Otevřít hlavní menu

Změny

Velikost nezměněna, před 3 lety
m
scinum; kosmetické úpravy
I když se fyzikální vlastnosti hvězd dají vyjádřit v jednotkách [[Soustava SI|SI]] nebo [[Soustava CGS|CGS]], mnohem častěji se při udávání hmotnosti, svítivosti a poloměru používají solární jednotky, založené na vlastnostech k Zemi nejbližší hvězdy – [[Slunce]], které je od Země vzdáleno přibližně 150 milionů km. Takové jednotky se označují astronomickým symbolem Slunce, např. <math>M_\odot</math> (hmotnost) nebo velkým S na místě dolního indexu.
 
* Nejdůležitějším parametrem je '''[[hmotnost]]''' (značka M, rozměr kg). Hmotnostní rozmezí hvězd je od 0,08&nbsp;[[Sluneční hmotnost|M<sub>S</sub>]] do cca 150&nbsp;M<sub>S</sub>. Podle tohoto parametru lze mimo jiné zjistit délku života hvězdy. Viz [[Seznam nejtěžších hvězd]]. Hmotnost Slunce: ''M''<sub>⊙</sub> = {{nowrap|1.9891 × 109891×10<sup>30</sup> [[kilogram|kg]]}}<ref name="constants">{{cite journal
| last1=Sackmann | first1=I.-J. | last2=Boothroyd | first2=A. I.
| title=Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars
* '''[[Hvězdná velikost]]''', též relativní hvězdná velikost či magnituda (značka mag či <sup>m</sup>) – Nejedná se o velikost v pravém slova smyslu. Je to spíše jakási jasnost na obloze. Viz [[Seznam nejjasnějších hvězd]].
* '''[[Absolutní hvězdná velikost]]''', též absolutní magnituda (značka M) – Není závislá na vzdálenosti od [[Země]] (na rozdíl od relativní magnitudy). Je to magnituda, pozorovatelná 10&nbsp;pc od hvězdy.
* '''[[Zářivý výkon]]''', někdy nesprávně „svítivost“ (značka L, rozměr W), obvykle v jednotkách L<sub>S</sub> (''L''<sub>⊙</sub> = {{nowrap|3.827 × 10827×10<sup>26</sup> [[watt]]ů}}<ref name="constants" />); viz [[Seznam nejzářivějších hvězd]].
* '''[[Spektrální klasifikace|Povrchová teplota]]''' (značka T, jednotka K). S ní souvisí dominantní barva vyzařovaného světla. Viz [[Spektrální klasifikace]].
* '''[[Vzdálenost]]''' (značka většinou r, jednotka [[světelný rok|ly]] nebo [[Parsek|pc]]). Někdy se uvádí místo vzdálenosti [[Paralaxa (astronomie)|paralaxa]] (značka π, jednotka 0,001").
* '''[[Poloměr]]''' (značka r, jednotka [[kilometr]]). Poloměr Slunce: ''R''<sub>⊙</sub> = {{nowrap|6.960 × 10960×10<sup>5</sup> [[kilometr|km]]}}<ref>{{cite journal
| last1=Tripathy | first1=S. C. | last2=Antia | first2=H. M.
| title=Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius
Do objevu [[spektroskopie]] v [[19. století]] se nevědělo, z čeho se hvězdy skládají. [[Gustav Kirchhoff|Gustavu Robertu Kirchhoffovi]] se v druhé polovině 19. století podařilo dokázat, že jistá tmavá [[spektrální čára|čára]] ve slunečním spektru je způsobena rozžhaveným [[sodík]]em. Byla to první indicie objevu, že hvězdy se skládají ze stejných chemických prvků, jako tělesa na Zemi. Jelikož však zároveň vše napovídalo tomu, že hvězdy jsou velmi horké, tyto prvky se vyskytují většinou volně a tudíž nejsou vázány v četných [[Chemická sloučenina|chemických sloučeninách]] jak to známe na Zemi. Jen nejchladnější hvězdy mají na svém povrchu některé jednoduché chemické sloučeniny, například [[Oxid titanatý|TiO]], CH a [[Kyanidy|CN]] (na Slunci např. [[Hydroxyl|OH]], MgH, SiH). V důsledku vysoké teploty je mnoho [[atom]]ů také [[ionizace|ionizovaných]]. Směs volných elektricky nabitých částic ([[ion]]tů) a neutrálních částic se nazývá [[plazma]].
 
V jádrech hvězd, kde je teplota nejvyšší a dosahuje minimálně 7 milionů stupňů, je existence jakékoliv chemické sloučeniny nemožná. Hmota hvězd v těchto částech je ve stavu [[Atomové jádro|atomových jader]] a volných [[lepton]]ů. Některá závěrečná stadia hvězd nejsou složena z [[plazma|plazmatu]]tu, ale z tzv. [[Degenerovaný plyn|degenerovaného plynu]].
 
Jednotlivé prvky se ve spektru hvězdy projevují jako čáry. Podle jejich měření je nejzastoupenějším chemický prvek ve všech plazmových hvězdách vznikajících v naší [[Galaxie Mléčná dráha|Galaxii]] [[vodík]] (71 %). Po něm následuje [[helium]] (27 %).<ref>{{cite book
| isbn=3-540-67877-8 }}</ref>
 
Velké hvězdy hlavní posloupnosti dosahují povrchové teploty 50 000 K. Menší hvězdy jako Slunce mají povrchové teploty několik tisíc K. Nejnižší teploty, okolo 3 600 K, dosahují červení obři, ale díky svému obrovskému povrchu mají vysokou svítivost.<ref name="zeilik">{{cite book | last1=Zeilik | first1=Michael A. | last2=Gregory | first2=Stephan A. | title=Introductory Astronomy & Astrophysics | edition=4th | year=1998 | publisher=Saunders College Publishing | isbn=0-03-006228-4 | page=321 }}</ref>
 
=== Magnetické pole ===
=== Vznik hvězdy ===
 
[[Soubor:Hajašiho stopa.svg|thumbnáhled|Hajašiho stopa]]
 
Hvězdy vznikají z původně chladných, řídkých a studených mračen [[Mezihvězdné prostředí|mezihvězdné hmoty]]. Hustota těchto mračen je vyšší než hustota [[Mezihvězdné médium|mezihvězdného média]], ale stále nižší než hustota uvnitř [[vakuová komora|vakuové komory]]. Tyto oblasti se nazývají molekulární mračna a jsou většinou tvořena vodíkem s ~23–28 % helia a malým procentem těžších prvků. Příkladem takové oblasti, v níž vznikají nové hvězdy, je [[mlhovina v Orionu]].<ref>{{cite journal
| year=1979 | volume=40 | pages=733–791
| bibcode=1979ApJS...40..733M | doi = 10.1086/190603
}}</ref> Od doby, co Slunce dosáhlo hlavní posloupnost před 4,6 miliardami (4.6 × 106×10<sup>9</sup>) let, se jeho svítivost do dnešní doby podle výpočtů zvýšila o 40 %.
 
Pro většinu hvězd je množství hmoty ztracené prostřednictvím hvězdného větru zanedbatelné vzhledem k jejich hmotnosti. Slunce ztratí 10<sup>−14</sup> hmotností Slunce každý rok<ref>{{cite journal | display-authors=1
| accessdate=2006-07-16 }}</ref> Ještě mohutnější jsou exploze [[hypernova|hypernov]].
 
Většina hmoty hvězdy je rozmetána výbuchem supernovy (tak vznikají mlhoviny jako např. [[Krabí mlhovina]]) a to, co zůstane, je [[neutronová hvězda]] (která se někdy projevuje jako [[pulsar]]) nebo v případě největších hvězd (dostatečně velkých, aby zanechaly hvězdný zůstatek těžší než ~ 4 M⊙) vznikne [[černá díra]]. Při neutronové hvězdě je hmota ve stavu známém jako degenerovaná neutronová hmota, případně může v jádru obsahovat ještě exotičtější formu hmoty tzv. QCD hmotu. V případě černé díry je hmota ve stavu, kterému v současnosti nerozumíme.<ref>{{cite journal | last1=Fryer | first1=C. L. | title=Black-hole formation from stellar collapse | journal=Classical and Quantum Gravity | year=2003 | volume=20 | issue=10 | pages=S73–S80 | doi = 10.1088/0264-9381/20/10/309 | bibcode=2003CQGra..20S..73F}}</ref>
 
Hmota, která je hvězdou vyvržena v podobě planetární mlhoviny nebo [[Pozůstatek supernovy|zbytků po výbuchu supernovy]], se neustále rozpíná, mísí se s mezihvězdnou hmotou a vrací se tím do oběhu, takže za nějaký čas z ní mohou vzniknout nové hvězdy.<ref name="supernova" /> Odvržené vnější vrstvy umírajících hvězd obsahují těžké prvky, které po zrecyklovaný další generací hvězd umožňují vznik kamenných planet.
| accessdate=2006-07-16 }}</ref>
 
Téměř všechny hvězdy tvoří spolu s mezihvězdnou hmotou a obrovskými množstvími [[Temná hmota|temné hmoty]] gigantické kompaktní systémy – galaxie. Hvězda, která je součástí nějaké galaxie, obíhá kolem jejího [[Galaktické jádro|jádra]]. I hvězdy zdánlivě vytržené z galaxií (například při vzájemných kolizích galaxií) zřejmě spadají pod gravitační vliv nějaké galaxie. Všechny hvězdy viditelné na obloze pouhým okem a menšími dalekohledy patří do naší Galaxie – Mléčné dráhy. Typická galaxie obsahuje stovky miliard hvězd, přičemž v pozorovatelném vesmíru se nachází více než 100 miliard (10<sup>11</sup>) galaxií.<ref>{{cite web | title=What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe? | publisher=Royal Greenwich Observatory | url=http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/faqs/what-is-a-galaxy-how-many-stars-in-a-galaxy-how-many-stars/galaxies-in-the-universe | accessdate=2006-07-18 }}</ref> Odhad počtu hvězd z roku 2010 říká, že ve viditelném vesmíru existuje 300 sextilionů (3 × 103×10<sup>23</sup>) hvězd.<ref>{{cite web
| first=Seth | last=Borenstein | date=December 1, 2010
| title=Universe's Star Count Could Triple | work=CBS News
 
== Vzdálenosti mezi hvězdami ==
Ve dvojhvězdách a vícenásobných hvězdách jsou vzdálenosti mezi jejich složkami relativně malé, někdy srovnatelné se vzdálenostmi planet od Slunce, jindy o něco větší. Mnohem větší jsou však vzdálenosti, jaké mají od sebe jednotlivé nesouvisející vícehvězdné systémy nebo osamělé hvězdy typu Slunce. Nejbližší hvězdou ke Slunci je Proxima Centauri vzdálená 39,9 bilionu km nebo 4,2 světelného roku. Trvalo by 150 000 let, než bychom se k ní dostali rychlostí, jakou kosmická stanice ISS obíhá kolem Země (8 km / s = 27&nbsp;500&nbsp;km/h).<ref>3.99 × 1099×10<sup>13</sup> km / (3 × 103×10<sup>4</sup> km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 105×10<sup>5</sup> let.</ref> Takové vzdálenosti jsou běžné pro vnitřek galaktického disku.<ref>{{cite journal | last1=Holmberg | first1=J. | last2=Flynn | first2=C. | title=The local density of matter mapped by Hipparcos | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=313 | issue=2 | year=2000 | pages=209–216 | bibcode=2000MNRAS.313..209H | doi = 10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x |arxiv = astro-ph/9812404 }}</ref> Kvůli poměrně velkým vzdálenostem mezi hvězdami nejsou vzájemné srážky hvězd časté. Hvězdy jsou k sobě mnohem blíže v centru galaxií nebo v kulových hvězdokupách, kde se mezi nimi vyskytuje i více kolizí,<ref name="DarkMatter">{{cite web | title=Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic | publisher=CNN News | date=June 2, 2000 | url=http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ | accessdate=2006-07-21 }}</ref> ale i mnohem dál, např. v [[Galaktické halo|galaktickém halo]].
 
== Pohyb hvězd ==
[[Soubor:Pleiades large.jpg|thumbnáhled|Mladé hvězdy otevřené hvězdokupy [[Plejády]] v [[souhvězdí Býka]]. Tyto hvězdy mají společné kinematické charakteristiky a společně se pohybují vesmírem.<ref>{{cite journal
| last=Loktin | first=A. V.
| title=Kinematics of stars in the Pleiades open cluster
{{Podrobně|Spektrální klasifikace}}
 
[[Soubor:HR-diag-w-text-cs.svg|thumbnáhled|HR diagram]]
 
Hlavním zdrojem informací o hvězdách je jejich světlo rozložené do [[Barevné spektrum|spektra]]. Charakter spektra hvězdy určuje především teplota atmosféry hvězdy. Současný systém klasifikace hvězd má původ na počátku [[20. století]]. Tehdy se hvězdy klasifikovaly od A po Q na základě síly čar vodíku. V té době nebylo známo, že hlavním faktorem ovlivňujícím sílu této čáry je teplota. Čára dosahuje maxima při 9 000 K a slábne při vyšších i nižších teplotách. Po seřazení klasifikace podle teploty už připomínala současné schéma.
Kolem některých hvězd byla dokázána existence temných průvodců, kteří se nedají pozorovat dalekohledy a nejsou ani spektroskopickými dvojhvězdami. Přesto tito neviditelní společníci gravitačně působí na hvězdu. Mohou jimi být bývalé plazmové hvězdy, které se staly malými degenerovanými hvězdami, a proto jsou nepozorovatelné. Jde o bílé trpaslíky, neutronové hvězdy nebo černé díry. Jiné hvězdy mají zase mnohem méně hmotných společníků, což jsou buď hnědí trpaslíci nebo [[planeta|planety]]. Až do 90. let 20. století astronomové nevěděli, zda i jiné hvězdy mají planety. V posledním desetiletí se však začalo objevovat množství [[Exoplaneta|planet obíhajících kolem jiných hvězd]] a v současnosti jich známe již více než 900.<ref>{{Citace elektronické monografie
| url = http://www.planetarium.sk/extrasolar/
| datum přístupu = 2013-10-07
}}</ref>
 
 
== Historie výzkumu ==
[[Soubor:Dibuix de Leo.png|thumbnáhled|Lidé viděli vzory ve hvězdách už od starověku.<ref name="forbes" /> Tato kresba, vytvořená roku [[1690]] [[Johannes Hevelius|Johannem Heveliem]], zobrazuje [[souhvězdí Lva]].<ref>{{cite book
| first=Johannis | last=Hevelius | year=1690
| title=Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia
| rok = 2003
| isbn = 80-8067-074-9
}}
* {{Citace periodika
| titul = Najmasívnejšia hviezda sa ešte nenašla
275 356

editací