1
MASARYKOVA UNIVERZITA
Přírodovědecká fakulta, Ústav teoretické fyziky a astrofyziky
PřF:F8670 Chladné hvězdy
Bc. Michal Almáši Brno 20.1.2010
Poznámky k predmetu F8670
1. Hvězdy spektrální třídy K
Aldebaran, Arcturus, oranžové až načervenalé, v jejich čárových spektrech pozorujeme molekulární čáry,
u K obrů jsou dominantní zejména CN a CO,
Zářivý výkon určujeme indikátorem - pás CN 421,6 nm. (chybí ve spektrech hvězd HP, objevuje se u obrov a
následně již není pozorovatelný u veleobrů).
Rozdílnosti povrchových teplot v závislosti relativní intenzity absorpčních čar ve spektrech hvězd HP.
chladné hvězdy- emisné čiary přítomny u absorpčních čar H a K Ca II
Wilson a V. Bappu – vzťah lineárnej závislosti magnitúdy od log šírky chromosférických emisií čiar H a K Ca
II (hviezdy s veľkou chromosférickou aktivitou)
spektrální třídy M
5.10
10
krát vačší W ako najmenej jasné chladné hviezdy
veleobor Betelgeuse R = dráha Jupitera, spektrum obsahuje tisíce absorpčních čiar
veleobr Antares (R = dráha Jupitera)
červenní trpaslíci spektrální třídy M, okom nepozorovateľné ale početné v Galaxii
obri – premennosť, strata hmotnosti
červení obri, veleobri v stadiu před zapálením héliové slupky He I a II, sp. triedy M1–M6
OH/IR hvězdy –meno podľa slinej emise v čarách OH a vyzařování v infračervené oblasti
dlhoperiodická premenná dvojhviezda - tisíce absorpčních čiar
Mira - (dvojhvězda s Omicron Ceti (bílý trpaslík) v Súhvezdí Velryby), R = dráha Marsu, perioda pulzov 300
dnů, změna jasnosti ve vizuální mag dosahuje (3 – 10) mag, zářivý výkon W = 10
2 – 3
LS
Miridy – teploty 2000K – zdroj infračer. žiarenia,
staří červení obři spektrálních tříd K, M, protáhlý tvar podobný vejci,
Pulzace mají svou příčinu ve slupce okolo vyhaslého jádra hvězdy
pulzácia (100 – 700) dnů , najčastejšie 300 dní, dovod – v šupke okolo vyhasnutého jadra sa Salpeterovou
reakcí zlučuje He na O a C, rychlost reakce závisí na T 40
- periodické výbuchy, rázová vlna výbuchu dorazí k
povrchu hvězdy, ktorý zahreje o stovky K, disociácia molekúl těžších prvkov, zo spektra zmizí ich absorpční
pásy a hvězda sa zjasní
pomocou miríd - meranie vzdialenosti, lebo je známá ich křivka světelných změn a magnituda
2
chladné hviezdy s veľkými R - v centre vznik prvkov, znema chem. zloženia, konvekcia, povrch obohatený
o produkty (prvky) TN reakcií
uhlíkové hvězdy - čistý produkt TN reakcií, prvky vytvárané při horení He v centre hvězd
Nie všetci obři spektrální třídy M sú miridy - β And M0 III - normálny červený obor, nemení sa vnútorná
štruktúra, nie sú pulzácie.
Hviezdy - vývojová etapa obrov/veleobrov relativne rýchla, 10 – 100 milionů roků,
následná premena na na biele trpaslíky či neutronové hvězdy
Spektrální třídy L, T - predovšetkým hnedí trpaslíci – extrémne malý R, poznáme stovky, najnižšia teplota
700 K, zářivý výkon 10– 6
LS.
spektrá CHV komplexné - velký počet molekulárních i atomárních čar
chladnejšie a väčšie hviezdy – dlhšia doba pulzácií
pulzace – potrebná zmena vnútornej struktury hvězdy
3
2. Hvězdy do příchodu na hlavní posloupnost, FU Ori 1937, T Tauri
zastavenie rychlého zmršťovania jadra, hlavná čast E sa uvolňuje v jádře, nedostatočná T na TN reakcie, prenos
E konvekciou, presúvanie hviezdy pozdĺž Hayashiho hranice, jadro v žiarivej rovnováhe, zmršťovanie objektu,
zvýšenie T, zapálenie TN reakcií.
Protohviezdy v konvektívnom zmršťovaní – hviezdy T Tauri
Gravitačné kontrakcie, viriálová veta, zvýšenie U, Stefanov-Boltzmanov zákon L = 4 π R2
σ Tef4
Hviezdna atmosféra – štruktúru určuje g povrchové a T ef , L ~ R2
Konvektívna rovnováha – polytropná závislosť, homologická kontrakcia, slabá závislost T ef na M (pomer d ln
=1/6)
Vyššie hmotnosti – prenos E žiarením, Henyeyho vývojová stopa, presun hviezdy v ľavej časti H-R diagramu
Okolie objektov – emisia OH- zárodočné prachoplynné mračno má malé hustejšie oblasti s n > 1012
na m3, T
= 40 K, spontánnou emisiou prechod molekúl na metastabilnú hladinu – vznik stimulovanej emisie.
pri OH – maserová emisia (1665-1667 MHz), velnová dĺžka 18 cm
maserová emisia – potrebný zdroj E na inverzné obsadenie dvojice enegr. Hladiny molekúl, optický tlsté
molekulárne mračno, stimulovaná > absorpcia = zosíli slabý tok žiarenia
FU Ori 1937 - Predtým slabá nepravidelná premenná hviezda, silný zdroj infra žiarenia
hvězda v oblasti H II, temných hmlovín (bohaté na T Tauri), na 200 dní zjasnenie zo 16 na 10 mag
predpoklad - mladá hviezda s prachoplynnou cirkumstelárnou obálkou s E, tlak žiarenia odfúkol obal, zvýšená
T a L, žiari v optickom obore, polomer 20-25 RS
realita – premennosť M svedčí o prestavbe fotosféry a vnútra hviezdy - nárast L, fuory – nestacionárne hviezdy
v rannom štádiu vývoja
Larsen – dynamické modely do hydrostatickej rovnováhy
T Tauri – premenné hviezdy, názov po prototype T Tauri, poloha blízko molekulárnych mrakov, optická
premenlivosť, silné chromosférické čiary, aktívne, premenlivé, TC nízka na TN reakcie, silný hviezdny vietor,
zo spektra - prebytok lítia - viac ako Slnko a hviezdy HP – intenzívna absorpčná čiara Li (na HP rýchlo vyhorí)
Vlastnosti - spektrální třída G, K, M
- přítomnost H
α
vápníku Ca II emisních čar Balmerovy série H
- intenzivne emisné čiary neutrálního Fe I - špecifická zvláštnosť
Nejjasnější T Tauri hvězdy – v oblastí vzniku hvězd
mračná ako Taurus-Auriga (140 pc) Lupus ( 190 pc), Chameleon (160 pc)
Nejjasnější objekty L = 8 mag , typické L = 10 mag,
počet T Taruri asi 106
, hmotnosti 0,5-1,5 MS,
klasické CTTS – šírka H alfa > 1 nm, čiarovo slabé WTTS - šírka H alfa < 1 nm
fluorescensia – výrazná premenlivosť emisnej čiary, fluorescenčné čiary železa
T Tauri – nadmerné, žiarenie v modrej a infra oblasti spojitého spektra – nad fotosférou sa asi nachádzajú
vrstvy s vyššou T
Hayashi – T Tari majú rozsiahle konvektívne zóny, rýchlejší prenos ako v Slnku, mohutné emisné spektrum
podmienené plazmou v mohutných chromosférach – neboli preukázané koróny s rentgenovým žiarením – teoria
nesedí
Mladé hviezdy v štádiu TT pretrvajú asi 107
rokov, M = MS
4
Model T Tauri – akrécia z prachoplynného diskovitého cirkumstelárneho disku – dovody prebytok E v infra
oblasti, pozorovanie polarizácia žiarenia (dovod - rozptyl žiarenia na čiastočkách prachu). V okolo mladých
hviezd sa zachovívajú zbytky látky povodného mračna.
Mračno – disková akrécia, vnútorné vrstvy brzdené, padajú na hviezdu = uvolnovanie E – pozorované efekty
Tempo akrécie, hrubnutie vnutornej časti (padanie častíc) – zatienuje hviezdu
Hviezdny vietor – stretáva sa so zbytkami protomračna, u maldých hviezd intenzívny, 10-8
MS plynu za rok
Studium horenia Li pri prichode na HP - L > 0,9 L
S
- obsah lithia rovnaký log A(Li) = 3,1
Potvrdené horenie Li pri prichod na HP – význam pri 0,5 LS a (0,9 – 0,2) MS
Nizky obsah Li – pri hviezdach T Tauri s nízkou rotáciou
5
3. Červení trpaslíci, Stavba, Spektra a atmosféry, Vývoj
Hviezdy HP tried M, od M0 (T = 3 900 K) po M8 (T = 2 600 K) , chaldnejšie triedy K
Barnardova hviezda – trpaslík M5, najväčší vlastný pohyb 10,27´´/rok
Hmotnosti - do 0,8 Ms, R = (0,1 – 0,7) Rs, ρ
c
( 10
3
– 10
6
) kg.m
–3
a T
c
( 10
6
– 10
7
) K
90% hmoty v centre, H a He uplne ionizované, popis tlakovou ionizáciou a disociáciou
Viac ako 70% hviezd v okolí sú červení trpaslíci triedy M
Zdroj opacity v M sú molekuly TiO a VO, rotačné-vibrančné pásy H2O. infra časť obsahuje absorpčný pás CO.
Nízka teplota, vysoké tlak, určením izotopického pomeru 12C/13C = 10 sa zistí vek hviezdy, výpočty spektra
pomocou programu Pavlenko 2000, predpoklad LTE, hydrostatickej rovnováhy,
Tc nízka < 106
K – pp reťazec, pomer 12C/13C sa nemení
Pri M > 0,8 Ms – prebieha CNO cyklus, zmena zastúpenia C,A,O
Atmosféry a spektrá M trpaslíkov sú málo citlivé na zmeny L – málo citlivé k detailom konvekcie, konvektívna
zóna ustupuje s klesajúcou M, zmenšuje sa L, klesá fotosférická opacita.
Vývoj ČT
Najrozšírenejšie vo vesmíre, hviezda je plne konvektívna v podstatnej časti vývoja, vylučuje sa vznik velkeho
gradientu T, ČT na HP asi viac ako 1010
rokov, az pri teplote T = 8.106
je pp reťazec v rovnováhe
pomalé spaľovanie vodíka - majú enormne dlhú odhadovanú životnosť, červení trpaslíci nikdy nezažihnú
jadrovú fúziu hélia, takže sa nemôžu stať červenými obrami; zvoľna sa zmršťujú a zahrievajú, až kým
nespotrebujú všetok vodík
přechod na postupnost nulového stáří (Zero Age Main Sequence – ZAMS)- u hvězd termonukleární reakce
poprvé přispívají 100 % k celkovému zářivému výkonu hvězdy
s nárastom L sa musí zvascovat R, povrchová T nerastie – výstup hviezdy pozdlz postupnosti cervených obrov
ČT s mensou M sa po odchode z HP nestanú červenými obrami, ale modrými trpaslíkmi
podmienky pre vývoj na červeneho obra s nízkou M, limitná M na ČO je 0,16-1,2 Ms
1. Nárůst zářivého výkonu jádra.
2. Existenci gradientu střední hmotnosti připadající na jednu částici µ mezi jádrem a obalem.
3. Existenci atmosférické opacity, která je rostoucí funkcí teploty.
6
4. Hnědí trpaslíci, Hvězdy nebo planety, Spektra a atmosféry,
Vývoj charakteristik s časem
HT (šarlatové hviezdy) - je objekt, ve kterém za celou jeho historii neprobíhaly termonukleární reakce žádného
typu, nízke povrchové teploty T = 2000 K, že centrální teplota v nitru HT nikdy nedosáhne T = 8. 10
6
K na
zapálenie TN reakcií, iba krátka doba horenia deutéria (milióny rokov), nedostatočné zmrštenie – zabranuje e-
degenerácia
Vnutorná stavba - úplne konvektívny
Overenie že je objekt HT– Li test – prítomnosť Li čiar a vek viac ako 100 mil rokov (Li vyhori za 1013
rokov)
plne vodivý povrch a vnútro, prítomnosť Li, R = 10 R Jupitera, Výskyt v otvorenej hviezdokope Plejády,
hviezda - ak na nějaké etapě vývoje uvolněná E při TN syntéze byla srovnatelná s energií vyzařovanou
objektem
zavedenie najprv triedy L (2000 – 1500 K) - silný absorpční pás CrH a intenzivní čáry řídkých kovů Cs a Rb,
široké čáry Ca a Na.
potom triedy T (1500 – 1000 K) – prvý objavený HT Gl 229B, R jupitera
test spektier – metanový test – pri T = 2 500 K sú molekuly metanu zcela disociovány. Hvězda, v jejímž spektru
jsou 24 pozorovány výrazné absorpční molekulové pásy metanu je příliš chladná, aby mohla být hvězdou HP
klasifikácia HT:
M trpaslíci silnými pásy oxidů: TiO, VO, výrazná Hα emise 656,3 nm, v pozdních detekovatelné absorpčné
čáry Li 670,8 nm. V blízké infra oblasti výrazné čáry H2O, CO, FeH
L trpaslíci - T ef 1 300 – 2200 K, L = 4. 10 –4
- 3. 10 –5
) LS, pre optická spektrá charakteristické metalické
hydridy jako např. CrH, FeH
T trpaslíci - výrazné čáry H2O v blízké infra oblasti
Tc objektu závisí na hmotnosti, existují čtyři režimy
1. M > 0,075 Ms, T c je dostatečně vysoká, aby probíhala syntéza vodíku
2. M < 0,075 Ms, T c je příliš nízká, aby bolasyntéza H – He - objekt hnědým trpaslíkem, hoří v něm Li
3. M < 0,06 Ms , T c je nízká pro hoření lithia, spektrální čáry lithia jsou pozorovatelné a podle lithiového testu
jde o hnědé trpaslíky (Rebolo, Martin & Magazzu)
4. M < 0,013 Ms, M = 13 Mj - limitní hodnota pro hoření D, pri objektů s mensou M nedojde k zapálení D
Hlavné prvky u HT – H, He, O, C, N – silné absorbčné čiary, spektrálne utvary a prach su podstatné pre
pozorované rozdelenie spektrálnej E
atmosférické modely -rozdělení spektrální energie L a T trpaslíků v rozsahu (0,6 – 5,0) µm.
prachové modely - v atmosféře, kde je přítomen prach, reprodukují červenú část optického sp. až infračervenú
spektra L trpaslíků, fotony absorbovány prachom, převyzařovány v dlouhovlnné oblasti spektra
kondensační modely - atmosféra, v které se prach ukládá v nižších vrstvách, reprodukují optická červená až
infračervená a modrá infračervená oblast T trpaslíků Prach je lokalizován v opticky tlusté oblasti a fotony
nejsou převyzařovány
Tyto dva extrémní případy modelů nemohou vysvětlit celý rozsah spektrálního rozdělení energie L/T objektů
Proto - ,,vyrovnaný“ model, zahrnující oba předchozí
7
5. Hvězdy asymptotické větve obrů
závěrečné aktivní stadium vývoje většiny osamocených hvězd, které v centrálních částech niter ukončily spalování
vodíku a helia.
Hvězdy asymptotické větve obrů (AGB) jsou proto zdrojem chemických prvků, kterými obohacují mezihvězdné
prostředí a zásadním způsobem tak ovlivňují chemickou evoluci v galaxiích i vesmíru jako celku.
mohutnými konvektivne proudy - v určitých fázích vývoje zasahují až k jádru hvězdy (TN reakce). Produkty hoření
sú vzestupnými proudy vynášeny do povrchových vrstev, vzniká pozorované spektrum - změny chemického složení.
Po vyčerpání H v jadre dojde k rychlému smršťování centrálních částí, nárast T - na povrchu He jádra sa zapálí H –
narastá hmotnost He jádra. hvězdy s M ≤ 4 M
S
e- degeneracia, spomalí smršťování. S postupem slupkového
vodíkového zdroje k povrchu roste hmotnost jádra M
c
, klesá jeho poloměr. Hroucením se jádro dále zahřívá, roste
teplota nejen jádra, ale i okolních oblastí. Zvyšuje se teplota aktivní vodíkové vrstvy a tím i celkový výkon
termonukleárních reakcí. Zářivý výkon hvězdy proto narůstá stále rychleji. Hvězdná látka v centrálních oblastech
hvězd s větší hmotností M ≥ 4 M
S
se chová stále jako ideální plyn, tudíž se může smršťovat a zahřívat bez omezení.
Na nárůst zářivého výkonu hvězda reaguje celkovou expanzí, vnější vrstvy chladnou, zářivý výkon hvězdy postupně
roste. Hvězdy opouští hlavní posloupnost na HRD a přesouvají se do oblasti větve červených obrů (RGB).
I. promíchávání - mohutné konvekce přináší do oblasti termonukleárního hoření čerstvé palivo
dosiahnutie T = 100 mil. K v He jádře - zapálenie 3α reakcii,
prudké zapálení reakcí - heliovém záblesku (min – hod) - roste uvolňování E, narastá T, nikoliv však tlak - brání
degenerace jádra - nemůže expandovat a ochlazovat se – L sa zväčší za minuty, zäčší sa V, pokles hustoty odstraní
degeneraci – ideálny plyn – spalovanie He – C, N - horizontální větve obrů, presun He –C.N do slupky,
Nukleosyntéza He na C a O se přesune do slupky kolem jádra. Vrstva horiaceho H sa zahreje, výšenie L, Vnější
vrstvy se nafouknou, klesne T povrch - hvězda 2x červeným obrem
asymptotické větvi obrů (AGB) - na HRD sa přimyká ke klasickým červeným obrům s He degenerovaným jádrem
premiesavanie na 38 strane
II. promíchávání a vynášení produktů nukleosyntézy z CNO cyklu do atmosfér hvězd. Hviezdy s menší hmotností
však k II. promíchávání nedochází vůbec
Tempo heliových reakcí – umerné ró 2
T 30
tepelné pulsy - v cyklech 10
5
roků střídá aktivita H a He vrstvy.
III. promíchávání - se znovu vynáší produkty TN hoření do atmosfér hvězd, může zde dojít ke změnám v poměru
zastoupení C/O z 0,1 na 1 - vytvořenie uhlíkovej hviezdy
TP – AGB - tepelně pulsující hvězdy asymptotické větve obrů - horné vrstvy jsou v důsledku konvektivních
proudů v neustálém pohybu silný hvězdný vítr, se ztráta až 10
–7
M
S
ročně. Další únik látky - pulzace, ve vnějších
řidších vrstvách přecházejí v rázové vlny, které z nich vypuzují hmotu
AGB - konečná fáza asi 50% hviezd
Stavba - jádřo červených obrů - malé a horké elektronově degenerované, T = 10
8
K, hmotnost M
c
v rozmezí (0,6 –
1,4) M
S
, poloměr 10
7
m, hustota 10
9
kg.m
–3
, složené z produktů předcházejícího hoření, tedy C, N, O a Ne.
Kolem - výrazně chladnější obal na H, R = až 1 AU. A T ef = 2 500 K
Obal přechází v rozsáhlou (desítky AU), velmi řídkou, chladnou (desítky K) a komplikovanou okolohvězdnou
obálku, z unikajícího plynu a prachu – jadro sa objaví jako hustý a horký bílý trpaslík
Pociatocná M ≤ 0,8 Ms nedokončí spalování H
M < 0,5 Ms e- degenerace zabrzdí další vývoj po absolvování stadia hvězdy na HP – nedostatočná T
8
M ≥ (6 – 8) M
S
- podmínky pro zapálení dalších TN reakcí, při kterých hoří C, O na těžké prvky až po prvky Fe
atmosféra - hlavním typem přenosu energie - záření. Interakce mezi zářením a látkou:
- absorpce (v povrchových vrstvách , hlavním příspěvkem je −2H−H, v hlubších vrstvách H) a
Rayleighův rozptyl Ha , vše kontinuu, 2H, čárová absorpce, absorpce prachem
Odnásanie obalu, zvacsovanie prachových zrn, klesá plynová opacita, rastie prachová
velikost zrnek << vlnová délka světla, tvar křivky opacity χ (λ) je nezávislý na velikosti zrn!
9
6. Červení obři, Proč se hvězdy stávají ČO, Spektra a atmosféry červených obrů
SB vzorec L = ...., problém zářivého výkonu,vývoj hvězdy - zvětšovanie svůjho L, riesenie:
1. hvězda zvětší svoji velikost (R) - stane sa červeným obrem
2. může narůstat T - stane sa modrým trpaslíkem
Ak je hvězdná fotosféra v blízkosti opacitní limity, kdy je opacita rostoucí funkcí teploty,
potom je ω velké, ∆T →0 tedy hvězda se stává červeným obrem.
Klasifikace proměnných červených obrů, založená na vizuálních světelných křivkách.
1. Miridy – velké amplitudy (> 2,5 mag V), proměnnost relativně pravidelná.
2. Polopravidelné proměnné – malé amplitudy, určitá periodičnost
3. Nepravidelné proměnné – malá periodičnost, chudé studie světelných křivek.
sít modelů založena na parametrech (sít modelů založena na parametrech (T ef, log g, M, Fe/H).
platí g= GM/R2
, L = 4 π R2
sigma T ef4
,
Modely atmosfér – zjednodusenie TD vlastností prostředí, pokrývkového jevu, turbulencii
v atmosferach červených obrů jsou důležitým zdrojem neprůzračnosti molekuly, obsahující atomy C, N a O.
nezbytná znalost obsahu C, N, O a kovů – struktura modelu
základní model atmosféry s parametry T
ef
, log g, nezbytné řešit úlohu vzájemné závislosti - Odhady chemického
složení atmosfér musí být v souladu se strukturou atmosféry.
Sfericko-symetricke modely - I
ν
závisí:
a) vzdálenosti r od středu hvězdy
b) na úhlu υ mezi směrem záření a směrem rádius vektoru
modely fotosfér červených obrů předpokládaly existenci vody u M obrů s teplotami nižšími než 3 200 K, přesněji od
T
ef
≈ 3 250 K pro M6 III
Přítomnost vodních par v atmosférách K obrů a raných M obrů byla zcela neočekávaná a lišila se od tradičního
obrázku atmosfér červených obrů skládajících se z fotosféry, horké chromosféry a chladného větru.
nedokonalé modely - předpoklady konvekce a turbulence a jejich interpretace nejsou zdaleka vyjasněny
členenie na fotosféru, chromosféru a hvězdný vítr
10
7. Červení veleobři
Najznámejší - Cephei M 2 Ia, s teplotou 3 300 K, poloměrem 2 400 R
S
a zářivým výkonem 6.10
5
L
S
.
Dalsí – Betelgeuse, Antares
vývoj a pulzace červených veleobrů - limitováno komplexností jejich atmosfér, hvězdnými obálkami a jejich
vzájemnou souvislostí, tj. dynamikou atmosféry, chromosférické aktivity a úbytkem hmoty.
analýza rychlostní struktury atmosfér, byly nalezeny atmosférické pohyby, pravděpodobně konvektivního původu s
rychlostmi korelujícími s úbytkem hmoty konvekce hraje klíčovou roli v úbytku hmoty veleobrů.
bohatou nukleosyntézní aktivitou,
Červení veleobři (RSG) reprezentují klíčovou fázi vývoje hvězd s větší hmotností (pociatočná M = 10-30 Ms ),
Pochopení problematiky červených veleobrů je stále ještě limitováno komplexností jejich atmosfér, hvězdnými
obálkami a jejich vzájemnou souvislostí, tj. dynamikou atmosféry, chromosférické aktivity a úbytkem hmoty
Samotný vývoj hvězd ve stádiu červených veleobrů je ovlivňován mnoha faktory, například zvětšováním hmotnosti
jádra a zářivého výkonu, intenzivním úbytkem hmoty atd.
Propočítané modely - teorie promíchávání při parametru promíchávání α = 1,0,
Schwarzschildova a Ledouxova kritéria k určování hranic konvektivních zón.
hmota konvektivního jádra je kompletně promíchávána, teplotní gradient je adiabatický
Výpočet lineární pulzace předpokládá hvězdné modely v tepelné a hydrostatické rovnováze, vlastní pulzace jsou
interpretovány jako poruchy statické stavební struktury
Úbytek hmot je u hvězd s velkou M značný- desítek procent pociatocnej M.
Předávaná hmota do mezihvězdného prostoru umožňuje recyklaci - základní prvok cyklu vývoja hmoty v Galaxii.
11
8. Uhlíkové hvězdy
možné testovat teorie hvězdného vývoje a nukleosyntézy.
klasifikácia spektroskopicky (závislost na I molekulárních pásů CN, C2, CH) a podla T ef
C–R - teplejšie, (4 000 – 5 000) K, tedy rané C-hvězdy, vyznačují menšie zářivé výkony, 2000 Ls, C/C < 10
odpovídají K hvězdám
C–N - Číslo za písmeny určuje teplotní posloupnost (od C-N1 až do C-N9), chladnější (3 000 K) s vysokými
zářivými výkony (2 000 – 20 000) L
S
,
12
C/
13
C ~ (20 – 80), odpovídají M hvězdám
C–H - teplejšie, T ef (4 000 – 5 000) K, objekty chudé na kovy s hodnotami [ Fe/H ] z intervalu – 0,5 až – 2.0
nejstudovanější skupina, objekty s vyšší teplotou a poměrně chudé na kovy - stupeň blendování absorpčních čar je
relativně menší
N hvězdy, tzv. normální uhlíkové hvězdy ukazují přeplněná, zhuštěná spektra - vyvoláno mohutnými molekulárními
absorpčními pásy a nízkými T. V optickém oboru pouze několik intervalů vlnových délek je vhodných pro spektrální
analýzu prvků.
Spektrum R a N hviezd podobné - detailnější analýza rozlišuje mezi ranými horkými R hvězdami (spektrální typy
R0 – R4), které jsou podobné normálním K obrů (ι Dra) a pozdními chladnými R hvězdami (R5 – R8), více
podobnými M hvězdám.
Uhlíkové hvězdy typu J - největší změny. Tyto hvězdy vykazují velmi mohutné CN a C2 pásy a nahuštěná spektra
Poměr
12
C /
13
C je velmi nízký a blízký rovnovážnému (3, při CNO cyklu)
Termojaderné reakce nelze samozřejmě přímo detekovat , o jejich existenci a průběhu se však můžeme poučit z
jejich účinků v atmosférách hvězd, z obohacování atmosfér produkty termojaderného hoření v nitrech. Příkladně
zastoupení izotopu
13
C v atmosférách lze spektroskopicky odvodit z molekulárního spektra C
2
, CN respektive CO,
viz. obr
rovnováha mezi izotopy 12
C/13
C - 89,2 : 1 - Tento poměr se zachovává pro všechny hvězdy slunečního typu a obecně
pro většinu hvězd kyslíkové posloupnosti
ale pre uhlíkové hviezdy - velký rozptyl poměru (najmenší 2,5 – 10, najvačší v rozmezí 10 – 50)
Nízké hodnoty izotopického poměru
12
C/
13
C nelze u uhlíkových hvězd vysvětlit jinak než obohacením atmosfér
zplodinami termojaderného hoření v centrálních oblastech hvězd. model hvězdy s termojaderným hořením He v
jádře, z něhož se uhlíkové nuklidy dostávají konvektivními procesy do vnější částí hvězdy.
poměrem
12
C/
13
C nelze jednoznačně popsat termojaderné procesy v nitru hvězdy a tím ani její vývojový stupeň
Swanův pás - hlavním spektroskopickým poznávacím znakem uhlíkových hvězd, systém rotačně-vibračních pásů
C2 v modré oblasti spektra, dalším identifikačný znak - pásy CN v blízké infra oblasti.
nukleosyntéza v centre a opakované premiesavanie - v atmosférách AGB hvězd i C,N,O v dostatečném množství, v
chladném prostředí T
ef
< 3 500 K vytváraju jednoduché molekuly - šestici CO, CN, C
2
,C
3
, HCN a C
2
H
2
.
Molekula C
2
vytváří ve spektru několik základních systémů absorpcí:
Swanův systém ve viditelné oblasti spektra (řady molekulárních pásů rozprostírajících se od krátkovlnné části
viditelného oblasti spektra až do blízké infračervené oblasti), Philipsův systém v blízké infračervené oblasti a BalikRamseyův
systém v daleké infračervené oblasti.
Molekula CN vytváří sice vlastní systém molekulárních pásů i ve fialové oblasti spektra, ten je však u
uhlíkových hvězd v důsledku intenzivní ultrafialové deprese v této části spektra obtížně měřitelný. Druhý
červený molekulární systém příslušející molekule CN se rozprostírá od (700 nm - 1,5 µm)
Poměr
12
C/
13
C ve spektrech uhlíkových hvězd byl určován z molekulárních pásů CN u celé řady hvězd
12
9. Dlouhoperiodické proměnné hvězdy, Vývojová stadia, Spektra a atmosféry,
Výklad pulzací, Úbytek hmoty
hvězdy typu Mira respektive miridy, heterogenní skupinu chladných hvězd, T ef 3000–3500 K
Amplitudy světelných křivek – priemer 4-5 mag Vizuálny obor, největší amplituda 14 mag
Hmotnost 1-2 Ms, perioda 200–500 dnů, R = 150–350 Rs
Efektivní teplota (2 800 – 3 000) K
C typ - bohaté na C (C/O > 1), ve spektrech dominují pásy molekul uhlíku C2
M typ - bohaté na O (C/O < 1), v optické oblasti spektra výrazné pásy TiO
S typ hvězd (C/O =1), který tvoří přechodový typ medzi 2 pásy, ZrO často doplněné silnými pásy TiO.
skupiny M a S - kyslíkové miridy
Eddingtonova záklopka - pulzace hvězdy je podmínkou existence zóny, jež akumuluje E při smršťování hvězdy a
uvolňuje se při expanzi,
existence emisních čar Balmerovy série, jejichž intenzita se mění s periodou pulsací, Obecně se soudí, že čáry jsou
excitovány rázovou vlnou, postupuje směrem vně atmosféry a emisní čáry, které jsou generovány, jsou méně
deformovány překrývající absorpcí.
Zářivý výkon mirid s periodou 200 dnů je asi 4 000 L
S
a při T = 400 dnů je to 9 000 Ls
Atmosféry - odchylky od kruhové symetrie, vysvetlenie - například rotace hvězdy, interakce s průvodcem případně
existence různých skvrn, hypotéza spojená s rázovou vlnou způsobenou pulsací hvězdné obálky
Atmosféry mirid jsou velmi rozsáhlé. Důkazem je měření jejich průměrů ve vizuální a infračervené oblasti při
zákrytech Měsícem
Velikost lineárního R také ovlivňuje povrchové g a průměrnou ró hvězdy, Připomínáme první Michelsonovo
měření fázovým interferometrem na Mount Wilson v roce 1921.
V případě dlouhoperiodických proměnných hvězd přesná hodnota průměru bude indikovat mod pulzace
hvězdy.
Strukturu prachového obalu můžeme odhadnout za předpokladu, že jsou v termodynamické rovnováze a získávají
teplo z centrální hvězdy. V tom případě platí absorbované zairenie = ziarene vyziarene ( L/4 π R2
= sigma T ef)
Stav N LTE - hvězdné atmosféry, z nichž uniká záření do prostoru
dvě hlavní ionizační zóny.
První je za hranicí zóny, kde dochází k ionizaci neutrálního vodíku H I → H II a první ionizaci helia He I → He II.
Tyto vrstvy leží v oblastech s charakteristických teplot (1-1,5). 10
4
K . Jsou souhrnně nazývány vodíková částečně
ionizovaná zóna.
Druhá zóna ve větší vrstvě, umožňuje druhou ionizaci helia He II → He III, což probíhá při charakteristické teplotě
4 . 10
4
K. Hovoříme o He II částečně ionizované zóně. Umístění těchto zón ve hvězdě předurčuje její pulsační
vlastnosti. Předpokládejme, že se zachovává tepelná energie, hovoříme tak o adiabatických pulsacích.
nitrech hvězd existuje vrstva, v ktorej sa zvětšuje neprůzračnost při stlačování, zatím co v celé hvězdě se zmenšuje,
Výsledkem je, že vrstva zadržuje energii, která přichází z centrálních částí hvězdy a absorbuje ji - zahřívání
této vrstvy – rozšiřování vrstvy. Na vnější výše ležící vrstvy tak působí větší silou. Vrstva s γ < 9/7 funguje jako
,,záklopka“, v okamžiku stlačování, smršťování zadržuje záření, pouze část energie je využita na podporu pulsací.
13
Pulzace můžeme v prvním přiblížení chápat jako akustické hustotní kmity s vlnovou délkou rovnou průměru hvězdy.
Miridy s T ef = 3 000 K - vhodné objekty pro pozorování pomocí ISI (Infrared Spatial Interferometr),
infračerveného prostorového interferometru
Vytvořený model o Cet předpokládá existenci prachové slupky vzniklé na určité vzdálenosti s teplotou 1 300 K a
teplotním rozdělením odpovídajícím 21−r kolem sférické hvězdy vyzařující jako absolutné černé těleso o teplotě 2
500 K. Teplota 1 300 K je horní limitou.
Emisní čáry Fe II respektive [Fe II] M-typu proměnných mirid jsou známy přes 60 roků. Jejich analýza poskytuje
cenné údaje o hydrodynamických a termodynamických podmínkách v těchto pulsujících hvězdách. Vysocedisperzní
spektra společně s NLTE modely umožňují výpočty přenosu záření v čarách.
Miridy jsou proměnné hvězdy s velmi dlouhou periodou pulzací. Periody pulzací se pohybují rozmezí mezi 80
dny a více než 1000 dnů a jsou téměř pravidelné, ale ne tak pravidelné jak je tomu u hvězd typu delta Cephei,
nebo RR Lyrae. Amplitudy světelných křivek mirid jsou zpravidla větší než 2,5m
a mohou dosáhnout i více než
6m
. Jsou to staří červení obři spektrálních tříd K, M a mají protáhlý tvar podobný vejci. Vzhledem k nízkým
teplotám na jejich povrchu jsou zdroji infračerveného záření.
Pulzace mají svou příčinu ve slupce okolo vyhaslého jádra hvězdy, ve které se Salpeterovou reakcí slučuje
helium na kyslík a uhlík. Protože rychlost této reakce závisí na 40. mocnině teploty, jedná se spíše o periodické
výbuchy, mezi kterými reakce pohasíná. Jakmile rázová vlna výbuchu dorazí k povrchu hvězdy, zahřeje ho o
několik set K. To při jinak nízké povrchové teplotě hvězdy (asi 3000 K) způsobí disociaci molekul těžších
prvků (například titanu nebo vanadu), takže ze spektra zmizí jejich absorpční pásy a hvězda se díky tomu zjasní.
Po ochlazení dojde k rekombinaci, a jasnost hvězdy tak podstatně poklesne.[1]
Pomocí Mirid lze měřit vzdálenosti, neboť je známá jejich křivka světelných změn i jejich absolutní hvězdná
velikost
První hvězdou, u které byly výše zmíněné vlastnosti pozorovány byla Mira (ο Cet), dvojhvězda v Souhvězdí
Velryby.
14
10. HV chladných hvězd, HV urychlovaný prachem, HV urychlovaný zvukovými vlnami
osamotené hmotných hvězdy s enormním L - masivní únik látky z hvězdy prostřednictvím hvězdného větru
spůsobeným účinky tlaku záření = citelný úbytok M, až několikanásobně zmenšení počáteční M hvězdy
velmi silným hvězdným vietor - rozměrný červený obore, veleobor nebo hvězdou AGB s nízkým povrchovým
gravitačním zrychlením.
Vypuzený materiál v okolí hvězd chladne, kondenzují zde prachové částice, které zmíněné hvězdy zahalují do
neproniknutelného prašného závoje.
urychlovaný prachem
Vnější atmosféry chladných obrů velkých zářivých výkonů mohou být poháněny intenzivním polem záření
hvězdných fotosfér. V případě chladných hvězd záření ovlivňuje hvězdný vítr, absorpce fotonů prachovými
částicemi může formovat vnější atmosféry
Prachové částice mohou absorbovat záření z celého rozsahu vlnových délek, říkáme, že vítr u chladných hvězd je
poháněný kontinuem. Úbytek hmotnosti dosahuje řádově 10
–5
M
S
rok
-1
, s rychlostmi v rozmezí (10 – 30) km.s
-1
.
zářivé ČVO a hvězdy AGB – T ef = 2000–3000 K, L = 105
Ls - prach poháněný větrem,
nízká T - vznik prachových částic a jejich růst v horní části atmosfér,
velký poměr L a M umožňuje získat částicím g převyšující gravitační, což je požadováno pro vítr hnaný prachem
urychlovaný zvukovými vlnami
Konvektivní vrstvy generují akustické vlny vo fotosférách, šírenie vln směrem k povrchu energii,
zvukové vlny produkované tlakovými silami v atmosférách a gradient tlaku vln - výsledok sil směřujících von a
mohou akcelerovat (pohánět) hvězdný vítr (rozhodujuci zářivý výkon)
Výpočty modelů větrů akcelerovaných zvukovými vlnami s tlakem záření na prach mohou generovat podstatný
úbytek M z chladných hvězd s nízkou hodnotou g (AGB)
korelace mezi rychlostí úbytku M a pulzační periodou hvězd ABG - pulzace mnohem důležitější než urychlování
větrů akustickými vlnami, trojzlozkový vietor - plyn, prach a pole záření. Prach ve tvaru sférických zrn prachu,
zejména uhlíkových
najdoleziztejsim procesom formujucim vietor – prenos momentu hybnosti z pola ziarenia na prach (akustickými
vlnami alebo pohlcovaním pracových čiastočiek)
15
Pulzary sú rotujúce neutrónové hviezdy, ktoré môžeme pozorovať ako zdroje elektromagnetického žiarenia.
Intenzita žiarenia sa mení s pravidelnou periódou, čo sa zdôvodňuje rotáciou hviezdy. Neutrónová hviezda sa
totiž točí tak rýchlo, že odstredivá sila tvaruje žiarenie, ktoré hviezda emituje, do kuželov pri rovníku, ktoré
pravidelne, ako maják, zasahujú určitú časť vesmíru. Z toho dovodu nemôžeme vidieť všetky existujúce
pulzary, aj keby boli pomerne blízko, ale len tie, ktorých kužely nás pri otáčaní zasahujú.
Miridy jsou proměnné hvězdy s velmi dlouhou periodou pulzací. (80 dní a více než 1000 dnů), jsou téměř
pravidelné. Amplitudy světelných křivek mirid jsou zpravidla větší než 2,5m a mohou dosáhnout i více než 6m.
Jsou to staří červení obři spektrálních tříd K, M a mají protáhlý tvar podobný vejci.
Vzhledem k nízkým teplotám na jejich povrchu jsou zdroji infračerveného záření.Pulzace mají svou příčinu ve
slupce okolo vyhaslého jádra hvězdy, ve které se Salpeterovou reakcí slučuje helium na kyslík a uhlík.
Protože rychlost této reakce závisí na 40. mocnině teploty, jedná se spíše o periodické výbuchy, mezi kterými
reakce pohasíná. Jakmile rázová vlna výbuchu dorazí k povrchu hvězdy, zahřeje ho o několik set K. To při jinak
nízké povrchové teplotě hvězdy (asi 3000 K) způsobí disociaci molekul těžších prvků (například titanu nebo
vanadu), takže ze spektra zmizí jejich absorpční pásy a hvězda se díky tomu zjasní. Po ochlazení dojde k
rekombinaci, a jasnost hvězdy tak podstatně poklesne.
viriálový teorém : 2<Ek> + <Ep> = 0