V této úvodní kapitole se pokusíme nastínit některé metodologické aspekty stavby fyziky a jejího začlenění do kontextu ostatní přírodovědy a vědeckého poznání vůbec. Tyto metodologické poznámky mohou být zajímavé např. pro studenty a zájemce nefyzikálních profesí, kteří si chtějí udělat ucelený obraz o fyzikálních aspektech zkoumání přírody.
Ullmann V. planetu blízkosti hvězdy. Skutečně, astronomická pozorování ukazují širokou škálu hvězdných
hmotností: trpasličích hvězd hmotnosti desetin M¤, přes hvězdy podobné našemu Slunci, po
masívní hvězdy mnoha desítek hmotnosti Slunce M¤. hnědých trpaslíků. Dlouhodobé pozorování umožňuje základě analýzy
změn (výkyvů) tranzitu zjistit příp.3).
http://astronuklfyzika. Jsou zásadě tři metody nepřímé detekce exoplanet:
l Tranzitní metoda měří nepatrný pokles jasnosti hvězdy při přechodu planety přes kotouček hvězdy, přičemž tyto
poklesy jasnosti pravidelně opakují. nitru větších
hnědých trpaslíků však může docházet slučování jader deuteria. Tato hmotnost příliš malá to,
aby jejich nitru teplota dosáhla hodnoty nezbytné pro zapálení obvyklé jaderné fúze vodíkových jader. Nově vzniklý hnědý trpaslík tak může dočasně zářit
jako slabá hvězda, avšak deuterium brzy spotřebuje, hnědý trpaslík chladne pak spíš podobný velké planetě.: Černé díry
zásadě pomoci spektrometrická analýza: planety kolem hvězdy svítí odraženým světlem, které "červenější" než světlo
mateřské hvězdy.
Výsledná hmotnost hvězdy dána množstvím látky, kterou kontrahující oblak stačí sebe "nabalit" do
zapálení termonukleární reakce. Tento způsob sice citlivý, ale jedná vzácnou
a jednorázovou událost; takového unikátního pozorování lze usoudit pouze existenci planety, nelze však stanovit
parametry její dráhy.
Jako hnědý trpaslík označuje útvar, který pomezí mezi malými hvězdami velkými planetami.
Různé hmotnosti hvězd.
l Gravitační čočka při zákrytu analyzované hvězdy jinou vzdálenější hvězdou lze očekávat ohyb jejího světla
gravitačním polem, efekt gravitační čočky (miniaturní obdoba jevu diskutovaného §4.
l Výkyvy těžiště hvězdy planeta hvězda obíhají kolem společného těžiště, což způsobuje pravidelné malé změny
polohy vlastní hvězdy.
Těmito nepřímými metodami již byly velké planety několika hvězd prokázány. Vzhledem nepatrným výchylkám velké vzdálenosti nelze zatím tento jev pozorovat přímo na
poloze hvězdy obloze, ale radiální pohyby hvězdy směrem nám nás lze měřit spektrometricky pomocí
Dopplerova jevu. Jejich hmotnost
se odhaduje desítky hmotnosti Jupitera, tedy několik setin hmotnosti Slunce M¤.
♦ Interakce zhuštěnin zárodečném oblaku,
vlivem nichž mohou být některé menší zárodky vymrštěny oblaku tím přijdou přísun materiálu -
jejich růst zastaví. Geometrickou podmínkou zde ovšem to, aby prodloužená rovina oběžné
dráhy exoplanety procházela místem pozorovatele (tj.
♦ Rotace zárodečného oblaku
- oblak velkým rotačním momentem hybnosti při kontrakci snadno fragmentuje menší části, nichž
vznikají hvězdy menších hmotností. další planety (které našeho zorného úhlu nepřecházejí přes kotouč hvězdy) a
přibližně stanovit parametry jejich oběhu.
V důsledku těchto okolností, kromě hvězd hmotnosti Slunce vyšších, vzniká velké množství malých
trpasličích hvězd hmotnostech několika desetin patrně útvarů ještě menších, které již nejsou
hvězdami pravém slova smyslu tzv. Zvláště první generaci hvězd raném vesmíru
byly výrazně zastoupeny hvězdy hmotností 300M¤.cz/Gravitace4-1. Sledování průběhu tohoto
ohybu během zákrytu může odhalit příp.2008 12:14:25]
.
♦ Turbulence zárodečném oblaku,
v jejichž důsledku původní oblak hustotně rozdělí řadu podoblastí-zárodků odlišných velikostí, z
nichž pak vznikají hvězdy nejrůznějších hmotností. Tato potenciální možnost závisí několika faktorech:
♦ Hmotnost zárodečného oblaku,
limitující úhrnnou hmotnost hvězd, planet zbylého materiálu.htm 16) [15.10. Zemí). Obří trpasličí hvězdy
Gravitační kontrakcí zhušťováním plyno-prachových oblaků mohou vznikat hvězdy další útvary
nejrůznějších velikostí hmotností
