Hlavní posloupnost
Hlavní posloupnost Hertzsprungova–Russellova diagramu je křivka, kolem které se nachází většina hvězd. Hvězdy umístěné v tomto pásu se nazývají hvězdy hlavní posloupnosti, nebo trpasličí hvězdy.
Tato linie je tak výrazná, protože jak spektrální typ, tak svítivost závisí na hmotnosti hvězdy, dokud spaluje vodík, což se děje po většinu „aktivního“ života hvězdy.
Při bližším pohledu je vidět, že hlavní posloupnost není přesná linie, ale je trošku rozptýlená. Existuje několik důvodů pro tuto neostrost. Hlavním důvodem je nepřesnost pozorování způsobená vzdáleností hvězd.
I při dokonale přesném pozorování by byla hlavní posloupnost rozptýlená, protože hmotnost hvězdy není jediný významný parametr. Chemické složení a stupeň vývoje hvězdy také hvězdu posouvají po hlavní posloupnosti. Dále působí blízké hvězdy, rotace, magnetické pole a další vlivy. Ve skutečnosti existují hvězdy s velmi nízkým obsahem kovů (podtrpaslíci), které leží hned pod hlavní posloupností i přesto, že spalují vodík, čímž označují spodní okraj neostrosti hlavní posloupnosti díky chemickému složení.
Astronomové někdy mluví o hlavní posloupnosti nulté éry (ZAMS). Je to počítačově vymodelovaná čára, na které se nacházejí hvězdy, které začínají vlastní vodíkovou fúzi. Jejich jas a povrchová teplota s věkem rostou. Hvězda obvykle při svém vzniku vstoupí na hlavní posloupnost a opustí ji, když začne zanikat.
Naše Slunce je v hlavní posloupnost už 4,5 miliardy let a další 4,5 miliardy let v ní bude. Jakmile v jádru dojdou zásoby vodíku, zvětší se a stane se z něj červený obr.
Celkovou životnost hvězdy v hlavní posloupnosti lze odhadnout z její relativní hmotnosti (násobek hmotnosti Slunce):
kde M je hmotnost hvězdy a je odhadovaná životnost v hlavní posloupnosti (v letech). U nejmenších hvězd to může být přes bilión let. Nicméně pro největší hvězdy rovnice neodpovídá, neboť ty mají životnost několik miliónů let.
Příklady hvězd hlavní posloupnosti
Tato tabulka ukazuje typické hodnoty pro hvězdy hlavní posloupnosti. Svítivost (L), poloměr (R) a hmotnost (M) jsou vztažené ke Slunci (☉). Skutečné parametry jednotlivých hvězd se mohou lišit o 20-30% od hodnot uvedených v tabulce.[1] Barvy v tabulce udávají přibližnou fotografickou barvu hvězdy.[2]
| Spektrální třída | Poloměr R/R☉ | Hmotnost M/M☉ | Svítivost L/L☉ | Teplota povrchu (K) | Příklady[4] |
|---|---|---|---|---|---|
| O2 | 12 | 100 | 800 000 | 50 000 | BI 253 |
| O6 | 9,8 | 35 | 180 000 | 38 000 | Theta1 Orionis C |
| B0 | 7,4 | 18 | 20 000 | 30 000 | Phi1 Orionis |
| B5 | 3,8 | 6,5 | 800 | 16 400 | Pi Andromedae A |
| A0 | 2,5 | 3,2 | 80 | 10 800 | Alpha Coronae Borealis A |
| A5 | 1,7 | 2,1 | 20 | 8 620 | Beta Pictoris |
| F0 | 1,3 | 1,7 | 6 | 7 240 | Gamma Virginis |
| F5 | 1,2 | 1,3 | 2,5 | 6 540 | Eta Arietis |
| G0 | 1,05 | 1,10 | 1,26 | 5 920 | Beta Comae Berenices |
| G2 | 1 | 1 | 1 | 5 780 | Slunce[poznámka 1] |
| G5 | 0,93 | 0,93 | 0,79 | 5 610 | Alpha Mensae |
| K0 | 0,85 | 0,78 | 0,40 | 5 240 | 70 Ophiuchi A |
| K5 | 0,74 | 0,69 | 0,16 | 4 410 | 61 Cygni A[5] |
| M0 | 0,51 | 0,60 | 0,072 | 3 800 | Lacaille 8760 |
| M5 | 0,18 | 0,15 | 0,0027 | 3 120 | EZ Aquarii A |
| M8 | 0,11 | 0,08 | 0,0004 | 2 650 | Van Biesbroeck's star[6] |
| L1 | 0,09 | 0,07 | 0,00017 | 2 200 | 2MASS J0523−1403 |
Poznámky
- ↑ Slunce je typická hvězda typu G2V
Reference
- ↑ SIESS, Lionel. Computation of Isochrones [online]. Institut d'astronomie et d'astrophysique, Université libre de Bruxelles, 2000 [cit. 2007-12-06]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2014-01-10. (anglicky)Například pro 1,1násobek hmotnosti Slunce uvádí tabulka 1,26násobek sluneční zářivosti. Při metalicitě Z=0,01 je svítivost 1,34násobek sluneční, při metallicitě Z=0,04 je svítivost 0,89násobek sluneční.
- ↑ http://www.vendian.org/mncharity/dir3/starcolor/
- ↑ ZOMBECK, Martin V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics. 2nd. vyd. [s.l.]: Cambridge University Press, 1990. Dostupné online. ISBN 978-0-521-34787-7. (anglicky)
- ↑ SIMBAD Astronomical Database [online]. Centre de Données astronomiques de Strasbourg [cit. 2008-11-21]. Dostupné online. (anglicky)
- ↑ Luck, R. Earle; HEITER, ULRIKE. Stars within 15 Parsecs: Abundances for a Northern Sample. The Astronomical Journal. 2005, s. 1063–1083. DOI 10.1086/427250. Bibcode 2005AJ....129.1063L. (anglicky)
- ↑ Staff. List of the Nearest Hundred Nearest Star Systems [online]. Research Consortium on Nearby Stars, 1 January 2008 [cit. 2008-08-12]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 13 May 2012. (anglicky)
Externí odkazy
Obrázky, zvuky či videa k tématu Hlavní posloupnost na Wikimedia Commons
Média použitá na této stránce
Autor: ESO, European Southern Observatory, Licence: CC BY 4.0
Artist's impression of "the oldest star of our Galaxy": HE 1523-0901
- About 13.2 billion years old
- Approximately 7500 light years far from Earth
- Published as part of Hamburg/ESO Survey in the May 10 2007 issue of The Astrophysical Journal
Autor: Původně soubor načetl Parkis na projektu Wikipedie v jazyce čeština, Licence: CC-BY-SA-3.0
Diagram pro hlavní posloupnost.