Parfémy
Krása
Produkty pro zdraví
Hodinky
Elektro
Šperky a klenoty
Nábytek
Nářadí a zahrada
Outdoor
Počítače a notebooky
Parfémy
Krása
Produkty pro zdraví
Hodinky
Elektro
Šperky a klenoty
Nábytek
Nářadí a zahrada
Outdoor
Počítače a notebooky
Hvězda je kosmický objekt takové hmotnosti, že v něm vzplanula termonukleární reakce. Hvězdy mají kulovitý tvar, ve kterém je udržuje gravitace. Hvězdy představují dominantní složku svítící hmoty ve vesmíru. Gravitačně jsou vázány v galaxiích. Jedna galaxie jich čítá kolem 100 miliard. Silnější vazby se vyskytují v hvězdných asociacích nebo hvězdokupách (vždy ovšem v rámci galaxie).
Zemi nejbližší hvězda je Slunce, vzdálená přibližně 8 světelných minut (1 astronomická jednotka).
Obsah |
Většina fyzikálních veličin se u hvězd vyjadřuje v jednotkách vztažených ke Slunci. Takové jednotky se označují astronomickým symbolem Slunce, např. 
(hmotnost) nebo velkým S na místě dolního indexu.
Hvězdy vznikají z oblaků mezihvězdné hmoty. Na počátku je nehomogenita (zhuštění), která se začne vlivem gravitace smršťovat. Pro vznik hvězd jsou důležité procesy, které mohou způsobit náhlé zhuštění látky, například blízký výbuch supernovy.
Rodící se hvězda se smršťuje do stále menšího objemu, a v jádře narůstá tlak a teplota. Pokud má objekt dostatečnou hmotnost, dojde k zapálení termonukleární reakce, a hvězda se dostane do nejdelší části svého života, kdy se v jejím jádře uvolňuje energie syntézou vodíku na helium. Hvězda se ocitne na hlavní posloupnosti, nastává rovnováha mezi gravitací a tlakem plazmatu ohřívaného jadernou reakcí.
Po spotřebování značné části vodíku v jádře se rovnováha poruší a hvězda se začne opět smršťovat a teplota a tlak dále rostou. Další osud hvězdy závisí na její hmotnosti.
U málo hmotných hvězd jako červení trpaslíci k zahájení další reakce nedojde a hvězda po stovky miliard let dlouhém životě ještě miliardy let chladnout.
U hmotnějších hvězd smršťování pokračuje, až se zapálí další stupeň termojaderné reakce spalující helium na uhlík. Energie uvolněná reakcí způsobí značné rozepnutí vnějších slupek a z hvězdy se stane rudý obr. Až se takto rozepne naše Slunce, jeho povrch bude dál, než oběžná dráha Venuše.
U hvězd střední hmotnosti, srovnatelné s hmotou Slunce, se pak obálka rozepne do okolí a vytvoří planetární mlhovinu. Jádro s hmotností do 1,4–2× Slunce se zhroutí v tzv. bílého trpaslíka, kde tlak gravitace vyrovnává tlak degenerovaného elektronového plynu. (Čistě kvantový efekt, založený na Pauliho principu případně Fermi-Diracově rozdělení).
U zbytku s hmotností větší než Chandrasekharova mez tlak elektronového plynu nestačí vyrovnat gravitaci a nastává další hroucení vedoucí k výbuchu supernovy typu I. Ze zbytku se stane neutronová hvězda (rychle rotující neutronové hvězdy lze ve vesmíru detekovat; říká se jim pulsary).
U velmi hmotných hvězd proběhnou ještě další jaderné reakce, život hvězdy končí výbuchem supernovy typu II a z jádra zbude buď neutronová hvězda nebo černá díra.
Hvězdy hlavní posloupnosti mají typickou strukturu:
Hvězdná atmosféra se skládá z těchto vrstev (směrem od povrchu):
Až do fotosféry teplota hvězdy směrem od jádra k povrchu klesá. V dalších vrstvách opět stoupá. Příčiny tohoto jevu nejsou dosud plně objasněny.
Hvězdy (kromě Slunce) na noční obloze vidíme jako zářivé body s různou jasností či zabarvením. Jasnost hvězd rozlišujeme jako její hvězdnou velikost či magnitudu a pouhým okem vidíme hvězdy do 5 či 6 hvězdné velikosti. Těchto hvězd je pouhým okem vidět asi 10 000 a jsou do vzdálenosti asi 800 světelných let. I přesto, že se hovoří o velikosti, jde pouze o její jasnost, neboť skutečné rozměry hvězd můžeme pozorovat jen zřídka a to pomocí dalekohledů (např. Betelgeuze).
Barva hvězdy vypovídá o její teplotě, ale často je její odstín způsoben nějakým optickým klamem (atmosféra Země, lidské oko, barevná vada čočky). Stejně tak i poblikávání hvězd může být způsobeno jen chvěním vzduchu, ale také se může jednat o proměnné hvězdy či zákrytové dvojhvězdy jejichž jasnost se s časem mění.
Zdá se, že se hvězdy na obloze vůbec nepohybují, proto také dostaly český název stálice. Ovšem není to pravda a vzhledem k jiným pomalým dějům, které ve vesmíru probíhají, se hvězdy pohybují poměrně rychle. Nejrychleji se mezi ostatními po nebeské sféře pohybuje Barnardova šipka, která za rok urazí 10.3 úhlové minuty. Není však viditelná okem bez dalekohledu.
Hvězdy na nebeské sféře můžeme spojovat v souhvězdí, přestože nemají nic společného, jen to, že jsou blízko u sebe.
Jen několik hvězd má „opravdové“ jméno, ostatní nesou pouze označení či číslo.
Pojmenované jsou ty nejsvítivější nebo jinak zajímavé hvězdy a většinou nesou arabské názvy. Nezávisle na těchto jménech mají hvězdy i označení skládající se z řeckého písmene a zkratky názvu souhvězdí, ve kterém se nachází. Toto značení zavedl roku 1603 Johanes Bayer a užívá se dodnes.
Jen několik hvězd nese jména lidí. Například Barnardova šipka či Sualocin a Rotanev (α a β Delfína které přečtené pozpátku dají jméno Nicolaus Venator, tedy latinskou podobu jména asistenta astronoma Giuseppe Piazziho.
