základy astronomie a astrofyziky hvězdokupy, Galaxie, vzdálené galaxie vícenásobné hvězdné systémy • většina hvězd ve slunečním okolí je vázána ve dvojhvězdách a vícenásobných hvězdných systémech • vazba je gravitační, hvězdy ve dvojicích krouží po elipsách, v jejichž společném ohnisku je těžiště soustavy • stabilní trojhvězdy, čtyřhvězdy atd. lze z dynamického hlediska vždy chápat jako podvojné soustavy • stabilní trojhvězda sestává z těsné dvojhvězdy, která obíhá kolem společného těžiště s třetí složkou, která je několikrát dál • u čtyřhvězd jsou možné dvě stabilní varianty: (((1+1)+1)+1) nebo ((1+1)+(1+1)) vícenásobné hvězdné systémy dvojhvězdy podle způsobu objevu dělíme do čtyř typů: • dvojhvězdy vizuální – na dvě složky byly rozloženy opticky, nejčastěji pomocí dalekohledu • dvojhvězdy astrometrické – ty byly odhaleny na základě nerovnoměrností ve vlastním pohybu jasnější ze složek • dvojhvězdy spektroskopické – byly nalezeny podle periodických změn polohy spektrálních čar, k nimž dochází při oběhu složek v důsledku Dopplerova efektu • dvojhvězdy zákrytové – nalezeny podle světelných změn soustavy, jejíž složky se při orbitálním pohybu vzájemně zakrývají vizuální dvojhvězdy • 3. Keplerův zákon vede ke vztahu: r = (M1 + M2)1/3 . (P2/3 /a), • kde a je úhlová velikost hlavní poloosy a r je vzdálenost dvojhvězdy • veličinu 1/r nazýváme dynamická paralaxa • je to další možnost určování vzdálenosti objektů ve vesmíru astrometrické dvojhvězdy • jsou to vizuální dvojhvězdy, u nichž vidíme jen jednu složku • druhá složka, zpravidla méně hmotná, září tak málo, že ji není možné v dané chvíli spatřit, projevuje se svým gravitačním působením na první složku • těžiště se pohybuje prostorem Galaxie v prvním přiblížení rovnoměrně a přímočaře. Pohyb osamocených hvězd po hvězdné obloze – tzv. vlastní pohyb – je rovněž rovnoměrný • v případě přítomnosti vychylujícího tělesa se projevuje jistá modulace, zvlnění vlastního pohybu • nemají v současnosti větší astrofyzikální význam, popsanou metodou lze odhalovat dvojice jen blízkých hvězd, u nichž známe jejich vlastní pohyb s vysokou relativní přesností spektroskopické dvojhvězdy • jedná se většinou o těsné systémy • pro posun polohy spektrálních čar platí: l/l = (vr/c) = (v sin i/c) • kde i je sklon oběžné roviny • z výsledků pozorování lze sestrojit tzv. křivku radiálních rychlostí a z té je pak možno určit parametry dráhy a další charakteristiky dvojhvězd zákrytové dvojhvězdy • studujeme tzv. světelné křivky - závislost hodnoty celkové hvězdné velikosti soustavy na čase. podrobnější informace například: http://astro.mff.cuni.cz/predmety.html hvězdokupy Hvězdné asociace • mladé útvary • nevýrazné, rychle se rozpadají (107  2 . 107 let) • asociace se dělí na: • typ O • typ T Otevřené hvězdokupy • nepravidelný tvar • stovky hvězd • výskyt u galaktické roviny hvězdokupy • obsahují mezihv. prach a plyn • jedná se o relativně mladé hvězdy, jejich seskupení je gravitačně nestabilní • Plejády, Hyády, Jesličky atd. • určení stáří podle umístění charakter. zahnutí na HRD, který je sestaven pro hvězdy konkrétní hvězdokupy Kulové hvězdokupy • silná koncentrace hvězd směrem ke středu směrem ke středu, • počet hvězd řádově 106 • staré útvary (1010 let) • gravitačně stabilní • jsou v tzv. galaktickém halu • M 13 základní údaje o hvězdokupách Asociace Otevř. hv. Kulové hv. • tvar nepravidelný nepravidelný kulový • množství málo hvězd málo hvězd mnoho hvězd • koncentrace jen u některých slabá k. silná k. • místo výskytu spirální ramena galaktická rovina galaktické halo v Galaxii • poloha v HR jako u mladých jako u hvězd jako u hvězd diagramu hvězd populace I populaceII srovnání vzhledu Galaxie • naše Galaxie, resp. její spirální ramena jsou dobře viditelná jako tzv. Mléčná dráha. Také všechny ostatní hvězdy, které jsou viditelné pouhým okem, patří do tohoto systému • Galaxii tvoří několik set miliard hvězd, velké množství mezihvězdné látky a patrně i tzv. skryté hmoty • v centru Galaxie je asi velmi hmotná černá díra • při pohledu z mimogalaktického prostoru by měla Galaxie plochý tvar (jako dva talíře přiklopené na sebe), pohled „shora“ by ukázal spirálovitou strukturu • rotace Galaxie je poměrně složitá • Slunce ve 2/3 vzdálenosti poloměru Galaxie od jejího středu 1 oběh za  220 mil. let extragalaktické systémy • 1. objev - 16. století - Magellanova mračna, dnes známo cca 100 miliard • Hubbleova klasifikace (dle vzhledu) • E eliptické 13 % • S spirální 62 % • SO čočkovitý tvar 9 % • Ir nepravidelné 3 % • 13 % zbývajících se z této klasifikace vymyká - tzv. aktivní galaxie • Seyfertovy • rádiové galaxie • kvasary (QSO - quasi stellar object) vývoj galaxií podle HDF určování vzdáleností ve vesmíru metoda dosah [pc] • paralaxa 100 pc • měření rychlostí 102 • podle hvězd hl. posl. 104 • cefeidy 106 • novy 107 • nejjasnější galaxie v kupách 109 ..:: konec .::. Messierovy objekty http://objekty.astro.cz/messier/2008-messieruv- katalog