Hvězda: Porovnání verzí
Smazaný obsah Přidaný obsah
m Oprava gramatiky. Oprava překlepů. Oprava terminologie. Změna formulace. značka: editace z Vizuálního editoru |
m převedení šablony cite web na citace elektronické monografie za použití AWB |
||
Řádek 10:
Pod pojmem hvězda se ve starém chápání myslel téměř každý objekt na noční obloze jako [[planeta]], [[kometa]] atd. kromě [[Měsíc]]e. V užším [[Astronomie|astronomickém]] významu jsou hvězdy ty kosmické kulovité objekty, které mají vlastní zdroj viditelného záření. Během velké části své existence, přeneseně zvané „život“, je zdrojem tohoto záření hvězd [[termonukleární fúze]] [[vodík]]u na [[helium]] v jádru hvězdy. Ta uvolňuje energii, která prochází vnitřkem hvězdy a je vyzářena do vnějšího prostoru. Poté, je-li hvězda, která vyčerpala zásoby vodíku, dostatečně hmotná, vznikají ve hvězdě [[Chemický prvek|chemické prvky]] těžší než helium. Před koncem života mohou hvězdy obsahovat [[Degenerovaný plyn|degenerovanou hmotu]]. Astronomové zjišťují hmotnost, věk, [[Metalicita|metalicitu]] (chemické složení) a mnohé další vlastnosti pomocí pozorování [[Mechanický pohyb|pohybu]] hvězdy vesmírem, [[svítivost]]i a analýzou jejího záření. Graf porovnávající teplotu hvězd s jejich svítivostí, známý jako [[Hertzsprungův-Russellův diagram]], umožňuje zjistit věk a stav vývoje hvězdy.
Hvězda začíná jako [[Gravitační kolaps|kolabující]] mrak materiálu složený hlavně z vodíku, hélia a stopových množství těžších prvků. Jakmile dosáhne jádro hvězdy dostatečné [[Hustota|hustoty]], vodík se začne termonukleární fúzí přeměňovat na helium a vyzařovat energii.<ref name="sunshine">{{
|
|
| url = http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html
|
|
|
| url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html
|
| publisher = Rochester Institute of Technology
|
| url = http://web.archive.org/web/20080210154901/http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html
|
| publisher = NASA Observatorium
|
Systémy, které se skládají ze dvou či více gravitačně svázaných hvězd, jsou označovány jako [[Dvojhvězda|dvounásobné]], respektive [[Vícenásobná hvězda|vícenásobné]]. Pokud obíhají příliš blízko sebe, jejich vzájemné gravitační působení může výrazně ovlivnit jejich vývoj.<ref name="iben">{{cite journal
Řádek 76:
=== Záření ===
[[Energie|Energii]], kterou hvězdy produkují jako následek [[jaderná fúze|jaderné fúze]], vyzařují do vesmíru buď jako [[elektromagnetické záření]] nebo v podobě [[Korpuskulární záření|částic]]. Tyto vyzářené částice tvoří [[hvězdný vítr]],<ref>{{
|
|
| publisher=The University of Chicago News Office
|
|
[[Soubor:Galactic Cntr full cropped.jpg|náhled|Hvězdy v galaxii [[Galaxie Mléčná dráha|Mléčná dráha]]]]
[[Barva]] hvězdy je dána tou [[frekvence|frekvencí]] viditelného [[světlo|světla]], kterou hvězda vyzařuje nejintenzivněji. Tato frekvence závisí na teplotě vnějších vrstev hvězdy.<ref>{{
Astronomové dokáží pomocí spektra hvězdy určit její povrchovou teplotu, [[metalicita|metalicitu]] a rychlost [[rotace]]. Pokud je známa vzdálenost hvězdy, tak se dá určit i svítivost a na základě hvězdných modelů lze odhadnout hmotnost, poloměr, povrchovou gravitaci a dobu rotace. Zakřivení okolí hvězdy její gravitací se využívá k určení hmotnosti samostatných hvězd.<ref>{{
|
| publisher=Hubble News Desk |
|
| last1=Garnett | first1=D. R. | last2=Kobulnicky | first2=H. A.
| title=Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation
Řádek 98:
| bibcode=2000ApJ...532.1192G|arxiv = astro-ph/9912031 }}</ref>
Svítivost hvězdy představuje množství vyzářené energie za jednotku času. Závisí na její povrchové teplotě a poloměru. Udává se v jednotkách výkonu. Hvězdy většinou nevyzařují energii rovnoměrně celým povrchem. Např. rychle rotující hvězda [[Vega]] má větší energetický tok na [[Zeměpisný pól|pólech]] než podél [[Zemský rovník|rovníku]].<ref>{{
|
|
| publisher=National Optical Astronomy Observatory
| url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html
|
}}</ref>
Řádek 117:
| title=Astrophysics: Decoding the Cosmos
| publisher=John Wiley and Sons | isbn=0-470-01306-0
| page=78 }}</ref> Ostatní prvky tvoří oproti vodíku a héliu jen nepatrnou příměs, jejíž množství není u všech hvězd stejné. Podíl těžkých prvků se zjišťuje prostřednictvím obsahu železa v [[Atmosféra hvězdy|hvězdné atmosféře]], protože železo je běžný prvek a jeho absorpční (tmavé) čáry se měří relativně snadno. Jelikož [[Molekulární mračno|molekulární mračna]], z nichž vznikají hvězdy, se postupně obohacují o těžší prvky z výbuchů [[supernova|supernov]], můžeme chemické složení použít i na odvození věku hvězdy<ref>{{
|
|
| publisher = ESO |
| last2=Valenti | first2=J. | title=The Planet-Metallicity Correlation
| journal=The Astrophysical Journal | year=2005 | volume=622 | issue=2
| pages=1102–1117 | bibcode=2005ApJ...622.1102F | doi = 10.1086/428383 }}</ref> Chemické složení hvězd se časem mění v důsledku termonukleárních reakcí, které mění prvky na jiné prvky.
[[HE 1327-2326]] je hvězdou s nejnižším odměřeným obsahem [[Železo|železa]]. Obsahuje pouze 1/200 000 železa, které se nachází ve Slunci.<ref>{{
|
| publisher=ScienceDaily |
| last=Feltzing | first=S. | last2=Gonzalez | first2=G.
| title=The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates
Řádek 145:
=== Hraniční hmotnost ===
Množství hmoty tvořící hvězdy je fyzikálními zákony omezené. Při nízké metalicitě mají nejmenší hvězdy mají asi 8,3 % hmotnosti Slunce, což je zhruba 87násobek hmotnosti nejhmotnější planety [[Sluneční soustava|sluneční soustavy]] – [[Jupiter (planeta)|Jupitera]].<ref name="minimum">{{
|
|
| publisher=New Scientist
|
| title=Hubble glimpses faintest stars
| publisher=BBC | date=August 18, 2006
Řádek 155:
| accessdate=2006-08-22
| first=Elli
| last=Leadbeater}}</ref> Teoretické minimum hmotnosti hvězdy se stejnou metalicitou, jakou má Slunce, je 75násobek hmotnosti Jupiteru.<ref name="minimum" /><ref>{{
|
| url=http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html
|
| publisher=Carnegie Institution of Washington
|
|
|
|
[[Soubor:Eta Carinae (captured by the Hubble Space Telescope).jpg|náhled|[[Eta Carinae]], jedna z nejhmotnějších a nejzářivějších známých hvězd]]
Řádek 175:
| date=July 21, 2010
| url=http://www.eso.org/public/news/eso1030/
| accessdate=2010-17-24 }}</ref> Hvězdy těžší než 150násobek hmotnosti Slunce vznikají podle studie kolizemi a splynutím těžkých hvězd v těsném systému dvou hvězd, z nichž každá měla méně než 150 hmotností Slunce.<ref>{{
|
| publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
|
|
=== Hustota ===
Řádek 187:
[[Soubor:Star-sizes.jpg|vlevo|náhled|Tento obrázek porovnává velikosti hvězd. Vlevo na každé části obrázku se nachází největší hvězda z předchozí části obrázku v poměru velikosti. Země je zcela vpravo na obrázku číslo 1 a Slunce je třetí zleva na obrázku číslo 3]]
Kromě Slunce jsou všechny hvězdy na obloze kvůli obrovským vzdálenostem viditelné jen jako mihotavé světelné body. Slunce je také hvězda, ale je dostatečně blízko na to, abychom ji viděli jako disk. Hvězdou s největší zdánlivou velikostí po Slunci je [[R Doradus]] s úhlovým průměrem pouhých 0,057 [[Vteřina|úhlové vteřiny]].<ref>{{
|
|
|
Disky většiny hvězd jsou velmi malé na to, aby se daly přímo pozorovat dnešními pozemskými [[Dalekohled|teleskopy]]. Pro tvorbu obrázků se používají [[interferometr]]y. Jinou technikou měření úhlové velikosti je tzv. [[zákryt]], kdy lze úhlovou velikost vypočítat z přesných měření změny jasu hvězdy při zákrytu [[Měsíc]]em či jiným tělesem.
Rozsah velikostí hvězd je obrovský. Kolísá v rozhraní od velikosti 20–45 km u [[Neutronová hvězda|neutronových hvězd]] až do velikosti stonásobku průměru Slunce u [[Veleobr|nadobrů]] (například [[Betelgeuze]] v souhvězdí [[Souhvězdí Orionu|Orionu]], jež má průměr 650krát větší než je průměr Slunce, tedy asi 900 000 000 km).<ref>{{
|
| url=http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml
|
| publisher=AAVSO |
=== Věk ===
Věk většiny hvězd je mezi 1–10 miliardami let. Nejstarší objevenou hvězdou je [[HE 1523-0901]], jejíž stáří se odhaduje na 13,2 miliardy let.<ref>{{
| last1=Frebel | first1=A. |
|
| publisher=Science Daily |
| url=http://www.sciencedaily.com/releases/2007/05/070510151902.htm
|
}}</ref><ref>{{cite journal | display-authors=1
| last1=Frebel | first1=Anna | last2=Christlieb | first2=Norbert
Řádek 216:
| bibcode=2007ApJ...660L.117F | arxiv=astro-ph/0703414 }}</ref>
Čím je hvězda těžší, tím má kratší životnost, protože v jádrech těžkých hvězd je větší tlak, což způsobuje rychlejší spalování vodíku. Nejtěžší hvězdy žijí v průměru jen pár milionů let, zatímco nejlehčí spalují své palivo pomaličku a vydrží jim na desítky až stovky miliard let.<ref>{{
| last1=Naftilan | first1=S. A. |
|
| url=http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-do-scientists-determi
|
| publisher=Scientific American
|
| last1=Laughlin | first1=G. | last2=Bodenheimer | first2=P.
| last3=Adams | first3=F. C.
Řádek 237:
=== Rotace ===
[[Otáčení|Rotace]] hvězdy se dá zjistit pomocí spektroskopických měření nebo přesněji sledováním rotace hvězdných skvrn. Mladé hvězdy rotují rychleji, někdy je rychlost rotace na rovníku vyšší než 100 km / s. V těchto případech [[odstředivá síla]] na rovníku silně vydouvá hmotu hvězdy. Rotační rychlost hvězdy typu B, [[Achernar]], je 225 km / s, proto je její rovníkový poloměr o 50 % větší než polární poloměr. Takové hodnoty rychlosti rotace jsou těsně pod hranicí 300 km / s, za kterou by se hvězda rozpadla.<ref>{{
|
|
|
|
|
|
| publisher=The University of Texas at Austin
|
Degenerované hvězdy se vyvinuly do stavu kompaktní hmotnosti, což má za následek vysoké rotační rychlosti. Tyto rychlosti jsou však nízké v porovnání s rychlostmi předpokládanými podle zachování [[moment hybnosti|momentu hybnosti]] – tendence rotujícího tělesa vyrovnávat zmenšení velikosti zrychlením rotace. Velká část momentu hybnosti hvězdy se ztratí následkem ztráty hmotnosti prostřednictvím hvězdného větru.<ref>{{cite journal | last = Villata | first = Massimo | title=Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | year=1992 | volume=257 | issue=3 | pages=450–454 | bibcode=1992MNRAS.257..450V }}</ref> Přesto pulsary dosahují vysoké rychlosti rotace, například, v případě [[Krabí pulsar|Krabího pulsaru]], 30 otáček za sekundu.<ref>{{
|
|
|
=== Teplota ===
Povrchová teplota hvězd hlavní posloupnosti závisí na rychlosti produkce energie v jádře a jeho okolí. Obvykle je dána [[Teplota|efektivní teplotou]], což představuje teplotu [[Absolutně černé těleso|ideálního černého tělesa]], které vyzařuje energii se stejnou svítivostí povrchu jako hvězda. Efektivní teplota není reprezentativní hodnota, protože teplota se směrem do jádra zvyšuje.<ref>{{
|
| url=http://cseligman.com/text/stars/heatflowreview.htm
|
|
Teplota hvězdy ovlivňuje proces ionizace rozličných prvků, výsledkem toho jsou charakteristické absorpční čáry ve spektru. Povrchová teplota hvězdy, absolutní magnituda a absorpční vlastnosti se používají pro klasifikaci hvězd.<ref name="new cosmos">{{cite book
Řádek 269:
=== Magnetické pole ===
[[Soubor:suaur.jpg|náhled|220px|Povrchové magnetické pole hvězdy [[SU Aurigae]] (mladá hvězda typu T Tauri)]]
Magnetické pole hvězdy vzniká uvnitř hvězdy, v oblastech, v nichž probíhá konvekční cirkulace. Tento pohyb horkého, vodivého plazmatu funguje jako [[dynamo]], generuje magnetické pole přesahující hvězdu. Síla magnetického pole se mění s hmotností a složením hvězdy. Množství magnetické aktivity na povrchu závisí na rychlosti rotace hvězdy. Tato povrchová aktivita vytváří hvězdné skvrny. Hvězdné skvrny jsou oblasti se silným magnetickým polem a teplotou nižší než normální povrchová teplota. Koronální smyčky jsou vypouklá magnetická pole vycházející z [[Aktivní oblast|aktivních oblastí]] – míst s výraznými jevy na povrchu hvězdy – do vysoké hvězdné atmosféry, [[koróna|koróny]]. [[Sluneční erupce|Erupce]] jsou výtrysky vysoce energetických částic vyzářených toutéž magnetickou aktivitou.<ref>{{
|
|
|
| publisher=The Astrophysics Spectator
|
Mladé, rychle rotující hvězdy, mají obvykle vyšší úroveň povrchové aktivity. Magnetické pole může působit na hvězdný vítr a postupně zpomalit rotaci hvězdy. Proto starší hvězdy, jako např. Slunce, rotují mnohem pomaleji a mají nízkou povrchovou aktivitu. Úroveň aktivity starších hvězd se obvykle cyklicky mění a na určité období může zcela ustát.<ref>{{
|
| url =http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/
|
| publisher =Living Reviews
|
=== Vnitřní stavba hvězdy ===
Řádek 304:
Na to aby se těleso dalo charakterizovat jako hvězda, musí v jeho nitru probíhat [[Termojaderná reakce|termojaderné reakce]] nebo muselo fází [[Jaderná fúze|fúzních reakcí]] projít v minulosti. [[Termonukleární fúze|Termojaderná reakce]] je reakce, při níž se [[Atomové jádro|jádra atomů]] lehkých [[chemických Chemický prvek|prvků]] sloučí za vzniku těžšího prvku. Jelikož jádra atomů jsou [[elektrický náboj|kladně nabitá]] a navzájem se silně odpuzují, ke spuštění termojaderné reakce je potřebná velmi vysoká teplota a tlak, které tyto odpudivé síly překonají.
U velké většiny hvězd (tzv. hlavní posloupnosti) vstupují do reakce [[Atomové jádro|jádra]] nejlehčího chemického prvku [[vodík]]u a výsledným produktem je [[helium]]. Přeměna lehkého vodíku na helium může probíhat dvěma odlišnými způsoby a to [[proton-protonový cyklus|proton-protonovým cyklem]] nebo [[CNO cyklus|uhlík-dusík-kyslíkovým cyklem]] (nazývaným také CNO cyklus podle chemických [[Značka prvku|značek prvků]], které se ho účastní). Na to, který z těchto cyklů v [[Hvězdné jádro|jádru hvězdy]] převládá, má vliv hlavně teplota v jádře. Do 16 milionů kelvinů je dominantní proton-protonový cyklus, nad touto hranicí převládá CNO cyklus. Pro fungování CNO cyklu je nezbytná také přítomnost těchto tří prvků v jádru hvězdy. Čistá váha nově vzniklého atomového jádra v termojaderné reakci je menší než součet hmotností původních jader. Při obou cyklech se zhruba 1/140 hmoty přemění na čistou energii v souladu s [[E=mc²|Einsteinovou rovnicí]] E = mc². Proces fúze vodíku je velmi citlivý na [[teplota|teplotu]], takže i mírné zvýšení teploty jádra způsobí značný nárůst v rychlosti [[Jaderná fúze|fúze]]. Proto jsou teploty v jádrech hvězd hlavní posloupnosti v rozpětí od 4 milionů [[kelvin]]ů pro malé hvězdy třídy M po 40 milionů kelvinů při těžkých hvězdách třídy O.<ref name="aps_mss">{{
|
|
| publisher=The Astrophysics Spectator
|
Ve [[Slunce|Slunci]], při teplotě 10 milionů [[kelvin]]ů, probíhá [[Jaderná fúze|fúze]] vodíku proton-protonovým cyklem:
Řádek 418:
[[Soubor:Natal Microcosm.jpg|vlevo|náhled|[[Protohvězda]]]]
Během kolapsu mraku vytvářejí jednotlivé shluky hustšího prachu a plynu, tzv. [[Bokovy globule]]. Během kolapsu globulí a růstu hustoty se gravitační energie přeměňuje na teplo a teplota stoupá. S nárůstem teploty stoupá také rychlost rotace mraku. V mračnu se začínají tvořit hustší oblasti, zárodky samotných hvězd. Tyto zárodky s hmotností až deset tisíc slunečních hmotností dále kolabují. Postupně začíná volnému gravitačnímu hroucení bránit vnitřní tlak. Když mrak dosáhne zhruba stabilního stavu, vzniká jádro tzv. [[protohvězda|protohvězdy]].<ref>{{
|
| url = http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm
|
| archivedate = 2008-06-23
|
|
| last1=Bally | first1=J. | last2=Morse | first2=J.
| last3=Reipurth | first3=B. | year = 1996
Řádek 473:
| journal=Astronomy and Astrophysics | year=1977 | volume=61
| issue=2 | pages=251–259
| bibcode=1977A&A....61..251D }}</ref> Hvězdy, které měly na začátku více než 50 M⊙, mohou během hlavní posloupnosti ztratit až polovinu celkové hmotnosti.<ref>{{
| url = http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/stellar-evolution/the-evolution-of-stars-between-50-and-100-times-the-mass-of-the-sun
|
| publisher = Royal Greenwich Observatory
|
Délka období, které hvězda stráví na hlavní posloupnosti, závisí především na množství paliva, které má hvězda k dispozici a rychlosti fúze, spalování toho paliva, tzn. původní hmotnosti a svítivosti hvězdy. Odhadovaná délka života Slunce je zhruba 10 miliard (10<sup>10</sup>) let. Těžké hvězdy spotřebovávají palivo velmi rychle a jejich život je krátký. Lehké hvězdy naopak utrácejí palivo velmi pomalu. Hvězdy lehčí než 0,25 M⊙, tzv. červení trpaslíci, dokáží na fúzi využít téměř veškerou svou hmotnost, zatímco hvězdy s hmotností ~ 1 M⊙ využijí jako palivo pouze 10 % své hmotnosti. Kombinace nízké spotřeby a relativně velkých použitelných zásob paliva umožňuje podle výpočtů hvězdám s hmotností ~ 0,25 M⊙ existovat zhruba bilion (10<sup>12</sup>, <ref group="pozn.">V krátkém systému používaném v anglicky mluvících zemích ''trilion'', viz například [[Krátká a dlouhá škála]].</ref>) let a nejlehčím hvězdám spalujícím vodík (0,08 M⊙) dokonce 12 bilionů let.<ref name="adams">{{cite book
Řádek 487:
| publisher=Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica
| url=http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..22/PDF/RMxAC..22_adams.pdf
| accessdate = 2008-06-24 }}</ref> A protože životnost takových hvězd je delší než současný odhadovaný věk vesmíru (13,8 miliardy let), pravděpodobně ještě žádné hvězdy lehčí než 0,85 M⊙<ref name="saomainseq">{{
[[Soubor:H-R diagram -edited-3.gif|vpravo|náhled|360px|Příklad [[Hertzsprungův-Russellův diagram|Hertzsprungova-Russellova diagramu]] pro soubor hvězd zahrnujících Slunce (uprostřed) – viz níže Řazení hvězd]]
Řádek 501:
| issue=2 | pages=597–607
| doi=10.1051/0004-6361:20010626
| bibcode=2001A&A...373..597P}}</ref> a má vliv i na intenzitu hvězdného větru.<ref>{{
|
| url = http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
|
| archivedate = 2004-11-22
|
|
=== Zánik hvězd ===
Řádek 518:
| accessdate=2008-03-24 }}</ref>
V červených obrech do 2,25 M⊙ pokračuje spalování vodíku ve vrstvě obklopující jádro.<ref name="hinshaw">{{
|
| url = http://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_stars.html
|
| publisher = NASA WMAP Mission |
Po spotřebování hélia v jádře pokračuje fúze ve vrstvě z uhlíku a kyslíku kolem horkého jádra. Hvězda pak ve vývoji pokračuje cestou podobnou s původní fází červeného obra, ale s vyšší povrchovou teplotou. S postupným zmenšováním hvězdného jádra narůstá intenzita záření z jeho povrchu, což vytvoří takový tlak záření na vnější vrstvy plynů, že je doslova odhodí a vytvoří [[planetární mlhovina|planetární mlhovinu]]. Pokud má jádro po odmrštění vnější atmosféry hmotnost menší než 1,4 M⊙, tak se smrští na poměrně malý objekt velký přibližně jako Země – [[bílý trpaslík]]. Ten již není dostatečně těžký pro další stlačování materiálu. Je tak žhavý, že bude chladnout více než 13 miliard let, z toho plyne, že nejstarší takto zkolabované hvězdy ještě zdaleka nevychladly. Mohou mít hmotnost od 0,1 až 1,4 Sluncí. Jeden cm<sup>3</sup> má tak hmotnost cca 1 tunu (tj. miliónkrát větší, než je hustota vody). Bílý trpaslík postupně, avšak velmi pomalu, vybledne na [[černý trpaslík|černého trpaslíka]].
Velmi těžké hvězdy s hmotností více než 9 M⊙ během fáze hoření hélia expandují a vytvářejí červeného veleobra. Poté, co vyčerpají palivo v jádru, pokračují ve spalování těžších prvků. Jádro se zmenšuje, dokud teplota a tlak nejsou dostatečné k fúzi uhlíku. Tento proces pokračuje dalšími fázemi, ve kterých je palivem nejprve neon, pak kyslík a křemík. Těsně před koncem života fúze pokračuje v sérii vrstev podobných cibuli. Každá vrstva spaluje jiný prvek.<ref>{{
Poslední fáze nastává, když hvězda začne produkovat železo. Protože jádro železa je vázáno pevněji než jiná, těžší jádra, fúze železa nevytváří žádnou energii a proces naopak energii spotřebovává.<ref name="hinshaw" /> Ze stejného důvodu se energie nedá získat ani štěpením železa. V relativně starých a velmi těžkých hvězdách se v jádru naakumuluje velké množství nereaktivního železa. Těžké prvky v těchto hvězdách se mohou dostat na povrch, a tak vznikne objekt známý jako Wolfova-Rayetova hvězda s hustým hvězdným větrem. Když železné jádro dosáhne hmotnosti > 1,4 M⊙, nedokáže již více vzdorovat vlastní gravitaci. Jádro náhle kolabuje, elektrony se kombinují s protony a vytvářejí [[neutron]]y, neutrina a gama záření. Nárazová vlna vyvolaná kolapsem způsobí výbuch hvězdy, který označujeme jako exploze supernovy. Supernovy jsou tak jasné, že na krátký okamžik prosvítí celou vlastní galaxii. Pokud se vyskytly v naší Galaxii, daly se pozorovat pouhým okem.<ref name="supernova">{{
|
| url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html
|
| publisher=Goddard Space Flight Center
|
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]]. V neutronové hvězdě je hmota ve stavu známém jako degenerovaná neutronová hmota, případně se v jádru může vyskytovat ještě exotičtější forma hmoty tzv. QCD hmota. 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>
Řádek 555:
Hvězdy v rámci hvězdokup, ale také hvězdy, které se již ve hvězdokupách nenacházejí, většinou vytvářejí mnohem bližší a stabilnější konfigurace. Nejčastějším případem je dvojhvězda, kdy dvě přibližně stejně staré hvězdy obíhají kolem společného [[těžiště]]. V případě, že jedna složka je mnohem hmotnější než druhá, nachází se těžiště soustavy uvnitř hmotnější hvězdy a méně hmotná složka obíhá kolem ní podobně jako planety obíhají kolem Slunce. Pouhým okem vidíme na obloze takovou dvojici jako jeden bod. Některé dvojhvězdy lze rozlišit již malými [[dalekohled]]y, některé jen mohutnějšími přístroji a některé jsou u sebe tak blízko, že ani při nejvyšším dostupném rozlišení se je nepodaří pozorovat jako dvě oddělené hvězdy. To jsou takzvané [[spektroskopické dvojhvězdy]].
Někdy obíhají společné [[těžiště]] tři hvězdy. V takovém případě mluvíme o [[Trojhvězda|trojhvězdě]]. Nejčastěji tvoří trojhvězdí formaci centrální dvojice hmotnostně víceméně vyrovnaných hvězd, které obíhají společné těžiště a kolem nich v mnohem větší vzdálenosti obíhá méně hmotná třetí složka. Takový systém utváří například Slunci nejbližší soustava [[Alfa Centauri]]. Pokud společné těžiště obíhají čtyři hvězdy, mluvíme o [[Vícenásobná hvězda|čtyřhvězdě]]. Příkladem čtyřhvězdy je [[Epsilon Lyrae]], kterou tvoří dvě dvojice hvězd obíhající kolem společného těžiště. Gravitačně těsně vázaných hvězd může být i více než čtyři. Hvězdné systémy s více než dvěma složkami se označují souhrnným názvem [[Vícenásobná hvězda|vícenásobné hvězdy]]. Známou vícenásobnou hvězdou je například [[Trapez (Orion)|Trapéz]] v souhvězdí Orion. Dlouho převažoval názor, že většina hvězd se vyskytuje v gravitačně svázaných vícenásobných systémech. To je částečně pravda, zejména při obrovských hvězdách třídy O a B, kde se pravděpodobně až 80 % hvězd vyskytuje v takových systémech. Podíl samostatných hvězd se zvyšuje s klesající hmotností hvězd, a tak pouze u 255 červených trpaslíků je známa existence hvězdného společníka. A protože 85 % všech hvězd jsou právě červení trpaslíci, většina hvězd v Galaxii je pravděpodobně samostatná od narození.<ref>{{
| publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
|
| url=http://www.cfa.harvard.edu/news/2006/pr200611.html
|
|
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>{{
|
|
| url=http://www.cbsnews.com/stories/2010/12/01/tech/main7107200.shtml |
== 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 = 27 500 km/h).<ref>3.99×10<sup>13</sup> km / (3×10<sup>4</sup> km/h × 24 × 365.25) = 1.5×10<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">{{
== Pohyb hvězd ==
Řádek 632:
== Názvy a označení ==
Již v minulosti dávali lidé hvězdám různá jména. Podobně jako s některými souhvězdími a samotným Sluncem, i s jednotlivými hvězdami se spojovala [[mytologie]].<ref name="mythology">{{
|
| url = http://frostydrew.org/papers.dc/papers/paper-myths/
|
| publisher = Frosty Drew Observatory
|
Jen několik hvězd nese jména lidí. Například [[Barnardova šipka]] či [[Sualocin]] a [[Rotanev]] (α a β [[Souhvězdí Delfína|Delfína]] které přečtené pozpátku dají jméno Nicolaus Venator, tedy latinskou podobu jména asistenta astronoma [[Giuseppe Piazzi]]ho).
Řádek 643:
Koncept souhvězdí existoval už během [[Babylonie|Babylonské civilizace]]. Starověcí astronomové si všimli, že hvězdy tvoří výrazné obrazce a spojili je s přírodními úkazy a mytologií. Dvanáct z těchto formací, které leží podél roviny [[ekliptika|ekliptiky]], vytvořilo základ [[astrologie]].<ref name="koch95">{{cite book | last1=Koch-Westenholz | first1=Ulla | last2=Koch | first2=Ulla Susanne | year=1995 | title=Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination | page=163 | volume=19 | series=Carsten Niebuhr Institute Publications | publisher=Museum Tusculanum Press | isbn=87-7289-287-0 }}</ref>
S objevem dalekohledu se zvyšovalo množství pozorovatelných hvězd a tak se začaly vytvářet a používat různé [[Hvězdný katalog|hvězdné katalogy]]. Autorem prvního hvězdného katalogu byl [[Hipparchos]], který zavedl i hvězdnou velikost (magnitudu). Zhruba kolem roku [[1600]] se začaly názvy souhvězdí používat k pojmenování nebeských těles v určité oblasti oblohy. Pro nejjasnější hvězdy oblohy se obvykle používá [[Bayerovo označení|Bayerovo značení]]. Sestává z [[řecká abeceda|řeckého písmene]] za kterým následuje [[genitiv]] latinského názvu souhvězdí, ve kterém se hvězda nachází. Hvězdy jsou označeny od alfy až po omegu obvykle (ne však vždy) od nejjasnější ([[alfa]]) až po nejslabší ([[omega]]). Pokud jasná hvězda viditelná pouhým okem nemá jméno ani Bayerovo značení, používá se většinou [[Flamsteedovo označení|Flamsteedovo značení]]. Použil jej [[John Flamsteed]] v katalogu hvězd ve své knize ''Historia coelestis Britannica''.<ref>{{
| url = http://www.iau.org/public/naming/ |
| publisher = [[Mezinárodní astronomická unie|International Astronomical Union]] (IAU)
|
| url = http://spider.seds.org/spider/Misc/naming.html |
| publisher = [[Students for the Exploration and Development of Space]] (SEDS)
|
Zvláštní princip označení platí pro hvězdy ve vícenásobných systémech. Nejhmotnější složka systému má za svým katalogovým označením písmeno A, méně hmotná B a tak dále. Například [[Alfa Centauri|Alfa Centauri A]] je nejhmotnější hvězda systému (v tomto případě trojhvězdného) [[Alfa Centauri]], [[Gliese 165 B]] je druhá nejhmotnější hvězda systému [[Gliese 165]], [[Polárka C]] je třetí nejhmotnější hvězda systému [[Polárka]].
Jedinou mezinárodně uznávanou autoritou pro pojmenovávání nebeských těles je [[Mezinárodní astronomická unie]] (IAU).<ref name="space_law09">{{cite book | last1=Lyall | first1=Francis | last2=Larsen | first2=Paul B. | title=Space Law: A Treatise | page=176 | publisher=Ashgate Publishing, Ltd | year=2009 | isbn=0-7546-4390-5 | chapter=Chapter 7: The Moon and Other Celestial Bodies }}</ref> Několik soukromých společností přesto prodává jména hvězd. IAU se distancuje od těchto komerčních praktik a takto přidělená jména neuznává ani nepoužívá.<ref name="andersen10">{{
== Pozorování ==
Řádek 666:
|+ ''Počet hvězd s magnitudou nižší než''
!Zdanlivá<br />magnituda
!Počet <br />hvězd<ref>{{
|- style="text-align: center;"
||0
Řádek 695:
Skutečná nebo absolutní magnituda hvězdy přímo souvisí se svítivostí hvězdy a představuje zdánlivou magnitudu hvězdy ve vzdálenosti 10 parseků (32,6 svět. roku) od Země.
Stupnice obou magnitud, zdánlivé a absolutní, jsou [[logaritmus|logaritmickými]] jednotkami: rozdíl magnitudy o jedno celé číslo představuje přibližně 2,5násobný (5. [[odmocnina]] ze 100 nebo cca 2,512) rozdíl ve svítivosti.<ref name="luminosity">{{
:<math> \Delta{m} = m_\mathrm{f} - m_\mathrm{b} </math>
Řádek 704:
Zdánlivá magnituda Slunce je -26,7, ale jeho absolutní magnituda je pouze 4,83. Sírius, nejjasnější hvězda na naší obloze, je zhruba 23krát jasnější než Slunce, zatímco [[Canopus]], druhá nejjasnější hvězda na obloze, s absolutní magnitudu -5,53, je zhruba 14 000krát jasnější než Slunce. Přestože Canopus je mnohem jasnější než Sirius, je Sírius zdánlivě jasnější, protože Sírius se nachází 8,6 světelného roku od Země a Canopus mnohem dál, ~ 310 ly.
Nejjasnější známá hvězda s nejvyšší absolutní magnitudou -14,2 je [[LBV 1806-20]]. Tato hvězda je přinejmenším 5 000 000krát jasnější než Slunce.<ref>{{
| last1=Hoover | first1=Aaron |
| url=http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm
|
| archivedate=2007-08-07
|
| publisher=HubbleSite |
|
|
| publisher=HubbleSite |
== Historie výzkumu ==
Řádek 726:
| publisher=Watts & Co. | location=London | year=1909
| url=http://www.gutenberg.org/ebooks/8172
| isbn=1-153-62774-4 }}</ref> Pohyb Slunce vůči hvězdnému pozadí (a [[Obzor|horizontu]]) posloužil k vytvoření [[kalendář]]e, který pak našel využití hlavně v zemědělství.<ref>{{
|
| url=http://webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html
|
|
Nejstarší přesně datovaný popis hvězdné oblohy pochází z dob [[Starověký Egypt|starověké egyptské]] astronomie, konkrétně z roku [[1534 př. n. l.|1534]] před naším letopočtem.<ref>{{cite journal
Řádek 753:
| first=Gerd | last=Grasshoff | year=1990
| title=The history of Ptolemy's star catalogue
| publisher=Springer | pages=1–5 | isbn=0-387-97181-5 }}</ref> [[Hipparchos]] je znám svým objevem první zaznamenané [[Nova|novy]].<ref>{{
|
|
| publisher=Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens | url=http://conferences.phys.uoa.gr/jets2008/historical.html
|
Navzdory zdánlivé neměnnosti nebes si byli [[Čína|čínští]] astronomové vědomi toho, že se čas od času mohou objevit nové hvězdy.<ref name="clark">{{cite conference
Řádek 771:
| title=The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova
| journal=Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics
| year=2006 | volume=6 | issue=5 | pages=635–640 | doi=10.1088/1009-9271/6/5/17 |bibcode = 2006ChJAA...6..635Z }}</ref> Nejjasnější hvězdná událost v zaznamenané historii byla supernova [[Supernova 1006|SN 1006]], která byla pozorována r. [[1006]]. Napsal o ní [[Starověký Egypt|egyptský]] astronom [[Abú Hasan Alí ibn Ridwan al-Misrí]] a několik čínských astronomů.<ref>{{
|
| url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html
|
| publisher=NAOA News |
| last1=Frommert | first1=Hartmut |
|
| publisher=University of Arizona
|
| url=http://messier.seds.org/more/m001_sn.html
}}</ref><ref name="PASP1942">{{cite journal
Řádek 808:
| first=Kenneth Glyn | last=Jones
| publisher=[[Cambridge University Press]]
| year=1991 | isbn=0-521-37079-5 | page=1 }}</ref> Podle [[Ahmad Zahoor|Ahmada Zahoora]] v 11. století perský učenec [[Aliboron]] popsal galaxie jako velké množství fragmentů, které mají vlastnosti mlhavých hvězd.<ref>{{
|
| url=http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html
|
| archivedate=2008-06-26
|
|
Podle [[Josep Puig|Josepa Puigeho]] [[Andalusie|andaluský]] astronom [[Avempace|Ibn Bádždža Abú Bakr Muhammad]] vyslovil hypotézu, že se [[Galaxie Mléčná dráha|Mléčná dráha]] skládá z mnoha hvězd, které se téměř jakoby navzájem dotýkaly a vypadají jako souvislý obraz jen díky vlivu [[Lom vlnění|refrakce]] [[sublunární sféra|sublunárního]] materiálu.<ref name="Montada">{{
|
|
| url= http://plato.stanford.edu/entries/ibn-bajja
|
|
| url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html
|
| publisher=NASA HEASARC |
}}</ref> Tato myšlenka byla již dříve vyřknuta starověkými řeckých filozofy [[Démokritos|Démokritem]] a [[Epikúros|Epikúrem]] a středověkými islámskými kosmology jako [[Fakhr ad-Din al-Razi]].<ref>{{
| first1=Peter | last1=Greskovic |
|
|
|
[[William Herschel]] byl astronom, který se zajímal mj. i o rozdělení hvězd na obloze. Od roku 1780 vykonával řadu měření na 600 různých místech a v každém z nich spočítal pozorované hvězdy. Z toho vyvodil, že jejich počet se neustále zvyšuje směrem k jedné straně oblohy, ve směru jádra Mléčné dráhy. Jeho syn, [[John Herschel]] tuto studii opakoval na [[jižní polokoule|Jižní polokouli]] a našel totožný nárůst ve stejném směru.<ref>{{cite journal
Řádek 839:
| doi=10.1038/001331a0 | volume=1 |bibcode = 1870Natur...1..331P }}</ref> Kromě dalších úspěchů je William Herschel také znám svým objevem, že některé hvězdy neleží těsně u sebe jen z pohledu pozorovatele, zdánlivě tak tvoříc vzájemný pár (tzv. [[optická dvojhvězda]]), ale že tyto hvězdy jsou společníky fyzickými a skutečně se navzájem ovlivňují tvoříc tak systémy [[Dvojhvězda|dvojhvězd]].
Věda o [[Spektroskopie|spektroskopii]] hvězd byla propagována [[Joseph von Fraunhofer|Josephem von Fraunhoferem]] a [[Angelo Secchi]]m. Porovnáním spekter hvězd Siria a Slunce zjistili, že rozdíly v síle a počtu jejich [[Spektrální čára|absorpčních čar]] – tmavých linek – byly způsobeny absorpcí určitých frekvencí atmosférou. Roku [[1865]] začal Secchi třídit hvězdy do spektrálních typů,<ref>{{
|
| url=http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm
|
| archivedate=2011-07-21
|
| publisher=[[Fairfield University]]
|
[[Soubor:Alpha Centauri AB over limb of Saturn PIA10406.jpg|náhled|vlevo|[[Alfa Centauri]] [[Alfa Centauri A|A]] a [[Alfa Centauri B|B]] na okraji [[Prstence Saturnu|Saturnova prstence]].</center>]]
Řádek 852:
První přímé měření vzdálenosti bylo provedeno roku [[1838]] [[Friedrich Wilhelm Bessel|Friedrichem Wilhelmem Besselem]] pomocí techniky [[Paralaxa (astronomie)|paralaxy]] na hvězdě [[61 Cygni]] (11,4 svět. let daleko). Měření paralaxou prokázala naprostou oddělenost hvězd.<ref name="he history" /> Význam pozorování dvojhvězd rostl v průběhu 19. století. Roku [[1834]] Bessel vypozoroval změny od předpokládaného pohybu hvězdy Sirius a odvodil tak skrytého společníka. [[Edward Charles Pickering]] objevil první spektroskopický binární systém roku [[1899]], když pozoroval periodické rozštěpení spektrálních čar hvězdy [[Mizar]] se 104denní periodou.
Během prvních desetiletí dvacátého století došlo k vyhotovení důležitých teoretických prací o fyzické struktuře hvězd. Roku [[1913]] byl vyvinut [[Hertzsprungův-Russellův diagram|HR diagram]], který dopomohl ještě většímu astrofyzikálnímu studiu hvězd. Nově vyvinuté modely úspěšně vysvětlovaly vnitřek hvězd a jejich vývoj. [[Cecilia Helena Payne Gaposchkinová]] jako první ve své disertační práci z roku 1925 vyslovila myšlenku, že hvězdy jsou složeny převážně z vodíku a helia.<ref>{{
| url=http://cwp.library.ucla.edu/Phase2/Payne-Gaposchkin,_Cecilia_Helena@861234567.html
|
| publisher=[[Kalifornská univerzita|University of California]]
|
== Pohledy filozofů ==
Řádek 931:
=== Externí odkazy ===
* Zdeněk Mikulášek, Jiří Krtička: [http://astro.physics.muni.cz/download/documents/skripta/F3080.pdf Základy fyziky hvězd] astro.physics.muni.cz, 2005
* {{
* {{
* {{
* {{
* {{
{{Hvězdy}}
| |||