Hlavní posloupnost

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Hertzsprungův–Russellův diagram

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[editovat | editovat zdroj]

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]

Tabulka parametrů hvězd hlavní posloupnosti[3]
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 09,8 035 180 000 38 000 Theta1 Orionis C
B0 07,4 018 020 000 30 000 Phi1 Orionis
B5 03,8 006,5 000,800 16 400 Pi Andromedae A
A0 02,5 003,2 000,080 10 800 Alpha Coronae Borealis A
A5 01,7 002,1 000,020 08 620 Beta Pictoris
F0 01,3 001,7 000,006 07 240 Gamma Virginis
F5 01,2 001,3 000,002,5 06 540 Eta Arietis
G0 01,05 001,10 000,001,26 05 920 Beta Comae Berenices
G2 01 001 000,001 05 780 Slunce[poznámka 1]
G5 00,93 000,93 000,000,79 05 610 Alpha Mensae
K0 00,85 000,78 000,000,40 05 240 70 Ophiuchi A
K5 00,74 000,69 000,000,16 04 410 61 Cygni A[5]
M0 00,51 000,60 000,000,072 03 800 Lacaille 8760
M5 00,18 000,15 000,000,0027 03 120 EZ Aquarii A
M8 00,11 000,08 000,000,0004 02 650 Van Biesbroeck's star[6]
L1 00,09 000,07 000,000,00017 02 200 2MASS J0523−1403

Poznámky[editovat | editovat zdroj]

  1. Slunce je typická hvězda typu G2V

Reference[editovat | editovat zdroj]

  1. 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.
  2. http://www.vendian.org/mncharity/dir3/starcolor/
  3. 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) 
  4. SIMBAD Astronomical Database [online]. Centre de Données astronomiques de Strasbourg [cit. 2008-11-21]. Dostupné online. (anglicky) 
  5. 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) 
  6. 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[editovat | editovat zdroj]