header image

 
 

Hviezda

Prvýkrát publikované na slovenskej Wikipédii. Autor: Jana Plauchová ako Eryn Blaireová. Spoluautori: IP 195.98.11.171 (časť textu), 195.98.8.14 (opravy preklepov), AtonX (wiki, drobné preklepy), Helix84 (pravopis), Bebe (pravopis), MisoH (doplnenie a faktické opravy), Thaisk (časť textu), IP 87.197.44.2 (formulácia), Adrian (preklep), IP 87.197.146.237 (preklepy), Wizzard (obrázky a popisy), Sisua (pravopis, faktické opravy), IP 91.127.252.7 (faktická oprava), Izmaelt (časť textu), Liso (preklep), Daddino (preklep), IP 78.99.191.76 (preklep), IP 217.75.89.52 (faktické opravy, preklepy), Bronto (štylistika)

Text je dostupný pod Creative Commons Attribution-ShareAlike License 3.0 a GFDL.


Hviezdy v otvorenej hviezdokope M41

Hviezdy v otvorenej hviezdokope M41

Hviezda alebo zastarano stálica je plynné (plazmové), približne guľovité teleso vo vesmíre, ktoré má vlastný zdroj žiarenia, ktoré drží pokope jeho vlastná gravitácia a ktoré má hmotnosť 0,02 až 300 hmotností Slnka. Vo hviezdach je sústredená väčšina pozorovateľnej hmoty vesmíru.

Pod pojmom hviezda sa v starom chápaní myslel takmer každý objekt na nočnej oblohe ako planéta, kométa atď. okrem Mesiaca. V užšom astronomickom význame sú hviezdy plynové guľovité objekty, ktoré majú vlastný zdroj žiarenia. V minulosti patrili k hviezdam len objekty, ktoré sa na nočnej oblohe zdanlivo nepohybujú (preto stálice) na rozdiel od bludíc (planét). Dôsledkom tejto zdanlivej nehybnosti utvárajú veľmi výrazné konfigurácie hviezd na oblohe, ktoré poznáme ako súhvezdia. V skutočnosti sa vo vesmíre pohybujú hviezdy obrovskou rýchlosťou až niekoľko sto kilometrov za sekundu, ale vzhľadom na ich obrovskú vzdialenosť sa voľným okom pozorovateľné zmeny v polohách hviezd prejavia až za storočia až tisícročia.

Hviezdy patria medzi najpočetnejšie a najľahšie pozorovateľné vesmírne objekty aj bez optických prístrojov. Väčšinu ostatných telies vo vesmíre vidíme len preto, lebo odrážajú svetlo hviezd (napr. planéty), alebo sú budené k svojmu žiareniu žiarením hviezd (napr. emisné hmloviny). Hviezdy môžu byť centrami planetárnych sústav.

Vzdialenosti

Najbližšou hviezdou k Zemi je Slnko, vzdialené približne 149 597 871 km. Keďže vzdialenosti ostatných hviezd od Zeme sú obrovské, nemá zmysel vyjadrovať ich v kilometroch. Často sa vzdialenosti uvádzajú v jednotkách času, za ktorý priletí svetlo z hviezd na Zem. V tomto ohľade je Slnko od Zeme vzdialené asi 8,5 svetelných minút. Druhou je Proxima Centauri, vzdialená 4,3 svetelných rokov. Ďalšou používanou jednotkou na určenie vzdialenosti hviezd je tzv. parsek, ktorý má hodnotu asi 3,26 svetelného roka. Vzdialenosť jednotlivých hviezd od seba vo vesmíre je rôzna. Môže byť od niekoľkých svetelných hodín až po milióny svetelných rokov.

Chemické zloženie

Slnko, naša najbližšia hviezda, a zároveň z pohľadu Zeme najjasnejšia hviezda oblohy, je logicky najlepšie preskúmanou hviezdou

Slnko, naša najbližšia hviezda, a zároveň z pohľadu Zeme najjasnejšia hviezda oblohy, je logicky najlepšie preskúmanou hviezdou

Do objavu spektroskopie v 19. storočí sa nevedelo, z čoho sa hviezdy skladajú. Gustavovi Robertovi Kirchhoffovi sa v druhej polovici 19. storočia podarilo dokázať, že istá tmavá čiara v slnečnom spektre je spôsobená rozžeraveným sodíkom. Bola to prvá indícia objavu, že hviezdy sa skladajú z rovnakých chemických prvkov ako telesá na Zemi. Nakoľko však zároveň všetko napovedalo tomu, že hviezdy sú veľmi horúce, tieto prvky sa vyskytujú väčšinou voľne a teda nie sú viazané v početných chemických zlúčeninách ako to poznáme na Zemi. Len najchladnejšie hviezdy majú na svojom povrchu niektoré jednoduché chemické zlúčeniny, napríklad TiO, CH a CN (na Slnku napr. OH, MgH, SiH). V dôsledku vysokej teploty je veľa atómov tiež ionizovaných. Zmes elektricky voľných nabitých častíc (iónov) a neutrálnych častíc sa nazýva plazma.

V jadrách hviezd, kde je teplota najvyššia a dosahuje minimálne 7 miliónov stupňov, je existencia akejkoľvek chemickej zlúčeniny nemožná. Hmota hviezd v týchto častiach je v stave atómových jadier a voľných leptónov. Niektoré záverečné štádiá hviezd nie sú zložené z plazmy, ale z tzv. degenerovaného plynu.

Najzastúpenejší chemický prvok vo všetkých plazmových hviezdach je vodík. Po ňom nasleduje hélium. Ostatné prvky tvoria oproti vodíku a héliu len nepatrnú prímes, ktorej množstvo nie je pri všetkých hviezdach rovnaké. Závisí od veku hviezdy a od toho, koľkú generáciu hviezd od vzniku vesmíru hviezda predstavuje. Staršie hviezdy majú menšie zastúpenie ťažších chemických prvkov ako mladšie. Chemické zloženie hviezd sa časom mení v dôsledku termonukleárnych reakcií.

Vlastnosti

Hviezdy majú rôzne fyzikálne vlastnosti, ktoré sa v určitých hraniciach líšia. Vlastnosti hviezd sú hmotnosť, svietivosť, polomer, teplota, spektrálny typ, hustota, premennosť.

Hmotnosť

Najvýznamnejšou charakteristikou hviezd je ich hmotnosť, ktorá určuje ich štruktúru a vývoj. Stredná hmotnosť hviezd je polovica hmotnosti Slnka. Predpokladá sa, že v mladšom vesmíre vznikali hmotnejšie hviezdy, než pozorujeme dnes. Súčasné hmotnosti pozorovaných hviezd sa riadia tzv. Salpeterovym zákonom pomenovanom po astronómovi Edwinovi Salpeterovi, ktorý ho sformuloval. Zákon hovorí, že hviezdy s nízkou hmotnosťou sú oveľa početnejšie než hviezdy s vysokou hmotnosťou. Hviezdy s nízkou hmotnosťou sa totiž v súčasných podmienkach v galaxiách ľahšie formujú a ich život je oproti hmotnejším hviezdam tiež dlhší, pretože termojadrové reakcie v nich prebiehajú menej intenzívne a ich jadrové palivo teda dlhšie vydrží.

Betelgeuze, jedna z najväčších známych hviezd

Betelgeuze, jedna z najväčších známych hviezd

Určiť hmotnosť hviezdy, pokiaľ tá nie je zložkou hviezdnej sústavy, je náročné. Jedna z metód je analýza jej spektra, ďalšia meranie svietivosti, ktorá je priamo závislá od hmotnosti hviezdy. V prípade dvojhviezdy astronómovia určia jej hmotnosť pozorovaním vzájomného obehu zložiek pomocou Keplerovych a Newtonovych zákonov.

Hraničná hmotnosť

Množstvo hmoty tvoriacej hviezdy je fyzikálnymi zákonmi obmedzené. Najmenšie hviezdy majú asi 8 % hmotnosti Slnka. Hviezdy s menšou hmotnosťou ako tento limit nemôžu existovať, pretože teplota a tlak v ich jadre by boli príliš nízke na zapálenie termojadrových reakcií. Na hornom hmotnostnom limite sa však teoretici nevedia zjednotiť. Väčšina odhadov sa pohybuje okolo 100 – 120 hmotností Slnka, pretože sa predpokladá, že väčšiu hviezdu by silný tlak žiarenia v jej vnútri roztrhal skôr, ako by dosiahla hlavnú postupnosť. Tomuto zodpovedajú aj pozorovania – pokiaľ sa niekedy pozorovala „hviezda“ s väčšou hmotnosťou, podrobnejší rozbor ukázal, že ide minimálne o dvojhviezdu alebo hviezdokopu. Iné odhady horného limitu hovoria o 130 – 170 hmotnostiach Slnka. Niektorí stelárnici však nevylučujú ani hviezdu, ktorá by mohla byť 1 000-krát hmotnejšia než Slnko. Najhmotnejšie hviezdy sú nadobri spektrálnych typov O2 a O3. Príkladom extrémne hmotnej hviezdy je hviezda éta Carinae.

Hustota

Priemerná hustota hmoty v hviezdach sa pohybuje od 1 / 10 000 000 (červení nadobri) až do 1 000 000 gramov (jednej tony) na cm3; (bieli trpaslíci). Objekty ako neutrónové hviezdy sú ešte podstatne hmotnejšie. Ich hustota hmoty dosahuje až 100 miliónov ton na cm³. Teplota a hustota plynov smerom do vnútra hviezdy rýchlo narastá.
Povrchové teploty hviezd kolíšu rádovo od tisíc stupňov až po milión stupňov (neutrónové hviezdy). V jadrách hviezd pri obrovskom tlaku a teplote prebiehajú termonukleárne reakcie, ktoré sú zdrojom žiarenia hviezd. Aj rýchlosť rotácie a intenzity magnetického poľa hviezd je rôzna.

Veľkosť

Veľkosť hviezd kolíše v rozhraní od veľkosti desiatok kilometrov (neutrónové hviezdy) až do veľkosti tisícnásobkov priemeru Slnka (nadobri – napríklad Polárka). Polomery hviezd môžu byť 3 000-krát väčšie než je polomer Slnka, na druhej strane najmenšia hviezda by sa zmestila do Liptovskej Mary. Vo všeobecnosti platí, že so vzrastajúcim priemerom hviezdy klesá jej hustota.

Jasnosť

Hviezdy na oblohe majú rôznu jasnosť, ktorá závisí jednak od žiarivosti hviezdy a jednak od jej vzdialenosti. Rôzna vzdialenosť hviezd od nás spôsobuje, že niektoré hviezdy sú pri pozorovaní zo Zeme jasnejšie (Vega, Sírius…) ako iné hviezdy, ktoré sú oveľa žiarivejšie, ale nachádzajú sa vo väčšej vzdialenosti (Rigel, Antares…). Jasnosť hviezd na oblohe určujeme tzv. vizuálnymi magnitúdami. Čím má vizuálna magnitúda menšie číslo, tým je hviezda jasnejšia. Najjasnejšia hviezda Sírius má magnitúdu -1,43, Vega 0,03, Polárka 2,13 a Slnko -26,7. Najslabšie hviezdy, ktoré vidíme ešte voľným okom, majú magnitúdu 6 a najslabšie hviezdy zachytené ďalekohľadmi na fotografických doskách majú magnitúdu až do 30. Hranica najslabších pozorovateľných hviezd sa so zdokonaľovaním pozorovacej techniky neustále posúva k vyšším magnitúdam.

Premennosť

Nijaká hviezda nežiari od svojho vzniku až po zánik konštantne. Tie hviezdy, ktoré však menia svoju jasnosť rýchlo (rádovo počas hodín až desaťročí) alebo o výrazné hodnoty, sa označujú ako premenné. Príčina premennosti je u rôznych hviezd rôzna. Je to spôsobené buď tým, že ich zakrýva temnejší objekt (zákrytové hviezdy) alebo má premenlivosť fyzikálne príčiny od samotnej hviezdy, napr. pulzujúce hviezdy menia svoj priemer v určitom rozpätí a časovom úseku. Expandujúce hviezdy menia svoj priemer náhle obrovskými výbuchmi (supernovy pri výbuchoch zvýšia svoju jasnosť až 100-miliónkrát). Väčšina zmien jasností však nebýva taká dramatická, mnohé zmeny sú voľným okom nezachytiteľné. Hviezdy majú väčšie sklony k fyzikálnym zmenám jasnosti na začiatku (hviezdy typu T-Tauri) a na konci (Cefeidy, Miridy, supernovy…) svojho vývoja.

Mira Ceti, premenná hviezda v súhvezdí Veľryby s dlhým chvostom materiálu, ktorý uvoľnuje

Mira Ceti, premenná hviezda v súhvezdí Veľryby s dlhým chvostom materiálu, ktorý uvoľnuje

Vnútorná stavba hviezdy

Porovnanie vnútornej stavby u hviezdy slnečného typu (vľavo) v červeným obrom (vpravo)

Porovnanie vnútornej stavby u hviezdy slnečného typu (vľavo) v červeným obrom (vpravo)

Hviezdy hlavnej postupnosti majú vo svojom vnútri veľmi podobnú stavbu. Rozdiely sú hlavne v teplotách, od ktorých závisí aj to, aký typ jadrovej reakcie v hviezde prebieha. Vrstvy hviezdy smerom z vnútra von sú:

  • Jadro – najhorúcejšia a najhustejšia časť hviezdy. Jadrá sú zdroje energie hviezd, ktorá sa rôznymi spôsobmi prenáša na povrch hviezd a stadiaľ do okolitého prostredia.
  • Vrstva žiarivej rovnováhy – veľmi hrubá vrstva plazmy, ktorá obklopuje jadro. Fotóny elektromagnetického žiarenia, ktoré vznikli v jadre, prechádzajú touto vrstvou veľmi pomaly a ich vlnová dĺžka klesá. Kvôli veľkej hustote prostredia je fotón neustále pohlcovaný a vyžarovaný okolitou hmotou.
  • Konvektívna zóna – ešte chladnejšia vrstva hviezdy, v ktorej sa energia prenáša prúdením. Vrcholky zostupných a vzostupných prúdov môžeme vidieť na povrchu hviezdy ako útvary zvané granuly.
  • Fotosféra – viditeľný (nie však pevný) povrch hviezdy. Je to najchladnejšia časť hviezdy, pri veľmi chladných hviezdach alebo v oblasti hviezdnych škvŕn (slnečných škvŕn) sa tam dokonca udržia chemické zlúčeniny.
  • Chromosféra – spodná časť atmosféry hviezdy. Teplota v chromosfére opäť začína stúpať.
  • Koróna – najvrchnejšia, najhorúcejšia a najmenej hustá vonkajšia atmosféra hviezdy, ktorá sa postupne rozplýva do medzihviezdneho priestoru.

Vznik energie

Schéma protón-protónového cyklu

Schéma protón-protónového cyklu

Schéma CNO cyklu

Schéma CNO cyklu

Na to, aby sa teleso dalo charakterizovať ako hviezda, musia v jeho vnútri prebiehať termojadrové reakcie alebo muselo fázou termojadrových reakcií prejsť v minulosti. Termojadrová reakcia je reakcia, pri ktorej sa jadrá atómov ľahkých chemických prvok zlúčia za vzniku ťažšieho prvku. Keďže jadrá atómov sú kladne nabité a navzájom sa silne odpudzujú, na spustenie termojadrovej reakcie je potrebná veľmi vysoká teplota a tlak, ktoré tieto odpudivé sily prekonajú.

U veľkej väčšiny hviezd (tzv. hlavnej postupnosti) vstupujú do reakcie jadrá najľahšieho známeho chemického prvku vodíka a výsledným produktom je hélium. Premena ľahkého vodíka na hélium môže prebiehať dvoma odlišnými spôsobmi a to protón-protónovým cyklom, alebo uhlíkovo-dusíkovo-kyslíkovým cyklom (nazývaným aj CNO cyklus podľa chemických značiek prvkov, ktoré sa ho účastnia). Na to, ktorý z týchto cyklov v jadre hviezdy prevláda, má vplyv hlavne teplota v jadre. Do 16 miliónov stupňov je dominantný protón-protónový cyklus, nad touto hranicou prevláda CNO cyklus. Pre fungovanie CNO cyklu je nevyhnutná tiež prítomnosť týchto troch prvkov v jadre hviezdy. Pri obidvoch cykloch sa zhruba 1/140 hmoty premení na čistú energiu v súlade s Einsteinovou rovnicou E = mc².

Hviezdy spaľujú vo svojich jadrách aj iné chemické prvky ako vodík. V protohviezdach počas ich vzniku postupne so vzrastajúcou teplotou a tlakom dochádza najprv k spaľovaniu ťažkého vodíka (deutéria), lítia, berýlia a bóru s vodíkom, kým dôjde na spaľovanie čistého ľahkého vodíka, ktorého je v jadre najviac. Výsledným produktom všetkých týchto reakcií je hélium. V starších hviezdach, ktoré sú blízko svojho zániku, však nastáva spaľovanie hélia a ďalších prvkov, ktorého výsledkom sú iné produkty (rôzne chemické prvky až po železo). Prvky ťažšie ako železo vznikajú v supernovách. Tieto druhy reakcií majú veľký význam z hľadiska vzniku života vo vesmíre a terestrických planét vôbec, pretože jadrá starších hviezd sú jediným miestom, kde tieto chemické prvky vznikajú (nepočítajúc prvky, ktoré sú produktom samovoľného rozpadu ťažších jadier).

Mladé hviezdy predtým, než dosiahnu hlavnú postupnosť (pozri nižšie) získavajú energiu gravitačnou kontrakciou podobne ako niektoré veľké planéty alebo hnedí trpaslíci. Gravitačná kontrakcia umožní vznikajúcej hviezde zvýšiť teplotu a tlak vo svojom vnútri natoľko, aby sa spustili termojadrové reakcie. Staré hviezdy po ukončení fázy jadrových reakcií môžu svietiť z nažiarených zásob. V oboch prípadoch (nedospelá aj stará hviezda) však tieto hviezdy vo viditeľnom spektre dosahujú len malý zlomok žiarivého výkonu, ktorý majú hviezdy s prebiehajúcimi termojadrovými reakciami.

Vznik a vývoj

Vznik hviezdy

Hviezdy vznikajú z pôvodne chladných, riedkych a studených mračien medzihviezdnej hmoty. Tieto mračná sa nachádzajú hlavne v ramenách špirálových galaxií, v šošovkových a nepravidelných galaxiách. Práve v týchto miestach je preto hviezdotvorba najpočetnejšia.

Protohviezda

Protohviezda

Chladné, prachoplynové mračno sa začne väčšinou pod vplyvom nejakého vonkajšieho faktoru (výbuch supernovy, zrážka s iným mračnom…) zmršťovať. Zároveň postupne stúpa jeho teplota a rýchlosť rotácie. Keď sa mračno zahreje natoľko, že začne žiariť, hovoríme o emisnej hmlovine. V mračne sa vytvoria hustejšie oblasti, zárodky samotných hviezd. Tieto zárodky s hmotnosťou až desať tisíc slnečných hmotností ďalej kolabujú. Postupne začína voľnému gravitačnému rúteniu brániť vnútorný tlak. Vznikajú protohviezdy, búrlivé nestabilné objekty, ktoré sa naďalej scvrkávajú. Napokon teplota a tlak v jadre protohviezdy vzrastú natoľko, že sa zapália termojadrové reakcie. Gravitačná sila sa vyrovná s tlakom žiarenia prichádzajúceho z jadra, hviezda sa prestane ďalej zmenšovať a usadí sa na hlavnej postupnosti.

Prvé hviezdy, ktoré vznikali vo vesmíre, boli pravdepodobne dosť odlišné od súčasných. Išlo o nesmierne hmotné a žiarivé objekty s hmotnosťami od 15 do 500 hmotností Slnka. Prvé hviezdy taktiež neobsahovali prvky ťažšie než hélium, pretože tieto prvky ešte neexistovali. Ich životnosť však bola krátka, necelý milión rokov.

Hviezdy vznikajú aj v súčasnosti. Najvyšší vek hviezd sa odhaduje rádovo na niekoľko miliárd rokov.

Ďalší vývoj

Umelecká predstava blízkeho pohľadu na červeného trpaslíka, najbežnejšieho typu hviezdy v našej Galaxii

Umelecká predstava blízkeho pohľadu na červeného trpaslíka, najbežnejšieho typu hviezdy v našej Galaxii

To, ako dlho hviezda zotrvá v pomerne stabilnej fáze hlavnej postupnosti, závisí od jej počiatočnej hmotnosti. Hmotnejšie hviezdy, paradoxne žijú kratšie, pretože termojadrové reakcie v ich jadrách prebiehajú omnoho búrlivejšie ako v málo hmotných hviezdach. Život hviezdy s hmotnosťou Slnka trvá celé miliardy rokov, život oveľa hmotnejších obrov a nadobrov milióny alebo dokonca len státisíce rokov. Najpočetnejšie hviezdy vo vesmíre, červení trpaslíci, zanikajú nenápadne – po vyhorení všetkého paliva pozvoľna chladnú až napokon úplne zhasnú. Hviezdy s hmotnosťou Slnka sa po vyhorení zásob vodíka začnú rozpínať – menia sa na červených obrov. Potom odhodia svoje vonkajšie obálky, ktoré sa stanú planetárnou hmlovinou, a ich malé skolabované jadrá ešte dlho svietia z nažiarených zásob ako bieli trpaslíci. Najhmotnejšie hviezdy ukončujú svoj život mohutnou explóziou supernovy alebo dokonca hypernovy, a ich jadrá sa menia na maličké, ale veľmi husté degenerované objekty – neutrónové hviezdy alebo čierne diery. Hmota, ktorá je hviezdou vyvrhnutá v podobe planetárnej hmloviny alebo zvyškov po výbuchu supernovy, sa neustále rozpína, mieša sa s medzihviezdnou hmotou a vracia sa tým do obehu, takže o nejaký čas z nej môžu vzniknúť nové hviezdy.

Skupiny hviezd

V molekulárnych mračnách vznikajú hviezdy v skupinách, ktoré zostávajú minimálne po určitý čas gravitačne viazané. V okolí Slnka vznikajú hviezdy v útvaroch, ktoré nazývame otvorené hviezdokopy. Sú to pomerne voľné skupiny desiatok až stoviek mladých hviezd, ktoré sa časom rozpadajú. V minulosti v našej Galaxii vznikali hviezdy aj v oveľa hustejších a kompaktnejších útvaroch obsahujúcich až milióny hviezd. Tieto zoskupenia sa nazývajú guľové hviezdokopy, v súčasnosti však guľové hviezdokopy v Mliečnej ceste už nevznikajú. Hviezdy v guľových hviezdokopách sú silnejšie gravitačne viazané ako členovia otvorených hviezdokôp a často zostávajú spolu až do svojho zániku. Priestorovo ohraničená skupina určitého typu hviezd spoločného pôvodu, voľnejšia ako otvorená hviezdokopa, sa nazýva hviezdna asociácia.

Otvorená hviezdokopa (v pravom spodnom okraji snímky)

Otvorená hviezdokopa (v pravom spodnom okraji snímky)

Hviezdy v rámci hviezdokôp, ale aj hviezdy, ktoré sa už v hviezdokopách nenachádzajú, väčšinou vytvárajú oveľa bližšie a stabilnejšie konfigurácie. Najčastejším prípadom je dvojhviezda, kedy dve približne rovnako staré hviezdy obiehajú okolo spoločného centra, alebo, v prípade, že jedna zložka je oveľa hmotnejšia ako druhá, menej hmotná zložka obieha okolo hmotnejšej podobne ako planéty obiehajú okolo Slnka. Voľným okom vidíme na oblohe takúto dvojicu ako jeden bod. Niektoré dvojhviezdy možno rozlíšiť už malými ďalekohľadmi, niektoré len mohutnejšími prístrojmi a niektoré sú pri sebe tak blízko, že ani pri najvyššom dostupnom rozlíšení a ich nepodarí pozorovať ako dve oddelené hviezdy. To sú takzvané spektroskopické dvojhviezdy. Odhaduje sa, že až 70 % všetkých hviezd vo vesmíre je viazaných v dvojhviezdnych systémoch.

Niekedy obiehajú spoločné ťažisko tri hviezdy. V takomto prípade hovoríme o trojhviezde. Najčastejšie tvorí trojhviezdnu formáciu centrálna dvojica hmotnostne viac-menej vyrovnaných hviezd, ktoré obiehajú spoločné ťažisko a okolo nich v oveľa väčšej vzdialenosti obieha menej hmotná tretia zložka. Takýto systém utvára napríklad Slnku najbližšia hviezda Alfa Centauri. Ak spoločné ťažisko obiehajú štyri hviezdy, hovoríme o štvorhviezde. Príkladom štvorhviezdy je Epsilon Lyrae, ktorú tvoria dve dvojice hviezd obiehajúce okolo spoločného ťažiska. Gravitačne tesne viazaných hviezd môže byť aj viac ako štyri. Hviezdne systémy s viac ako dvoma zložkami sa označujú súhrnným názvom viacnásobné hviezdy. Známou viacnásobnou hviezdou je napríklad Trapéz v súhvezdí Orióna.

Slnko tvorí pomerne zriedkavú výnimku medzi hviezdami tým, že nevytvára dvojhviezdny ani viacnásobný systém a nie je ani členom nijakej hviezdokopy.

Všetky hviezdy tvoria spolu s medzihviezdnou hmotou a obrovskými množstvami tmavej hmoty gigantické kompaktné systémy – galaxie. Každá hviezda je súčasťou nejakej galaxie a obieha okolo jej jadra. Aj hviezdy zdanlivo vytrhnuté z galaxií (napríklad pri vzájomných kolíziách galaxií) spadajú pod gravitačný vplyv nejakej galaxie. Všetky hviezdy viditeľné na oblohe voľným okom a menšími ďalekohľadmi patria do našej Galaxie – Mliečnej cesty.

Triedenie hviezd

Podľa teploty a svietivosti

Hlavným zdrojom informácií o hviezdach je svetlo rozložené do spektra. Charakter spektra hviezdy určuje predovšetkým teplota hviezdnej atmosféry. Podľa spektra čiže teploty delíme hviezdy do ôsmich hlavných tried (W, O, B, A, F, G, K a M) a 4 zriedkavých tried (Q, R, N, S). V rámci tejto klasifikácie rozoznávame hviezdy raného spektrálneho typu (O, B, A) a hviezdy pozdného spektrálneho typu (G, K, M, C, S).

Éta Carinae, jedna z najhmotnejších a najžiarivejších známych hviezd

Éta Carinae, jedna z najhmotnejších a najžiarivejších známych hviezd

Hviezdy zakreslené do grafu podľa spektrálnej triedy a absolútnej veľkosti (svietivosti) dávajú tzv. Hertzsprungov-Russellov diagram. Hertzsprungov-Russellov diagram ukazuje, že hviezdy sa zoskupujú do dvoch vetiev, a to hlavnej vetvy a vetvy obrov. V tomto diagrame je zreteľné delenie hviezd na:

  • nadobrov
  • jasných obrov
  • obrov
  • podobrov
  • hviezd hlavnej postupnosti (najpočetnejšia skupina)
  • trpaslíkov a
  • podtrpaslíkov.

Hertzsprungov-Russellov diagram ukazuje aj vývojovú cestu hviezd.

Podľa zdroju energie

  • plazmové hviezdy – sú to hviezdy, v ktorých prebiehajú termojadrové reakcie a generujú si teda vlastné žiarenie. Patria sem obri, nadobri a hviezdy hlavnej postupnosti. Všetky hviezdy viditeľné na oblohe voľným okom sú plazmové hviezdy.
  • degenerované hviezdy – hviezdy, v ktorých už neprebiehajú termojadrové reakcie, a ich hmota je v degenerovanom stave. Patria sem bieli trpaslíci, neutrónové hviezdy a čierne diery. Tieto hviezdy žiaria iba z nažiarených zásob, prípadne nežiaria vôbec.

Sprievodné telesá

Umelcova predstava hviezd Sírius A (plazmová hviezda) a Sírius B (degenerovaná hviezda)

Umelcova predstava hviezd Sírius A (plazmová hviezda) a Sírius B (degenerovaná hviezda)

Okolo niektorých hviezd sa zistila a dokázala existencia temných sprievodcov, ktorí sa nedajú pozorovať ďalekohľadmi a nie sú ani spektroskopickými dvojhviezdami. Napriek tomu títo neviditeľní spoločníci gravitačne pôsobia na hviezdu. Môžu nimi byť bývalé plazmové hviezdy, ktoré sa stali malými degenerovanými hviezdami, a preto sú nepozorovateľné. Ide o bielych trpaslíkov, neutrónové hviezdy, alebo čierne diery. Iné hviezdy majú zase oveľa menej hmotných spoločníkov, čo sú buď hnedí trpaslíci alebo planéty. Až do 90.-tych rokov 20. storočia astronómovia nevedeli, či aj iné hviezdy majú planéty. V poslednom desaťročí sa však začalo objavovať množstvo planét obiehajúcich okolo iných hviezd a v súčasnosti ich poznáme už viac ako 300.

Názvy a označenie

Už v minulosti dávali ľudia hviezdam rôzne mená, ktoré popisovali ich vzhľad (napríklad Rutilicus – žltkastý), časť súhvezdia (Phacd – stehno) alebo ich úlohu v mytológii (Alcyone – jedna z mýtických Plejád). Dnes používané mená pochádzajú väčšinou zo staroarabčiny, gréčtiny, prípadne z latinčiny. Zhruba každá šiesta hviezda viditeľná voľným okom na oblohe má svoje vlastné meno, ale bežne sa používa len okolo 100 mien. Novodobé pomenovanie hviezd vlastným menom je zriedkavé. Jednou z novodobo pomenovaných hviezd je napríklad Regor.

S objavom ďalekohľadu sa zvyšovalo množstvo pozorovateľných hviezd a tak sa začali vytvárať a používať rôzne hviezdne katalógy. Autorom prvého hviezdneho katalógu bol Hipparchos, ktorý zaviedol aj hviezdnu veľkosť (magnitúdu). Pre najjasnejšie hviezdy oblohy sa zvyčajne používa Bayerovo označenie. Pozostáva z gréckeho písmena za ktorým nasleduje genitív latinského názvu súhvezdia, v ktorom sa hviezda nachádza. Hviezdy sú označené od alfy až po omegu zvyčajne (nie však vždy) od najjasnejšej (alfa) až po najslabšiu (omega). Pokiaľ jasná hviezda viditeľná voľným okom nemá meno ani Bayerovo označenie, používa sa väčšinou Flamsteedovo označenie. Je podobné Bayerovmu s tým rozdielom, že namiesto písmena gréckej abecedy je číslica. Kritériom, podľa ktorého sú hviezdy s Flamsteedovym označením zoradené, nie je ich jasnosť, ale rektascenzia. Slabšie hviezdy nepozorovateľné voľným okom majú pridelené čísla v rozličných katalógoch napr. SAO, HD a iné. Čísla v týchto katalógoch majú síce pridelené všetky hviezdy do určitej limitnej magnitúdy, ale v prípade jasných hviezd sa na označenie väčšinou používa vlastné meno či jedno z vyššie uvedených označení.

Osobitný princíp označenia platí pre hviezdy vo viacnásobných systémoch. Najhmotnejšia zložka systému má za svojim katalógovým označením písmeno A, menej hmotná B a tak ďalej. Napríklad Alfa Centauri A je najhmotnejšia hviezda systému (v tomto prípade trojhviezdneho) Alfa Centauri, Gliese 165 B je druhá najhmotnejšia hviezda systému Gliese 165, Polárka C je tretia najhmotnejšia hviezda systému Polárka.

Pozorovanie

Mladé hviezdy otvorenej hviezdokopy Plejády

Mladé hviezdy otvorenej hviezdokopy Plejády

Za jasnej noci môžeme voľným okom vidieť pri ideálnom rovnom horizonte asi 3 000 hviezd. Už malým ďalekohľadom ich uvidíme oveľa viac. Všetky hviezdy viditeľné voľným okom alebo malým ďalekohľadom patria do našej Galaxie. Prvé samostatné hviezdy boli v cudzích galaxiách pozorované až v 20. storočí.

Polohu hviezd na oblohe určujeme súradnicami. Ich nehybnosť na oblohe je len zdanlivá, pretože hviezdy vo svetovom priestore vykonávajú vlastné pohyby. Vzhľad hviezdy na oblohe je vždy bodový, a to aj v najväčších ďalekohľadoch (výnimkou sa v nedávnej minulosti stali hviezdy Betelgeuze a Mira). Prechodom svetla hviezdy atmosférou Zeme dochádza ku scintilácii (trblietaniu hviezd), k extinkcii a refrakcii. Vďaka scintilácii bezpečne môžeme rozoznať hviezdy od planét, u ktorých k scintilácii nedochádza.

Pohľady filozofov

Anaximandros

Anaximandros tvrdí, že sa látka plodiaca od večnosti teplo a chlad pri vzniku tohto sveta oddelila a že z nej okolo vzduchu, ktorý obklopuje zem, vyrástla akási ohnivá guľa ako kôra okolo stromu. Keď sa potom táto guľa roztrhla a rozdelila do rozličných kruhovitých pásov, vznikli slnko, mesiac a hviezdy.

Zdroje

  • FILIT – zdroj, z ktorého pôvodne čerpal tento článok.
  • Josip Klezcek (2002). Velká encyklopedie vesmíru. Academia. ISBN 80-200-0906-X.
  • Róbert Čeman; Eduard Pittich, Alexandra Fuknová, Anna Lališová Vesmír 2 Hviezdy – Galaxie. Bratislava : MAPA Slovakia Bratislava, 2003. ISBN 80-8067-074-9.
  • Najmasívnejšia hviezda sa ešte nenašla. Kozmos, október 2010, roč. XLI, čís. 5, s. 9-12.


Wikipédia


Napísať odpoveď

Povolené XHTML: <a href="" title=""> <abbr title=""> <acronym title=""> <b> <blockquote cite=""> <cite> <code> <del datetime=""> <em> <i> <q cite=""> <s> <strike> <strong>

Vymazané budú komentáre, ktoré obsahujú spam, nadávky alebo osobné útoky, porušujú zásady slušného správania, vôbec nesúvisia s témou či s komentármi pod ňou, alebo sú presnou kópiou nejakého z predošlých komentárov.

Hodnotu píšte ako číslo, nie slovom * Time limit is exhausted. Please reload CAPTCHA.


 

© 2014 – 2018 Jana Plauchová. S výnimkou materiálov z Wikimedia Foundation všetky práva vyhradené. Kontakt na autorku: adhara (zavináč) volny.cz.