Astrofyzika

S ohledem na to, že poznatky o vesmíru lze získat především studiem elektromagnetického záření, byl astrofyzika rozdělena podle oblastí spektra studovaného záření.

Astrofyzika: radiová

mikrovlnná

infračervená

optická

ultrafialová

rentgenová

gama

Mnoho dalších poznatků lze také získat ze znalostí mechaniky.

Při určování vzdáleností ve Sluneční soustavě se používá astronomická jednotka, což je střední vzdálenost země od slunce. Její velikost je přibližně 150.109 km. Další jednotkou, . používanou při určování vzdálenosti hvězd. je světelný rok, což je vzdálenost kterou urazí světlo za rok. V astrofyzice se při určování vzdáleností hvězd se především využívá parsec (pc). Tato jednotka je definována jako vzdálenost, z niž bychom viděli velkou poloosu trajektorie Země pod úhlem 1´´. Mezi vzdáleností r vyjádřenou v parsecích a paralaxou π vyjádřenou v obloukových vteřinách platí vztah.

Při převodu na metry platí 1pc = 3,086.1016 m.

Pro zjištění vzdálenosti r při jiném úhlu nebo při jiné vzdálenosti viděné pod úhlem 1´´, pak platí vztah, kde α je úhel vyjádřený v obloukových vteřínách a a je vzdálenost kterou pod tímto úhlem vidím.

Hmotnosti hvězd. Hmotnosti kosmických těles se stanovují srovnáním pohybu tělesa s pohybem jiného tělesa v jeho gravitačním poli. Za předpokladu, že trajektorie obíhajícího tělesa je kružnice platí:

v0 = vk è Fd = Fg è è po přepisu pak:

kde M je hmotnost tělesa okolo kterého obíhá druhé a to ve vzdálenosti R, s kruhovou rychlostí vk. (m je hmotnost obíhajícího tělesa).

Obdobný vztah pak platí i pro menší tělese (družice), zde je pak nutné místo R počítat R+h, kde h je vzdálenost od středu k povrchu tělesa o hmotnosti M.. Při počítání se vzdálenějšími a hmotnějšími tělesy lze h zanedbat.

Zářivý výkon a povrchová teplota je jednou ze základních charakteristik hvězdy. Je definován jako celkový výkon záření, vysílaný celým povrchem hvězdy do prostoru. Pro zářivý tok Φ, dopadající kolmo na plochu s obsahem S ve vzdálenosti r od hvězdy platí bez úvahy absorpce

kde L je zářivý výkon ve wattech.

Zářivý výkon je dán povrchovou teplotou hvězdy Tef a jejím poloměrem R. Zářivý výkon můžeme potom vyjádřit vztahem, kde σ je Stefan-Bolzmanova konstanta.

Charakteristickou vlastností hvězd je také jejich střední hustota. Roste směrem k jejich středu.

Rudý posuv E. Hubble zjistil, že čím dál je od nás určitá galaxie, tím více jsou spektrální čáry v jejím spektru posunuty k červenému okraji spektra. Tento jev lze vysvětlit pomocí Dopplerova jevu. Vzdaluje-li se galaxie od nás rychlostí v, budeme míso vlnové délky λ pozorovat vlnovou délku větší o Δλ = λ c/v.

Hubble také zjistil, že rychlost v vzdalování galaxie je přímo úměrná její vydálenosti r . Tuto vzdálenost vyjadřuje Hubbleúv vztah, kde H je Hubbleova konstanta.

Za její průměrnou hodnotu považujeme H = (75 ± 25) km.s-1.mpc-1.