Hvězda: Porovnání verzí
Smazaný obsah Přidaný obsah
m Robot: -prázdný parametr alt; kosmetické úpravy |
Robot: Opravuji 9 zdrojů and označuji 0 zdrojů jako nefunkční #IABot (v2.0beta15) |
||
Řádek 163:
=== 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">{{Citace elektronické monografie | příjmení=Shiga | jméno=David | datum vydání=August 17, 2006 | url=http://www.newscientistspace.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html | url archivu=https://web.archive.org/web/20061114221813/http://space.newscientist.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html | datum archivace=2006-11-14 | titul=Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed | vydavatel=New Scientist | datum přístupu=2006-08-23 | nedostupné=ne }}</ref><ref>{{cite news
| title=Hubble glimpses faintest stars
| publisher=BBC | date=August 18, 2006
Řádek 181 ⟶ 177:
| vydavatel = Carnegie Institution of Washington
| datum přístupu = 2006-06-08
| url archivu =
| datum archivace = 2006-09-28
| nedostupné = ano
}}</ref> Tělesa s menší hmotností než tento limit se hvězdami nestanou, protože teplota a tlak v jejich jádru jsou příliš nízké na zapálení fúzních reakcí. Pokud se tomuto limitu zdola přibližují, nazývají se [[Hnědý trpaslík|hnědí trpaslíci]]. Nejmenší známá hvězda, která ještě spaluje v jádru vodík, je [[AB Doradus C]] s hmotností 93násobku hmotnosti Jupitera.<ref>{{Citace elektronické monografie
| titul = Weighing the Smallest Stars
| vydavatel = ESO
Řádek 233 ⟶ 230:
| vydavatel = AAVSO
| datum přístupu = 2006-08-13
| url archivu =
| datum archivace = 2006-07-12
| nedostupné = ne
}}</ref> Poloměry hvězd mohou být až 3000krát větší, než je poloměr Slunce. Obecně platí, že se vzrůstajícím průměrem hvězdy klesá její hustota.
=== Věk ===
Řádek 487 ⟶ 485:
| jméno = Courtney
| url = http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm
| url archivu =
| datum archivace = 2008-06-23
| titul = Self-published
| datum přístupu = 2006-09-05
| nedostupné = ano
}}</ref> Protohvězdy jsou bouřlivé, svítící, nestabilní objekty, které se nadále scvrkávají. Tyto hvězdy před hlavní posloupností často obklopuje disk prachu a plynu, tzv. [[protoplanetární disk]], a zdrojem jejich vyzařování je hlavně uvolňování gravitační energie. Období gravitačního kolapsu trvá zhruba 10–15 milionů let. Mladé hvězdy s hmotností méně než 2 ''M''<sub>⊙</sub> ([[Sluneční hmotnost|hmotností Slunce]]) se nazývají hvězdy T Tauri. Hvězdy s větší hmotností se nazývají Herbig Ae / Be hvězdy. Tyto mladé hvězdy vyzařují podél své osy rotace proudy plynu, což může snížit moment hybnosti vznikající hvězdy, v podobě malých mlhovinovitých oblastí známých jako [[Herbigův–Harův objekt|Herbigovy–Harovy objekty]].<ref>{{cite book
| last1=Bally | first1=J. | last2=Morse | first2=J.
| last3=Reipurth | first3=B. | year = 1996
Řádek 575 ⟶ 573:
| datum vydání = June 18, 2004
| url = http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
| url archivu =
| datum archivace = 2004-11-22
| titul = Mass loss and Evolution
| vydavatel = UCL Astrophysics Group
| datum přístupu = 2006-08-26
| nedostupné = ano
}}</ref> Starší hvězdy [[II. populace|populace II]] mají kvůli složení molekulárního mračna, ze kterého vznikly, podstatně nižší metalicitu než mladší hvězdy [[I. populace|populace I]]. Postupem času se obsah těžších prvků v mezihvězdných mračnech zvyšuje, protože umírající hvězdy rozptýlí tyto prvky do okolí.
=== Zánik hvězd ===
Řádek 754 ⟶ 753:
|+ ''Počet hvězd s magnitudou nižší než''
!Zdanlivá<br />magnituda
!Počet <br />hvězd<ref>{{Citace elektronické monografie | url = http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | url archivu =
|- style="text-align: center;"
||0
Řádek 797 ⟶ 796:
| datum vydání = January 15, 2004
| url = http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm
| url archivu =
| datum archivace = 2007-08-07
| titul = Star may be biggest, brightest yet observed
| vydavatel = HubbleSite
| datum přístupu = 2006-06-08
| nedostupné = ano
}}</ref> Nejméně zářivé hvězdy, jaké jsou momentálně známy, se nacházejí ve hvězdokupě [[NGC 6397]]. Nejmatnější červený trpaslík ve hvězdokupě má magnitudu 26 až 28. Jas těchto hvězd se dá přirovnat ke svíčce na narozeninovém dortu na Měsíci pozorovaném ze Země.<ref>{{Citace elektronické monografie
| datum vydání = August 17, 2006
| url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/37/image/a/
Řádek 920:
| rok = 1997
| url = http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html
| url archivu =
| datum archivace = 2008-06-26
| titul = Al-Biruni
| vydavatel = Hasanuddin University
| datum přístupu = 2007-10-21
| nedostupné = ano
}}</ref>
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">{{Citace elektronické monografie
Řádek 967 ⟶ 968:
| jméno = Joseph
| url = http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm
| url archivu =
| datum archivace = 2011-07-21
| titul = Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics
| vydavatel = [[Fairfield University]]
| datum přístupu = 2006-10-02
| nedostupné = ne
}}</ref> nicméně moderní verzi klasifikačního schématu vyvinula až [[Annie Jump Cannon]]ová na přelomu 20. století.
[[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]].]]
| |||