Počet hvězd - Star count
Počty hvězd jsou průzkumy účetnictví hvězd a statistické a geometrické metody používané k opravě zkreslení údajů průzkumu . Průzkumy se nejčastěji provádějí z blízkých hvězd v Mléčné dráze .
Jedním ze zájmů astronomie je zjistit, kolik hvězd existuje u každého z několika typů, do kterých lze hvězdy kategorizovat, a jak jsou tyto hvězdy rozloženy ve vesmíru.
Důvody pro počet hvězd
Při výpočtu počtu hvězd astronomové zvažují mnoho různých kategorií, které byly vytvořeny za účelem klasifikace několika hvězd, které byly dobře studovány. Jednou z nadějí na studium výsledků počtu hvězd je objevování nových kategorií. Různé počty se obvykle snaží kategorizovat hvězdy pouze pro několik níže uvedených kvalit a určit, jak běžná je každá považovaná kvalita a jak jsou hvězdy tohoto druhu distribuovány.
- Teplota : V astronomii se teplota obvykle zobrazuje pomocí písmenových kódů O BAFGKM od „modré“ (typ O , ve skutečnosti namodralá bílá) přes bílou (typ F ) až po „červenou“ (typ M , ve skutečnosti rudě oranžová). Typy L a T se používají pro hnědé trpaslíky , jejichž „barvy“ jsou v infračervené oblasti .
- Velikost : Velikost se obvykle označuje římskými číslicemi I ( supergianty ) až V (trpaslíci).
- Věk : Hvězdy jsou obvykle seskupeny do populace I (mladá) a populace II (stará).
- Umístění : V Mléčné dráze jsou skupiny popsány jako tenký disk , silný disk , centrální boule a halo .
- Mnohonásobnost : Většina hvězd je členy dvojhvězdy, trojhvězdy nebo dokonce dvojhvězdy. Naše vlastní slunce se zdá být neobvyklé, protože nemá společnou hvězdu.
Ve všech výše uvedených kategoriích je mnoho jemnějších členění.
Zaujatost
Existuje mnoho nevyhnutelných problémů v počítání hvězd za účelem získání přesného obrazu o rozložení hvězd ve vesmíru. Účinky našeho úhlu pohledu v galaxii, zakrývající mraky plynu a prachu v galaxii, a zejména extrémní rozsah vlastní jasnosti, vytvářejí zaujatý pohled na hvězdy.
- Hvězdy se liší mnohem více ve skutečném jasu než ve vzdálenosti.
- Naše přímá viditelnost skrz Mléčnou dráhu je přerušena velkými oblaky plynu a prachu, které blokují náš pohled na hvězdy vzdálené více než několik tisíc světelných let .
- Sun se nachází v disku Mléčné dráhy, v severním okraji tenkého disku a na vnitřním okraji spirálním rameni s názvem Orion-Cygnus Arm . Existuje dobrý důvod se domnívat, že hvězdy na tenkém disku galaxie se liší od silnější části disku a od boule a halo. Některé hvězdy jsou zjevně častější ve spirálních ramenech než na disku mezi rameny.
S vědomím, že tyto efekty vytvářejí zkreslení, se astronomové analyzující počty hvězd pokoušejí zjistit, kolik zkreslení každý účinek způsobil, a poté jej co nejlépe kompenzovat.
Vrozené komplikace světelnosti
Největším problémem ovlivňujícím počty hvězd jsou extrémní rozdíly v přirozeném jasu různých velikostí.
Těžké, jasné hvězdy ( obři i modří trpaslíci ) jsou nejběžnějšími hvězdami uvedenými v obecných katalogech hvězd , i když v průměru jsou ve vesmíru zjevně vzácné. Malé slabé hvězdy ( červení trpaslíci ) se zdají být nejběžnějšími hvězdami ve vesmíru, přinejmenším lokálně, ale lze je vidět pouze pomocí velkých dalekohledů, a to pouze tehdy, jsou-li v dosahu několika desítek světelných let od Země.
Například modrá obří ζ Puppis je 400 milionů krát větší světelný než nejbližší hvězdě, o rudého trpaslíka s názvem Proxima nebo alfa Centauri C . Přestože je Proxima od nás vzdálena jen 4,2 světelných let, je tak slabá, že ji nelze vidět pouhým okem ( viditelný je jeden z jejích společníků, α Centauri A ). Hvězda ζ Puppis je jedním z nejjasnějších z viditelných extrémně modrých supergiantů. Je tak jasný, že se zdá, že jde o hvězdu druhé velikosti, i když ζ Puppis je vzdálený 1 399 světelných let.