Řešení úlohy 9.1
Nejprve určíme zářivý
výkon
, dále platí
.
Řešení úlohy 9.2
Dosadíme do Pogsonovy rovnice
.
Řešení úlohy 9.3
Pro úhlový poloměr
platí vztah
, odtud
. Dosazením pro poloměr v maximu jasnosti
obdržíme
a v minimu jasnosti
.
Řešení úlohy 9.4
Lze
předpokládat závislost periody
.
Platí
, rozměr jednotlivých
parametrů je
s,
kg
s
,
,
.
Porovnáním rozměrů levé a pravé části vztahu
obdržíme
s
kg
s
kg
m
.
K platnosti rozměrové rovnice musí být splněny
algebraické rovnice
![]() ![]() |
![]() |
|
![]() |
![]() |
|
![]() ![]() |
![]() |
Řešení úlohy 9.5
Předpokládejme, že
v atmosféře hvězdy převládá látka složená
z neutrálních atomů. Pro střední kvadratickou rychlost
atomů platí
,
kde
je teplota a
hmotnost atomů, teplotou
rozumíme efektivní povrchovou teplotu hvězdy. Druhá
kosmická rychlost
, kde
je
hmotnost hvězdy a
její poloměr. Poměr uvedených
rychlostí je
Hmotnost hvězdy i neutrálních atomů se nemění, proto
platí
,
součin teploty a poloměru hvězdy je stálý. Nechť
a
jsou teplota a poloměr
proměnné hvězdy v maximu jasnosti,
a
analogicky teplota a poloměr v minimu jasnosti.
V obou případech teplota odpovídá efektivní povrchové
teplotě. Po dosazení do Pogsonovy rovnice obdržíme
,
odtud je poměr poloměrů
.
V úlohách v této kapitole lze nahradit rozdíl absolutních bolometrických
hvězdných velikostí rozdílem z pozorování přímo zjištěných pozorovaných
hvězdných velikostí.
Řešení úlohy 9.6
Z uvedených charakteristik
spočítáme průměrnou hustotu a dosadíme do uvedeného
vztahu
. Obdržíme u
bílého trpaslíka
,
s, u hvězdy typu
Cephei
,
dne a u miridy
,
dne.
Řešení úlohy 9.7
Dosadíme číselně do
uvedeného vztahu
.
Řešení úlohy 9.8
Platí aplikace Stefanova-Boltzmannova zákona
a
,
dále
.
Dostáváme
,
po dosazení
.
Řešení úlohy 9.9
Nejprve určíme
z uvedeného vztahu absolutní hvězdnou velikost
. Vzdálenost stanovíme dosazením do vztahu
.
Řešení úlohy 9.10
Nejprve určíme z uvedeného vztahu absolutní
hvězdnou velikost
. Vzdálenost stanovíme dosazením do vztahu
kpc.
Řešení úlohy 9.11
Pro vzdálenost platí
, dále
obdržíme
.
Řešení úlohy 9.12
V prvním případě platí
10
,
odtud po dosazení obdržíme
,
. V druhém případě platí
,
tedy
.
Řešení úlohy 9.13
Pro vzdálenost
platí vztah
,
kde
je v pc, změna poloměru
v
a změna úhlového poloměru
v mas. Dosazením obdržíme
pc.
Řešení úlohy 9.14
Pro vzdálenost
platí vztah
,
odtud
,
dosazením obdržíme
,
což odpovídá stanovenému poměru
.
Řešení úlohy 9.15
Dosadíme do vztahu
vyjádříme
a dosazením obdržíme
dne.
Řešení úlohy 9.16
Dosadíme do vztahu
a
určíme vyjádříme
= 5,248 dne.
Řešení úlohy 9.17
Při ,
,
,
,
,
.
Řešení úlohy 9.18
Dosadíme do vztahu
, odkud obdržíme
,
což je ve velmi dobré shodě s hodnotou, kterou
bychom dostali Baadeovou-Wesselinkovou metodou, viz úloha 13.
Řešení úlohy 9.19
Perioda
dne
s,
.
Zavedeme
a
, odtud platí
a
.
Po úpravách obdržíme
a
Řešení úlohy 9.20
Platí Dopplerův vztah
.
Maximální a minimální vlnové délky jsou
,
a
,
.
Rozdíly
a
. Odtud získáme
a
.
Pro poměr hmotností
. Platí
, určíme
a
,
. Hmotnosti
jednotlivých hvězd stanovíme ze vztahu
a obdobně pro druhou složku. Získáme
a
,
dosazením
a
kg.
Řešení úlohy 9.21
Analýzou časových údajů v J.D. nalezneme periodu
dne.
Řešení úlohy 9.22
Analýzou časových
údajů v J.D. nalezneme periodu
dne.
Řešení úlohy 9.23
Amplitudy změn jasnosti
při zákrytu hvězdy s menším poloměrem za s větším poloměrem a naopak při průchodu hvězdy
s menším poloměrem před s větším jsou
stejné a lze je popsat vztahem
,
kde
a
jsou poloměry větší a
menší hvězdy,
a
jejich absolutní
hvězdné velikosti. Při stejných teplotách obou hvězd
je větší jasnější. Maximální amplituda změn
jasnosti zákrytové proměnné nastane tehdy, jestliže
druhá hvězda bude mít stejný poloměr a absolutní
hvězdnou velikost jako hvězda první. Amplituda je rovna
,
soudobá fotometrická technika umožňuje určovat jasnosti
na tři desetinná čísla.
Minimální amplituda změn jasnosti při
centrálním zákrytu nastane při maximálním rozdílu
poloměrů a absolutních hvězdných velikostí. Nechť
druhá složka se vyznačuje malým poloměrem a nízkou
jasností. Například jde o hvězdu hlavní posloupnosti
slunečního typu, s absolutní hvězdnou velikostí 5mag,
podtrpaslíka s absolutní hvězdnou velikostí 6mag,
respektive bílého trpaslíka s nízkou jasností. První
složkou může být veleobr Ia o absolutní hvězdné
velikosti 8mag. Proto minimální amplituda změn jasností
zákrytové proměnné je rovna
.
Tato veličina je podstatně menší než
měřitelné možnosti soudobé fotometrie. Proto existují
zákrytové proměnné, jejichž změnu jasnosti
fotometricky nemůžeme zjistit, minimální detekovaná
amplituda je nulová.
Řešení úlohy 9.24
Stejné hlavní a
vedlejší minimum zákrytové proměnné znamenají, že
obě složky mají stejnou jasnost, tudíž shodné
efektivní povrchové teploty. Označíme a
poloměry větší a menší hvězdy, pro
velikost minim platí
.
Odtud nalezneme poměr poloměrů hvězd
.
Z podmínky shodných hustot můžeme určit poměr
jejich hmotností
.
Minima nastávají za stejné časové
intervaly, tudíž dráhy obou složek jsou kruhové,
oběžná doba je 60 dnů. Při centrálním zákrytu
můžeme stanovit z pozorování čáry
H rychlost hvězd. Platí
.
Odtud stanovíme vzdálenost mezi
hvězdami
km
. Znalost velké poloosy
umožňuje určení součtu hmotností obou složek
a odtud
a
.
Řešení úlohy 9.25
Vyjdeme ze vztahu
a
,
odkud
.
Při numerickém dosazení dostáváme
.
Řešení úlohy 9.26
Platí vztahy
,
,
.
Z posledního vztahu obdržíme
=
,
,
.
Řešení úlohy 9.27
Řešíme rovnice
,
,
odkud získáme
a
.
Řešení úlohy 9.28
Nejprve určíme
.
Dále platí
,
.
Platí
, odtud
,
.
Parametr
, následně
, dále
. Po
dosazení obdržíme
,
.
Řešení úlohy 9.29
Střední oběžná
rychlost první složky je
,
druhé složky je
.
Velikost
km,
km. Dále platí
km. Dosazením do
III. Keplerova zákona a úpravou získáme
,
odkud po dosazení
kg
.
Při platnosti
obdržíme
a
.