Portál:Hviezda/Články týždňa
2018 upraviť
33 | 34 | 35 | 36 | 37 | 38 | 39 | 40 | 41 | 42 | 43 | 44 | 45 | 46 | 47 | 48 | 49 | 50 | 51 | 52
33/2018 upraviť
Spektrálna klasifikácia je klasifikácia hviezd založená na teplote hviezdneho povrchu – fotosfére. Túto teplotu možno zistiť na základe absorpčných spektrálnych čiar, čo sú tmavé čiary v obraze získanom prístrojom zvaným štrbinový spektrograf. Poloha a intenzita absorpčných spektrálnych čiar závisí od toho, ktoré energetické hladiny atómov rôznych prvkov sú obsadené a obsadenie energetických hladín zase priamo závisí od teploty prostredia, v ktorom sa atómy nachádzajú. V prípade spektrálnej klasifikácie ide o analýzu absorpčných čiar vytvorených atómami v hviezdnej atmosfére, predovšetkým vo fotosfére.
Svetlo z fotosféry hviezd sa v prípade mriežkového spektrografu (typ štrbinového spektrografu) analyzuje štiepením optickou mriežkou. Tá svetlo rozdelí na zväzky rôznych vlnových dĺžok, čiže rozličných farieb. Vlnové dĺžky sa odlišujú svojimi smermi. Objektív spektrografu sústredí tieto jednofarebné zväzky do ohniskovej roviny, čím sa vytvoria jednofarebné (monochromatické) obrazy vstupnej štrbiny nazývané spektrum. V spektre každá čiara predstavuje atóm alebo ión chemického prvku. Preskok elektrónu na vyššiu hladinu (excitácia) až úplne odtrhnutie elektrónu od atómu (ionizácia) nastáva u rôznych chemických prvkov pri rôznych teplotách. Nájdenie „otlačku“ určitého excitovaného atómu alebo iónu v podobe spektrálnej čiary preto naznačuje, aká teplota panuje na povrchu hviezdy. Ak bola teplota hviezdy určená väčšinou z absorpčných čiar, nezvyčajné absencie čiar alebo širšie čiary môžu znamenať nezvyčajné chemické zloženie časti hviezdnej atmosféry – chromosféry.
34/2018 upraviť
Premenná hviezda je hviezda, ktorej jasnosť a prípadne aj 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 zákrytu v sústave 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.
Väčšina 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 slnečného cyklu). U veľkého počtu hviezd však dochádza k významným zmenám svetelnosti, a práve takéto hviezdy sa nazývajú premenné hviezdy.
Základnou charaketristikou premennej hviezdy je krivka svetelných zmien. Zmeny jasnosti môžu byť rádovo len v desatinách magnitúdy, ale môžu byť aj väčšie ako 10 magnitúd. Interval zmien môže byť od desaťtisícin sekundy (pulzary) po celé roky až desaťročia (rekurentné novy).