Struktura

Cefeidy

Cefeidy

Pro určování ještě větších vzdáleností se v astronomii používá objektů, u nichž je možné určit vzdálenost. Používají se například Cefeidy, což jsou pulzující proměnné hvězdy, které periodicky mění svou jasnost. Pokud změříme periodu změny jasnosti, můžeme dopočítat zářivý výkon hvězdy. Podle zdánlivé jasnosti Cefeidy na obloze můžeme určit vzdálenost.

Pomocí Cefeidy je potom možné určit vzdálenost objektů, jejichž součástí tyto Cefeidy jsou.

Postup určení vzdálenosti hvězdy – hvězdná velikost

Relativní hvězdná velikost m

  • jednotkou je magnituda, značka je mag nebo m

  • fotometrická veličina, která udává jasnost světelného zdroje na obloze

  • tato veličina nemá nic společného s rozměry hvězdy

Starověká astronomie zavedla hrubé dělení na šest skupin – tříd. Nejjasnější 1 mag a nejslabší 6 mag.

V roce 1854 na základě tohoto dělení Norman Robert Pogson vytvořil matematický předpis pro obecnou jednotku jasnosti.

Tato jednotka vychází z Weber-Fechnerova psychofyzikálního zákona, který říká, že mění-li se fyzikální podněty působící na naše smysly řadou geometrickou, vnímáme jejich změnu řadou aritmetickou.

Což znamená, že magnituda je proto logaritmická jednotka. Rozdíl jedné magnitudy odpovídá poměru jasností 2,512 : 1. Tj. hvězdy lišící se o 5 magnitud mají vzájemný poměr jasností 1:100.

Rozdíl hvězdných velikostí dvou hvězd m1 - m2 je tedy definován pomocí tzv. Pogsonovy rovnice

m_{1}-m_{2}=-2,5log\frac{I_{1}}{I_{2}}

kde I1 a I2 jsou hustoty světelného toku (množství světla dopadajícího na jednotku plochy za jednotku času) dopadajícího na lidské oko nebo čidlo přístroje ze dvou srovnávaných hvězd.

Hvězdná velikost m libovolné hvězdy je tedy rovna

m=-2,5log\frac{I}{I_{0}}

kde I je hustota světeného toku hvězdy, I0 je hustota světelného toku hvězdy, které byla definitoricky přidělena hvězdná velikost 0 mag. Původně byly hvězdné velikosti kalibrovány podle vybraných hvězd v okolí severního světového pólu (tzv. severní polární posloupnost).

Absolutní hvězdná velikost M

Absolutní hvězdnou velikostí rozumíme takovou hvězdnou velikost, kterou by hvězda měla podle předchozí definice ve vzdálenosti 10 pc. Závisí jen na skutečné svítivosti hvězdy. Každou hvězdu si představíme přestěhovanou do vzdálenosti 10 pc.

Zadáváme-li vzdálenost hvězdy v parsecích (r), platí mezi absolutní a relativní hvězdnou velikostí jednoduchý vztah: M = m + 5 – 5log r.

Pro určování vzdáleností se někdy využívají proměnné cefeidy, jejichž absolutní hvězdná velikost má souvislost s periodou proměnnosti P vyjádřenou ve dnech podle vztahu M = – 2,81 log P – 1,43.

Ze známé periody a relativní hvězdné velikosti určíme z posledních dvou vztahů snadno vzdálenost hvězdy.

Logolink