;i:rpt7ktnapf°^lulDDylDveh S^- ''^^luvivlaľ^^P^praehovázrna.aíe i ikálnl světit, je piiní.kud ^2^^*"^*^*«^ Fraucn plane tronu. [0X061 pobyl drahá Nejp 10 11 cl :l Í« poněkud čcrvenřiší r™Pr>'l«iého slunečního -v čar v s:unc0niho k eDf^. na ic barva Slunce. Mimoto 'rachu. Pokud by hvl « i My 1 *° [rapt>'iu v mezi-' ^'sledku icichn ľ ^1U,'C,lmpr0Slřediln obla^olných elek- / Donľl«Z ľ n rychbsU byly sPetoáini dokiznale / ^PPl^POSttVU nerozmazaných čar lze odhadnom i celkový, hovych íásuc kolem Slunce a ukázalo se, že putuji po keplerovských i m směru, tedy v tomtéž směru jako planety, podobněji! rozměry prachových částic v zoatakálrdm svetle jsou až 1U 1 cm a iciich prostorová hustota v okolí dráhy Země je přibližně 111 meziplanetárního prostoru čili 10 čásúc km K Vzhledem k tomu, že na tak n částice púsobi tlak slunečního zářeni (Poyntingúv-Robensonúv efekt), zodial Hm světlo, pokud to neni jev dočasný, musí být neustále doplňováno z nijakého zdroje. Rozpad komet zřejmě nestaä. Proto byly vysloveny domněnky, ie prach., c částice jsou neustále dodávány srážkami malých ptoet. Avšak ant temo '-U........"Planetárního prachu neni ^^*^Ts^ ,dat i v kondenzaci cdilazenych útržků plynu vyvrže, Otázka původu zoc nutno hledat i v kondenzaci ochlazený* únikí „diakálnlho svetla není dosud uspokojí vysvětlena. 51» 7-20. Vznik sluneční soustavy V/nifc sluncčtl ni soustavy ic nesporně rednou z nc|vv/n minéisich otá nojjnroe, iícl dosud neusr«.koiivě mzřešenyvh. ľndmbitj výäet t hodnoceni leJn.H.nvch. rfdccfcy podlo fenj t h. teorii bj přesahoval edaleks rámce nck kapitoly. ;ijc ííen uho upttofy, ale cele! knihy. Proto je výklad omezen fen m radu mi očných poznánuk Důícájtd skutočnosti, (uxi'd nrusl [eork vzniku sluneční eoujmv) rešpektom,, ,aou: ' I Drahy planet imiu téměř kruhové, leží leniéř v ledm- rovině, smysl pohvhu planet kolem Slunce te sre,ný a souhlasí se smyslem rotace Slunce samotného -. Velke poloosy ,1 drah planet včetně větších planetek i vvhovuil prihli,,,,-. manu (7.20.11 kde a,, t AU, v 1,K5 a n je porarJm c číslo planety volené tak, že pro Zenu \cn = 0, Merkur 2, \'enuši I.Mar* 1 atd. Tento v/tah se olsvvkle oznaěuie tako litiusovj-Ji,Klcova řad i 3. Většina přirozeních satelitu plane: se polnhute kolem mateřské planet v málo výstředných drahách Sklony těchto druh vzhledem k rovině ekliptikv i většinou male. -í. Planety ve vnitřní ohlasu soustavě Alcrkur. Vcntisc. / iiič-AUmc. Mars i nnaii větší hustoiu a ohsahuii převážné léžke prvky. Tím se liší od Slunce. Naproti tomu vnéjií planety mají nízkou hustotu a relativní zastoupeni prvků je přibližné stejné jako na Slunci. Planety podobné Zemi maji málo přirozených satelitu celkem rfi - Zemi (eden, Mars dva) a rotuji pomalu VnrjSi planety rotuji rychle a maji velký počet vatclitu. 5. Stance predstavuje 99.S7 veškeré hmoty sluneční sousiaw, avšak jen Tttulka 7.1 S Tlak vodíku, čpavku, mela n u a pumér sodíku k uhlíku u.i i ■ dvou mrik'iľh.' ' l'"ďi- i lvu iij i Obiek; Ml < ii ii C I0>m Pt 10- m Pt 10 m Pa ---1 lufiícr 75 i 15 l-'±5 50 at 15 • hni Sľ." Otm 75 ± Jo 2±\ 60 i 1. "1 : VI0 450 ±100 2,i 10 100 Neptun 450 ±100 10' 100 ŕ* j'i 10 s . Tiun J±2.5 200 H..i- is 50 Tnton Slmtce .' ľmi ± wo V tabulce kkciu zahučeny pnmeti CtH„ CM, .. l'H„ jejich! reUtivni .......1, ic /aum uríen afi* "■ sdkovci,,, riii obsahuji pouze u.n^ n,l> hvh„ podstatný podíl prIt,ail." ^kt*,. , " *,„ soust m Procesem, k, > Pod , * Ni • VUoetv,^ i ncisiai , /„au,, , ,'^yísu,,, 1 'V , .*« '••-* - rozdelenľľ^^'Hmv5^'-^ >C/'"í"......- vzniklému zárodku k , l*P>'» ale i otkáni ši "nS ku,, p>.....■.......-^^^.^Z^^i^^ poměrně běžný t^řipad Vy *»Po« v^S? W?? ,E ™>"> P Anomalni r,v ; ^ ráSjí ***** ""eni rnnnii-n,.., . CLnl Gustavi |S,„, .i sluneční i mezi ktervmi )e italeii. Tento rozdlVrned porn Anomalni rozloírnt „. .. . , /Lni mí>meniu Ww -"—"soustav mlhovina byla ionizován, , ™^^Aitniuv, M Většina hvězd, o l^Zg** ^ -; u,, žc puvoJni ^ 0, B n.i hlavni poslounn^h- lc>u"u "lahu • r'.....Sííľ^^^^ -urými hvězdnými oh^T^ *** '' hvězd i izolovaný systim í»iJt1"nev^Hiri'^"''^ '"-T m. žádin du^prlír^ 11 ^^hvezdlZÄ^f N-* v současné době V určilcm období po vzniku bií H , ZPomalováIii"tacezreimč období před dosařenim hlavni ^ " UVědoml' žc vzmki|id PC na o/s■ihlŕm ľ , p0sl0UPnMti ^amii spektrum-svltivost 11 /im r n !f . onvektivnimt proudy. J50u to proudy toruzované 'L ,1,JUn kt<;r.C nutne stvoří magnetická pole. Tato pile isou zamrzlá do současné absorbují část celkové pohybové energie hvězdy, tedy . imck energie „ukryté" v rotaci smršťující se hvězdy. Tím se část momentu Jo vnějších oblasti prvotní mlhoviny, která ještě těsní obepíná h i je vlastně její součástí. Vlastni rotace hvězdy se zpomaluje, ale moment Ir. stí obklopující mlhoviny zůstává stejný nebo se zvyšuje. V současné době 1. . lunečni rovník rychlosti 2 km s Kdyby však Slunce mílo moment hyb- . . ____i_,____*• t___t, i ■! nnb v,n Iwl na ít.inpčním rovníku nu s hv ie i u ,i k nVeklÍVnÍmi Pr°^' i50u t0 P'oudy .oiúzované Ir izmatu, kterc nutne vytvoří magnetická pole. Tato pile isou zamrzlá do p; i hmoty a současně absorbuji část celkové pohybové energie hvězdy, tedy ii lumek energie „ukryté" v rotaci smršťující se hvizdy. Tím se část momentu b i přenáší do vnějších oblastí prvotní mlhoviny, která ještě tísní obepíná h i je vlastně její součástí. Vlastni rotace hvězdy se zpomaluje, ale moment r. stí obklopující mlhoviny zůstává stejný nebo se zvyšuje. V současné době i. . lunečni rovník rychlosti 2 km s Kdyby však Slunce mílo moment hyb-,„ , m natclný s momentem hybnosti Jupitera, pak by ř«>d tia slunečnhn mvuiku po pi-valrychtedpfioli^ c„ Mladé hvězdy skuteční rotuji ^S-J"J^ÍX^ hvězda je silní zploStě* a ^^^^S^, cestou do okolní mlhoviny ^^^^^,^^^0^ Mty v piynném *N*ÄÍ nouci mlhovmy na zarodí lednothvýchvetst 521 -Moment h\piniv;i pi,,i,,hvězda z diferenciální rotace í'.alavie. Gfatioc v oboUtu bíSr kc jiaiakiKíit-mit centra iii-iii ihlu poarupnou tycWpBt, net částice od .galaktického centra wdiJciičiši [esiliže polomŕe piotolivčzdiielH' ohlaku ve I zdalcnosii Ml Kpc od centra Galaxie ic na počátku koiiuakcc u.l pc - 1 Hl'- m a /achovávj-li ve momeni hybnosti, pak po smršiŕnl oblaku na polomer Slunce. N ~ 10" m bude perioda jeho rotace J hodiny. 0 1 4 S 6 íth.T.ĽS llruliclci- irnčiii ľni,, •ovy-Bodcov, rady ľlní vvtaiciu iarj vyhovuje vauhu logu >i log | ,hs, koc n je cele í»Jo. vviadŕuuci poradí planctv 11 p MU WdilcnoM u ie vyjádřena v jicronomickych jednotkách Pl.invu S'cpiun a Pluto povu/uli /.i dwfrjpia, nery, a proto pro ohč pian n o Hody vv/naéuii akuteenou triedni hodnotu lota. J tou i une lormulace Tltiusovy. -BckIľovv tady, např. a 0,4 o i _■>. kde pro Merkur ie h i iV'enutc n 0; Zeme n l.....). Podle dosavadních predstav o v/niku hvězd v asociacích l/c predpokladal, >c i Slunce bylo členem podobné, dne* víak již divno rozpa llt h č/dne skupiny, i-zniklé smrštěním mezihvězdného oblaku 0 hmotnosii [0 I í 1 ■■■/■A: i-znikly z jednotlivých zhušiénm protohvě/d l oblaku. pro llníni Jeansova podmínka gravitační ncsubiliis (iz kap 5.13 .V t byli splnená, nesmi hýt polomer proi«hvč/d> vétši nei dvojni il R horoo-cenní plynné koule daný vztahem M/i T ' R 4. 10 7.20.2) kde T je teplota plynu, M hmotnost koule, <• střední mok nosí ľro protohvézdu o hmotnosti Slunce .1/ 2 . 10'" ke a pri tep 10 R je R •-• \f> ■ I011 m — 0,05 pc. Hustota takové proiohvčzdy ic 11 , tedy je to bustou prachopiynové mlhoviny, jakou je napr. známá mlho n icmu Postupným smršťováním protohvézdy vzniklo vlasmi Slunt opone sluneční mlhovinou, ze které dále vznikala icdnotlivá télesa sluneční tavy. Mini-málni bustou progravitačnc" ncsiabilni oblak protoplanciy planu imalu ,/cktcré by v/niklu planej „ , |0 " k!', m '. Ahv v.-.ľ"°""N, I Slunce, mUS1 jEho hus,,,,^,^^!;,. k :" aaaa <'va, " """lny 2Í? i lov 4 10... RUm "V'vyct, „1 kde r ie heliocentrická plyw minimálni huM.'/.'-^M Vvrt, lke» (tra a H 111 ■ k„n "•' ,ll"K'ksJlad'srla ..... r-"-'-'-"'-puvo.|.lUl.,n'r"-""i hus, ^slutt,. I, skutečno /e „,,,„ ^^íileÄ^*^ lithia než Slunci na časně a od c/ Slunce. (>Kall>«hsahu)i „a SvWéi i 1 'saiecn |aA. , ., '■ s'«neĽ,..„„ . m>™icakc X ''-""ku M,,„. .Ľn'-r-inV,h, soustavy Lj, patmi neuplynulo vie* než T'Z^ « ílľ^^^s,, 111 Ct lva, trie slonp. dlĽ radi^kt ■ Je totiž, • s ^ vuitřnich plane, - ■ ■ '"^i ? me,«^' utěovini UM MS). 16» Ja » ^ ^^^^^ v ^'IT^ kutem stavu jako celek Tn mrv i Země a Ven. '""""^KMisie M^"'""^ lehké prvky, avSak teplota nchvl, wk y(' k ^ 2 '^otlivych kondenzátu Vn lanei v maji relatívni nedostatek ľ 1 ' Vdký vznik1^'cdek b>1 ••• .'mi těchto planet kon.W,, •■ * 'eho 4touceiún, které se zřejmě byla viik gJSg^^TbfWjS J prchaly,S 522" Ä planM vodik a ,eho ilou" »: i naopak dnes dominu,, v chemickém složení Jupitera, Sa- "- 1 VZtU1fíCb P'11""- Není bez zajímavostí, íe celkovi- obsah iczkych ■' I upiieru a Saiurnu )e srovnatelný (co do hmotnosti) s hmotností planet, /ctní nebo Venuše. Rozdil v chemickém složeni vníjšich planet možno tedy pí na vrub rozdíleni teploty a rychlostí chladnuti v původní mlhoviné. Toto je icn hrubý popis možných procesů počátku sluneční soustavy. Nicméně je ze původní Kantova a Laplaceova myšlenka o původu sluneční soustavy se ic, ovšem v pozminčné formí, i v moderních teoriích, i lačcnv proces napovldá,že vytvářeni planetárních systémů je přirozenou sou-čá • m.|chvizdy,i když snad r^uiividydojltkevznikuptetrxidorÄý^ /■ mladé hvězdv jsou obklopeny mlhovinatni patmi diskovitého tvíu^bylo /e mlade nvezoy jsou ^ a iniraterveny poza u ováno nejmeni v jednom případě (y r ^ oracViového oblaku Les ve spektrech některých hvizd v ,,llh „sn, blízkosti.Nelzete^^ existuji a že mohou být u mladých hvizd stave ^ při ť' mlh' čcnir run- pt ■ jako třejt obi J.ik se Aid, ,e témit jiMc, že mlhovina ofeklopuiiei mlade Slunce před 1.5 miliardami ,ct b.vJa pttKtfedim, M krerčm se zrodili' planety \'lasini pntef /rodu plaiu-i lufcož i význam ľitius-Bodeovv ŕadv ncm ujpokorlvj ohiasnčn. Asirometrická mařeni podle některých autorů dokazuji existenci lěles podohnveh planetám, obíhajících kolem hvězd. 1'řiniých důkazu je několik. / Ss známych hvězd ve slunečním okoli do vzdálenosti pěti parsek ie u dvoihvězd a o tvoři dva -vircmyo třech s/nzkach i ťcní.uni, » I Udaní Do vzdálenosti dvaceti paisvk je známo několik vel dvojhvězd Zda ve, že ilvoi h vězily Í*OU ninojiein éctiiěi.ii než hvěziiv le.inotlivé. řevtjize pr.iv.lěptidi)hnovt vzniku dvou vclkvch lělev je i.ik velká, pak neimené Meinč pravděpodobný je vznik hvězdy provázené velmi malými tělesv. Klaviekvni piikljjcm je BarnanJova hvězda o hmotnosti asi 0.1 .1/ s nejí ěi im fočniin \ I.,,, nim pohybem viz kapitola u « / nepravidelnosti vlastního pohybu van de Kamp a Dennison liž před Met než 2^ lety usoudili, že tato hvězda ie provázeni průvod-cem o hmotnosti i'.lMMš 1/ . tcJ* 1,5 hmot\ planety Jupitera. Jun přiklad je hx-rzda 61 tľvimi. která podle van de Kdlffipa ma průvodce s hutotiioMi 0,006 1/ obíhající kolem e en,'r .il.oi hvizdy jednou za \Jl lei 1' hvě/dv I.alande JIIHS sC n;i zaklade .istromemckid) měřeni předpokládá průvodce v hmotni"! i n.o| H s dobou oběhu přibližně N let. Všechny tyto prípad* >ľ ivk.ui toliko několika bli/kvch hvězd. I;dv nepr.ivtdel-nosti V icíich vlastním pdhybll jaotl rjistitelné a ie jisté, že průvodce s hmotnoatj menši než několik tisícin hmotnosti Slunce současnými, běžné itžlvaiiviru astronomickými metodimi nelze odkryt. Je nepravděpodobné, že by tyto příklady byly nétakoti vyiímkou ,i minu. počítat > tím, žc v náš/ GaJaxn ic obrovské mnu.Srví hvězd s planetárni potlobnvnti planetě Jupiter a patrně i planetami podobmmi nast /cnu Dlužno však poznamenat, že bvla \/nesena i kniika těchto předpokladu. Výše uvedené závěry o planetárních průvodcích blízkých Inězd isoo m. ,il,.ycnc nj dlouholetých astrometnekych měřeních, avšak rozptyl jednotlivých měřeni jc velký a směrodatná odchylka ic mnohem větší než hledanc periodické /tnénv ve vlastnim pohybu hvězdy. Ať již budoucí, mnohem přesnéiši. inéřeni potvrdí trj . .tlí dosavadní představy o malých neviditelných průvodcích hli/kwli hvězd té, žc "icdinělá. it. žc na p.nrné ' existenci u nich • ivida-i by byla aly vývoje Sl planetárni soustava, podobná rodině plane; Slunce, . . Hvězdy s planetami nepochybné existuji Můžeme i isi velikém počtu těchto téles existuje jistá forma života, i ' nikdy nebude možné pozorováním prokaz.u Pře . ; života v Galaxii by bylo spojení s inteligentními byl soustavách. Avšak pravděpodobnost, že existuje obydlen i iJd nebo dokonce vysU civilizaci, je velmi malá. Období ci . schopna komunikovat na mezihvězdné vzdálenosti, jc z hlcdj hvězdy na hlavní posloupnosti jen krátkou epizodou. 524 l ..auivki niucv \ii.1" ■ ■ a.. Antlu Ajmv Aquariua Aquila Ara Arici Auriga BiM>tes ( jiloi Carnelopardalit Canccr Canet vcnuucj Cann major Cann minot ( ornui < »peta < iuru> .ivLon mul unbo 11 Hcrcniccs .nu Auslralií ■ u i Burcalis i.airvu* ( raicr «Ď1 A,"lr'"iiia« ^rwin Aquillt Ar« Aricii, Aunm hatnis ladí l«itloplrja|,s Caaori t^rmm venatrarum 1 to maioris 1 -arm mrnori, C .apneorm Cannae Čassiopciae Ccntaun t .eptici Cm Cm Op Cot, ■Xndnimeda Vyvt™ ttaiki VoJni, Oni Otu Hcian Vata BtK'tCV Rydlo Virata Rak noma psi Vclkv pev MiW pe, Komroict I Kýllcdm i Ktsioptia Kir.uui Cdem Cai Co 1 Velrybí ť.hamaĽleotitis Cha 1 Cllamelmo Circini Cá Krulitko Columbae Col Holubice Comae Berenices Com Vlas Ei-reniím ("nmnae Amtralis CrA Jižni koruna Coroiue ilorciits CrB Severní koruna Con-i O Hivnui Crateri Crt i Pohár 525 M***" H''"hvť'd' I- + Priiln pád l ru\ jQjjjjpiiif. 1 VnJti Praot l-.Jua'.- .■ Hrtdanu* l-'ornas Gcnum QpM Ilir.ufcj Horo.'ogruitl Hsdra Hidru. Indus lawvrra I-co i minor i u'U- I ihr-1 upu, l.yiu Lyra Mcnsa Micruscupiurr Monocs-rn, ,Muscj Norma i VU.t. (Iphiuchus Orion Pavn Pegasus PlTSCUN Phoenix Pi, in: Puces Piscis austnnu Puppis Pyxis Reticulum Sagtru Sagittarius Siorpiui Sculptor t oil;, rMphtai I Vraju» Ilrainill-. l-'UUill.l Mrttktnl l-omasis (Icmimtrum tlruts Hcreuli-Horologii ' Hydra* Itsdn [nd. Lacertac Ltotm l com, mmori, LcfKiris I it-r.it.- Lupi Lyncn Lyrae Mcnue Monoeeroto Mu ...n. Nnmuc Octanus Ophiuchi Orionis Pavonis Pegasi i'cnei I'heonuis Pictoru i'tsciuin Pi»cis au.iiuu I'uppis Pyxidis Reticuh Sagittac Sagiltaru Scorpii Sculptorii Del am Dn Equ Bri Hor Gem C Iru Hci Hot Hya 11« lml taut Leo i Ml tar I.in I.up I.yn Lyr Men Mic Him M.i Not Uct úph Ori Pov Peg Per Phe Pic Pie PtA Pup Pm Ret Sge Slti Sot Scl ,t(> lul/. Kh> I abut Dull in McColm tlrak Konltrlc tii.l.iini- Pec BMmd Jcritl- llrrkulrs H.i.lins V.,.lm had M ilv vo.lni li.i.l lu.li ii (aártrka law Mills lev /ail. Váhy Vlk Rvs Lyra Tabulová hora Drobnohled Iciinorořcs Mouchu Pravítku Oklam Hadonoš Orion Páv IV fU Peneui Pínix Mailt liř.ii ryba 1 ..»d m lid Sií I .um V • ni gaper* Si,-siaii--inuius ItlooilHUin I nansulum 1 naiiuiilum auslTiÉtu ■Vucaiia línu maior Ur** tnmur Vela Vím" Voluns Vulpmuli m 528 NÁZVY NEKTKKfCtl JASNVc:H IIVP.Z1»