Premenná hviezda: Rozdiel medzi revíziami
Smazaný obsah Přidaný obsah
d preklepy |
Bez shrnutí editace |
||
Riadok 1:
[[Súbor:Polaris_system.jpg|
'''Premenná hviezda''' je [[hviezda]], ktorej [[zdanlivá hviezdna veľkosť|jasnosť]] a prípadne aj [[Elektromagnetické spektrum|spektrum]] sa mení v pravidelných alebo nepravidelných intervaloch. Zmeny jasnosti môžu mať príčinu vo fyzikálnych zmenách na samotnej hviezde (fyzikálne premenné), alebo môže ísť len o následok [[zákryt]]u v sústave [[dvojhviezda|dvojhviezd]] či natáčanie rôznych nepravidelných štruktúr na hviezde smerom k pozorovateľovi (geometrické premenné).
Prvá známa premenná hviezda je [[Mira Ceti]], ktorú pozoroval v roku [[1596]] [[David Fabricius]]. Hviezda [[Algol]] bola známa ešte skôr, no pri nej sa premenlivosť potvrdila až v roku [[1667]].
Riadok 7:
Väčšina [[hviezda|hviezd]] má takmer konštantnú [[svetelnosť]]. Naše [[Slnko]] je dobrým príkladom hviezdy, kde dochádza k relatívne malým odchýlkam jasnosti (zvyčajne okolo 0.1% počas 11-ročného [[slnečná škvrna|slnečného cyklu]]). U veľkého počtu hviezd však dochádza k významným zmenám svetelnosti, a práve takéto hviezdy sa nazývajú '''premenné hviezdy'''.
Základnou
== Pozorovanie premenných hviezd ==
Premenné hviezdy sú vo všeobecnosti analyzované pomocou [[fotometria|fotometrie]] a [[fotospektrometria|fotospektrometrie]]. Pozorovaniami ich jasností, ktoré sú porovnávané s nepremennými hviezdami známych hviezdnych veľkostí, je možné vytvoriť [[svetelná krivka|svetelnú krivku]]. Pre pravidelné
== Fyzikálne premenné ==
Riadok 18:
==== Cefeidy ====
{{Hlavný článok|Cefeida}}
Jedným z najvýznamnejších typov premenných hviezd sú '''cefeidy''', žltí obri, ktorí pulzujú vo veľmi pravidelných periódach. Sú pomenované podľa [[Delta Cephei|δ Cephei]], prvej objavenej
Cefeidy sú dôležité, pretože sú typom tzv. [[štandardná svieca|štandardných sviec]]. Ich svietivosť je priamo závislá od ich periódy premennosti, tiež s malou závislosťou od [[metalicita|metalicity]]. Čím dlhšia je pulzačná perióda, tým jasnejšia býva hviezda. Keď sa pre cefeidu vykalibruje vzťah medzi periódou a svietivosťou, znamená to, že pozorovaním periódy cefeíd, priamo dostávame aj ich svietivosť. Ich vzdialenosť je potom ľahko dopočítateľná zo zdanlivej hviezdnej veľkosti. Pozorovania cefeíd sú veľmi dôležité pre stanovovanie vzdialeností galaxií vnútri našej [[lokálna skupina|lokálnej skupiny]] galaxií.
Riadok 49:
''Main article: [[Mira variable]]''
-->
[[Súbor:Mira 1997.jpg|thumb|[[Mira]] na zábere z [[Hubblov vesmírny ďalekohľad|
Premenné '''typu Mira Ceti''' sú veľmi chladní červení nadobri, ktorí sa podrobujú veľmi veľkým pulzáciám. Počas periód zvyčajne niekoľkých mesiacov, sa môžu zjasniť o niekoľko [[zdanlivá hviezdna veľkosť|magnitúd]] pred ich ďalším pokračujúcim slabnutím. Samotná [[Mira Ceti]], tiež známa ako ο (Omikron) Ceti, ktorá prepožičala celej skupine názov, kolíše v jasnosti z takmer druhej magnitúdy a slabne až po deviatu magnitúdu.
Riadok 91:
=== Planetárne zákryty ===
Hviezdy s planetárnymi sústavami sa môžu takisto prejavovať zmenami jasnosti, ak sa ich planéty dostanú medzi Zem a danú hviezdu. Tieto zmeny sú oveľa menšie ako
=== Rotujúce hviezdy ===
Riadok 100:
== Pomenovanie premenných hviezd ==
V danom [[súhvezdie|súhvezdí]] je prvým objaveným premenným hviezdam priradené označenie písmenami R až Z, napr. [[R Andromedae]]. (Tento systém pomenovania bol vyvinutý [[Friedrich Wilhelm Argelander|Friedrichom Argelanderom]], ktorý si všimol, že veľa premenných hviezd je červených a preto začal označovať premenné hviezdy od písmena R ako ''rot'' (červený).) Až sa minú jednotlivé písmená, použijú sa pre označenie ďalších objavených premenných v danom súhvezdí dvojice RR až RZ, SS až SZ, a tak ďalej až po ZZ, napr. [[RR Lyrae]]. Neskoršie objavy používajú nepoužité dvojice AA až AZ, BB až BZ, a postupne po QQ až QZ (J sa vynecháva). Až sa vyčerpá týchto 334 kombinácií, premenné sú označené podľa poradia objavu a priradí sa im prefix V, napr. [[V1500 Cygni]].
| |||