Vladimír Štefl Ústav teoretické fyziky a astrofyziky Astrofyzika II. cvičení Vznik hvězd, Pogsonova rovnice Jety u mladých hvězd HSTHerbigHaro Astrofyzikální jety mladých hvězd typické hodnoty: • l - (0,01 → 1) pc, v – (100 → 400) km.s-1, dM/dt - (10-9 → 10-6 ) MS • jaké síly akcelerují a kolimují svazek, jak se jet šíří? • jaké jsou zákony šíření jetů v mezihvězdném prostředí? Význam HST - snímky s velkým rozlišením: vlastní pohyb uzlů ze snímků pořízených za několik roků dříve až desítky roků, což byl čas srovnatelný s ochlazení oblasti po průchodu rázové vlny Výzkum superjetu HH 34 – kinematika George Howard Herbig 1920, Guillermo Haro 1913 - 1988 Vývoj superjetu HH 34 - kinematika Vývoj superjetu HH 34 Vývoj jetu HH 34 v = f (r) Studium superjetu HH 34 erg cm-2 s-1 Å-1pixel-1 Studium superjetu HH 34 Studium superjetu HH 34 při vzdálenosti 460 pc: délka jetu l = 1,5 pc …4,6.1016 m počáteční průměr jetu d = 9,7.10-4 pc …6.1013 m poměr l/d = 773 Snímek jetu HH 47 modrá barva O III zelená barva Hα červená barva S II HH47_animation Pogsonova rovnice Pogsonova rovnice Pogsonova rovnice Pogsonova rovnice pozorovaná hvězdná velikost m závisí na vzdálenosti kosmického tělesa (např. hvězdy), proto pro srovnání byla zavedena absolutní hvězdná velikost M. Taková hvězdná velikost, kterou by kosmické těleso mělo, jestliže ho umístíme do vzdálenosti 10 pc. Astronomické a fyzikální fotometrické veličiny Určování zářivého výkonu hvězd Určování zářivého výkonu Siria A Sirius (1).jpg Siriusheliakický.jpg Sirius A i B v optickém a rentgenovém oboru 0065_optical Paradox hmotností dvojhvězdy Sirius A a B sirius7 SiriusBinary_147x123 vzajemne siriusb 9 . 10-3 RS ≈ 9 .10-1 Rz 1 MS 25 200 K 2 . 10-3 LS 2 MS 9 500 K 24 LS Pogsonova rovnice Polaris.jpg Pogsonova rovnice 1200px-Auriga_constellation_map.png Pogsonova rovnice 800px-KeckTelescopes-hi.png KeckObservatory20071013.jpg south Astrofyzikálních pozorování, vrchol hory Mauna Kea Jaké podmínky jsou důležité pro astronomická pozorování? 65 % jasných nocí, vlhkost do 40 %, teplota -5 o C až + 10 oC , vítr ≈ 7 m/s Země – atmosféra distantkecks Keckovy dalekohledy h = 4 100 m , T = 280 K Proč jsou dalekohledy umístěny do takových míst? Škálová tlaková výška je pro vodní páry molekul. hmotnosti m = 18.1,67.10 -27 kg rovna H = kT/gm = 12,9 km U ideálního plynu n ~ p . Platí p(h)/p(ho) = exp(-h/H)= 0,73. Koncentrace vodních par je rovna přibližně 2/3 hodnoty u mořské hladiny. Dalekohledy na Mauna Kea 01maunakea Dalekohled Subaru telescope_photo optický a blízký infračervený obor pozorování h = 4 139 m D = 8,2 m d = 0,2 m f = 15 m m = 22,8 t h = 4 139 m n.m. telescope_photo_dome _8 Keckovy dalekohledy zrcadla složena z 36 menších šestihranných, d = 10 m, f = 17,5 m, aktivní a adaptivní optika Aktivní optika 01vltacopt Aktivní optika VLT - dalekohled 03ao36o-99 Melipal - Jižní kříž Adaptivní optika 02vltadopt Adaptivní optika ian06 Vylepšení obrazu adaptivní optikou 04aogemcmp eo6 ESO - Cero Paranal VLT Soustava dalekohledů VLT vlt_instr phot-15ac-00-normal Dalekohled Kueyen - Měsíc eo12 wht24 La Palma ENO William Herschel Pogsonova rovnice M101galaxie.jpg Pogsonova rovnice Pogsonova rovnice Sirius.jpg Pogsonova rovnice Image-Castor-A-and-B.jpg Gemini_constellation_map_visualization_1.png Určování vzdáleností pomocí cefeid M31cefeida.jpg Pogsonova rovnice 800px-Vega_by_Stephen_Rahn.jpg Záření hvězd 4.1, 4.6, 4.7, 4.8 4.11, 4.20, 4.23, 4.24, 4.25