$\"Hviezdy$ <\/a>

Hviezdy v otvorenej hviezdokope M41<\/p><\/div>\n

Hviezda<\/strong> alebo zastarano st\u00e1lica<\/strong> je plynn\u00e9 (plazmov\u00e9), pribli\u017ene gu\u013eovit\u00e9 teleso vo vesm\u00edre, ktor\u00e9 m\u00e1 vlastn\u00fd zdroj \u017eiarenia, ktor\u00e9 dr\u017e\u00ed pokope jeho vlastn\u00e1 gravit\u00e1cia a ktor\u00e9 m\u00e1 hmotnos\u0165 0,02 a\u017e 300 hmotnost\u00ed Slnka. Vo hviezdach je s\u00fastreden\u00e1 v\u00e4\u010d\u0161ina pozorovate\u013enej hmoty vesm\u00edru.<\/p>\n

Pod pojmom hviezda sa v starom ch\u00e1pan\u00ed myslel takmer ka\u017ed\u00fd objekt na no\u010dnej oblohe<\/a> ako plan\u00e9ta<\/a>, kom\u00e9ta at\u010f. okrem Mesiaca. V u\u017e\u0161om astronomickom v\u00fdzname s\u00fa hviezdy plynov\u00e9 gu\u013eovit\u00e9 objekty, ktor\u00e9 maj\u00fa vlastn\u00fd zdroj \u017eiarenia. V minulosti patrili k hviezdam len objekty, ktor\u00e9 sa na no\u010dnej oblohe zdanlivo nepohybuj\u00fa (preto st\u00e1lice) na rozdiel od blud\u00edc (plan\u00e9t). D\u00f4sledkom tejto zdanlivej nehybnosti utv\u00e1raj\u00fa ve\u013emi v\u00fdrazn\u00e9 konfigur\u00e1cie hviezd na oblohe, ktor\u00e9 pozn\u00e1me ako s\u00fahvezdia. V skuto\u010dnosti sa vo vesm\u00edre pohybuj\u00fa hviezdy obrovskou r\u00fdchlos\u0165ou a\u017e nieko\u013eko sto kilometrov za sekundu, ale vzh\u013eadom na ich obrovsk\u00fa vzdialenos\u0165 sa vo\u013en\u00fdm okom pozorovate\u013en\u00e9 zmeny v poloh\u00e1ch hviezd prejavia a\u017e za storo\u010dia a\u017e tis\u00edcro\u010dia.<\/p>\n

Hviezdy patria medzi najpo\u010detnej\u0161ie a naj\u013eah\u0161ie pozorovate\u013en\u00e9 vesm\u00edrne objekty aj bez optick\u00fdch pr\u00edstrojov. V\u00e4\u010d\u0161inu ostatn\u00fdch telies vo vesm\u00edre vid\u00edme len preto, lebo odr\u00e1\u017eaj\u00fa svetlo hviezd (napr. plan\u00e9ty), alebo s\u00fa buden\u00e9 k svojmu \u017eiareniu \u017eiaren\u00edm hviezd (napr. emisn\u00e9 hmloviny). Hviezdy m\u00f4\u017eu by\u0165 centrami planet\u00e1rnych s\u00fastav.<\/p>\n

Vzdialenosti<\/h2>\n
Najbli\u017e\u0161ou hviezdou k Zemi je Slnko<\/a>, vzdialen\u00e9 pribli\u017ene 149 597 871 km. Ke\u010f\u017ee vzdialenosti ostatn\u00fdch hviezd od Zeme s\u00fa obrovsk\u00e9, nem\u00e1 zmysel vyjadrova\u0165 ich v kilometroch. \u010casto sa vzdialenosti uv\u00e1dzaj\u00fa v jednotk\u00e1ch \u010dasu, za ktor\u00fd prilet\u00ed svetlo z hviezd na Zem. V tomto oh\u013eade je Slnko od Zeme vzdialen\u00e9 asi 8,5 sveteln\u00fdch min\u00fat. Druhou najbli\u017e\u0161ou hviezdou je Proxima Centauri vzdialen\u00e1 4,3 sveteln\u00e9ho roka. \u010eal\u0161ou pou\u017e\u00edvanou jednotkou na ur\u010denie vzdialenosti hviezd je tzv. parsek, ktor\u00fd m\u00e1 hodnotu asi 3,26 sveteln\u00e9ho roka.<\/p>\n
Vzdialenos\u0165 jednotliv\u00fdch hviezd od seba vo vesm\u00edre je r\u00f4zna. M\u00f4\u017ee by\u0165 od nieko\u013ek\u00fdch sveteln\u00fdch min\u00fat a\u017e po mili\u00f3ny sveteln\u00fdch rokov.<\/p>\n
Chemick\u00e9 zlo\u017eenie<\/h2>\n
$\"Slnko,$ <\/a>
Slnko, na\u0161a najbli\u017e\u0161ia hviezda, a z\u00e1rove\u0148 z poh\u013eadu Zeme najjasnej\u0161ia hviezda oblohy, je logicky najlep\u0161ie presk\u00famanou hviezdou<\/p><\/div>\n
Do objavu spektroskopie v 19. storo\u010d\u00ed sa nevedelo, z \u010doho sa hviezdy skladaj\u00fa. Gustavovi Robertovi Kirchhoffovi sa v druhej polovici 19. storo\u010dia podarilo dok\u00e1za\u0165, \u017ee ist\u00e1 tmav\u00e1 \u010diara v slne\u010dnom spektre je sp\u00f4soben\u00e1 roz\u017eeraven\u00fdm sod\u00edkom. Bola to prv\u00e1 ind\u00edcia objavu, \u017ee hviezdy sa skladaj\u00fa z rovnak\u00fdch chemick\u00fdch prvkov ako teles\u00e1 na Zemi. Nako\u013eko v\u0161ak z\u00e1rove\u0148 v\u0161etko napovedalo tomu, \u017ee hviezdy s\u00fa ve\u013emi hor\u00face, tieto prvky sa vyskytuj\u00fa v\u00e4\u010d\u0161inou vo\u013ene a teda nie s\u00fa viazan\u00e9 v po\u010detn\u00fdch chemick\u00fdch zl\u00fa\u010denin\u00e1ch ako to pozn\u00e1me na Zemi. Len najchladnej\u0161ie hviezdy maj\u00fa na svojom povrchu niektor\u00e9 jednoduch\u00e9 chemick\u00e9 zl\u00fa\u010deniny, napr\u00edklad TiO, CH a CN (na Slnku napr. OH, MgH, SiH). V d\u00f4sledku vysokej teploty je ve\u013ea at\u00f3mov tie\u017e ionizovan\u00fdch. Zmes elektricky vo\u013en\u00fdch nabit\u00fdch \u010dast\u00edc (i\u00f3nov) a neutr\u00e1lnych \u010dast\u00edc sa naz\u00fdva plazma.<\/p>\n
V jadr\u00e1ch hviezd, kde je teplota najvy\u0161\u0161ia a dosahuje minim\u00e1lne 7 mili\u00f3nov stup\u0148ov, je existencia akejko\u013evek chemickej zl\u00fa\u010deniny nemo\u017en\u00e1. Hmota hviezd v t\u00fdchto \u010dastiach je v stave at\u00f3mov\u00fdch jadier a vo\u013en\u00fdch lept\u00f3nov. Niektor\u00e9 z\u00e1vere\u010dn\u00e9 \u0161t\u00e1di\u00e1 hviezd nie s\u00fa zlo\u017een\u00e9 z plazmy, ale z tzv. degenerovan\u00e9ho plynu.<\/p>\n
Najzast\u00fapenej\u0161\u00ed chemick\u00fd prvok vo v\u0161etk\u00fdch plazmov\u00fdch hviezdach je vod\u00edk. Po \u0148om nasleduje h\u00e9lium. Ostatn\u00e9 prvky tvoria oproti vod\u00edku a h\u00e9liu len nepatrn\u00fa pr\u00edmes, ktorej mno\u017estvo nie je pri v\u0161etk\u00fdch hviezdach rovnak\u00e9. Z\u00e1vis\u00ed od veku hviezdy a od toho, ko\u013ek\u00fa gener\u00e1ciu hviezd od vzniku vesm\u00edru hviezda predstavuje. Star\u0161ie hviezdy maj\u00fa men\u0161ie zast\u00fapenie \u0165a\u017e\u0161\u00edch chemick\u00fdch prvkov ako mlad\u0161ie. Chemick\u00e9 zlo\u017eenie hviezd sa \u010dasom men\u00ed v d\u00f4sledku termonukle\u00e1rnych reakci\u00ed.<\/p>\n
Vlastnosti<\/h2>\n
Hviezdy maj\u00fa r\u00f4zne fyzik\u00e1lne vlastnosti, ktor\u00e9 sa v ur\u010dit\u00fdch hraniciach l\u00ed\u0161ia. Vlastnosti hviezd s\u00fa hmotnos\u0165, svietivos\u0165, polomer, teplota, spektr\u00e1lny typ, hustota, premennos\u0165.<\/p>\n
Hmotnos\u0165<\/h3>\n
Najv\u00fdznamnej\u0161ou charakteristikou hviezd je ich hmotnos\u0165, ktor\u00e1 ur\u010duje ich \u0161trukt\u00faru a v\u00fdvoj. Stredn\u00e1 hmotnos\u0165 hviezd je polovica hmotnosti Slnka. Predpoklad\u00e1 sa, \u017ee v mlad\u0161om vesm\u00edre vznikali hmotnej\u0161ie hviezdy, ne\u017e pozorujeme dnes. S\u00fa\u010dasn\u00e9 hmotnosti pozorovan\u00fdch hviezd sa riadia tzv. Salpeterovym z\u00e1konom pomenovanom po astron\u00f3movi Edwinovi Salpeterovi, ktor\u00fd ho sformuloval. Z\u00e1kon hovor\u00ed, \u017ee hviezdy s n\u00edzkou hmotnos\u0165ou s\u00fa ove\u013ea po\u010detnej\u0161ie ne\u017e hviezdy s vysokou hmotnos\u0165ou. Hviezdy s n\u00edzkou hmotnos\u0165ou sa toti\u017e v s\u00fa\u010dasn\u00fdch podmienkach v galaxi\u00e1ch \u013eah\u0161ie formuj\u00fa a ich \u017eivot je oproti hmotnej\u0161\u00edm hviezdam tie\u017e dlh\u0161\u00ed, preto\u017ee termojadrov\u00e9 reakcie v nich prebiehaj\u00fa menej intenz\u00edvne a ich jadrov\u00e9 palivo teda dlh\u0161ie vydr\u017e\u00ed.<\/p>\n
$\"Betelgeuze,$ <\/a>
Betelgeuze, jedna z najv\u00e4\u010d\u0161\u00edch zn\u00e1mych hviezd<\/p><\/div>\n
Ur\u010di\u0165 hmotnos\u0165 hviezdy, pokia\u013e t\u00e1 nie je zlo\u017ekou hviezdnej s\u00fastavy, je n\u00e1ro\u010dn\u00e9. Jedna z met\u00f3d je anal\u00fdza jej spektra, \u010fal\u0161ia meranie svietivosti, ktor\u00e1 je priamo z\u00e1visl\u00e1 od hmotnosti hviezdy. V pr\u00edpade dvojhviezdy astron\u00f3movia ur\u010dia jej hmotnos\u0165 pozorovan\u00edm vz\u00e1jomn\u00e9ho obehu zlo\u017eiek pomocou Keplerovych a Newtonovych z\u00e1konov.<\/p>\n
Hrani\u010dn\u00e1 hmotnos\u0165<\/h4>\n
Mno\u017estvo hmoty tvoriacej hviezdy je fyzik\u00e1lnymi z\u00e1konmi obmedzen\u00e9. Najmen\u0161ie hviezdy maj\u00fa asi 8\u00a0% hmotnosti Slnka. Hviezdy s men\u0161ou hmotnos\u0165ou ako tento limit nem\u00f4\u017eu existova\u0165, preto\u017ee teplota a tlak v ich jadre by boli pr\u00edli\u0161 n\u00edzke na zap\u00e1lenie termojadrov\u00fdch reakci\u00ed. Na hornom hmotnostnom limite sa v\u0161ak teoretici nevedia zjednoti\u0165. V\u00e4\u010d\u0161ina odhadov sa pohybuje okolo 100\u00a0\u2013\u00a0120 hmotnost\u00ed Slnka, preto\u017ee sa predpoklad\u00e1, \u017ee v\u00e4\u010d\u0161iu hviezdu by siln\u00fd tlak \u017eiarenia v jej vn\u00fatri roztrhal sk\u00f4r, ako by dosiahla hlavn\u00fa postupnos\u0165. Tomuto zodpovedaj\u00fa aj pozorovania\u00a0\u2013\u00a0pokia\u013e sa niekedy pozorovala „hviezda“ s v\u00e4\u010d\u0161ou hmotnos\u0165ou, podrobnej\u0161\u00ed rozbor uk\u00e1zal, \u017ee ide minim\u00e1lne o dvojhviezdu alebo hviezdokopu. In\u00e9 odhady horn\u00e9ho limitu hovoria o 130\u00a0\u2013\u00a0170 hmotnostiach Slnka. Niektor\u00ed stel\u00e1rnici v\u0161ak nevylu\u010duj\u00fa ani hviezdu, ktor\u00e1 by mohla by\u0165 1 000-kr\u00e1t hmotnej\u0161ia ne\u017e Slnko. Najhmotnej\u0161ie hviezdy s\u00fa nadobry spektr\u00e1lnych typov O2 a O3. Pr\u00edkladom extr\u00e9mne hmotnej hviezdy je hviezda \u00e9ta Carinae.<\/p>\n
Hustota<\/h3>\n
Priemern\u00e1 hustota hmoty v hviezdach sa pohybuje od 1 \/ 10\u00a0000\u00a0000 (\u010derven\u00e9 nadobry) a\u017e do 1 000 000 gramov (jednej tony) na \u00a0cm\u00b3; (biele trpasl\u00edky). Objekty ako neutr\u00f3nov\u00e9 hviezdy s\u00fa e\u0161te podstatne hmotnej\u0161ie. Ich hustota hmoty dosahuje a\u017e 100 mili\u00f3nov ton na cm\u00b3. Teplota a hustota plynov smerom do vn\u00fatra hviezdy r\u00fdchlo narast\u00e1.<\/p>\n
Povrchov\u00e9 teploty hviezd kol\u00ed\u0161u r\u00e1dovo od tis\u00edc stup\u0148ov a\u017e po mili\u00f3n stup\u0148ov (neutr\u00f3nov\u00e9 hviezdy). V jadr\u00e1ch hviezd pri obrovskom tlaku a teplote prebiehaj\u00fa termonukle\u00e1rne reakcie, ktor\u00e9 s\u00fa zdrojom \u017eiarenia hviezd. Aj r\u00fdchlos\u0165 rot\u00e1cie a intenzity magnetick\u00e9ho po\u013ea hviezd je r\u00f4zna.<\/p>\n
Ve\u013ekos\u0165<\/h3>\n
Ve\u013ekos\u0165 hviezd kol\u00ed\u0161e v rozhran\u00ed od ve\u013ekosti desiatok kilometrov (neutr\u00f3nov\u00e9 hviezdy) a\u017e do ve\u013ekosti tis\u00edcn\u00e1sobkov priemeru Slnka (nadobry \u2013\u00a0napr\u00edklad Pol\u00e1rka<\/a>). Polomery hviezd m\u00f4\u017eu by\u0165 3 000-kr\u00e1t v\u00e4\u010d\u0161ie ne\u017e je polomer Slnka, na druhej strane najmen\u0161ia hviezda by sa zmestila do Liptovskej Mary. Vo v\u0161eobecnosti plat\u00ed, \u017ee so vzrastaj\u00facim priemerom hviezdy kles\u00e1 jej hustota.<\/p>\n
Jasnos\u0165<\/h3>\n
Hviezdy na oblohe maj\u00fa r\u00f4znu jasnos\u0165, ktor\u00e1 z\u00e1vis\u00ed jednak od \u017eiarivosti hviezdy a jednak od jej vzdialenosti. R\u00f4zna vzdialenos\u0165 hviezd od n\u00e1s sp\u00f4sobuje, \u017ee niektor\u00e9 hviezdy s\u00fa pri pozorovan\u00ed zo Zeme jasnej\u0161ie (Vega, S\u00edrius\u2026) ako in\u00e9 hviezdy, ktor\u00e9 s\u00fa ove\u013ea \u017eiarivej\u0161ie, ale nach\u00e1dzaj\u00fa sa vo v\u00e4\u010d\u0161ej vzdialenosti (Rigel, Antares\u2026). Jasnos\u0165 hviezd na oblohe ur\u010dujeme tzv. vizu\u00e1lnymi magnit\u00fadami. \u010c\u00edm m\u00e1 vizu\u00e1lna magnit\u00fada men\u0161ie \u010d\u00edslo, t\u00fdm je hviezda jasnej\u0161ia. Najjasnej\u0161ia hviezda S\u00edrius m\u00e1 magnit\u00fadu -1,43, Vega 0,03, Pol\u00e1rka 2,13 a Slnko -26,7. Najslab\u0161ie hviezdy, ktor\u00e9 vid\u00edme e\u0161te vo\u013en\u00fdm okom, maj\u00fa magnit\u00fadu 6 a najslab\u0161ie hviezdy zachyten\u00e9 \u010falekoh\u013eadmi na fotografick\u00fdch dosk\u00e1ch maj\u00fa magnit\u00fadu a\u017e do 30. Hranica najslab\u0161\u00edch pozorovate\u013en\u00fdch hviezd sa so zdokona\u013eovan\u00edm pozorovacej techniky neust\u00e1le pos\u00fava k vy\u0161\u0161\u00edm magnit\u00fadam.<\/p>\n
Premennos\u0165<\/h3>\n
Nijak\u00e1 hviezda ne\u017eiari od svojho vzniku a\u017e po z\u00e1nik kon\u0161tantne. Tie hviezdy, ktor\u00e9 v\u0161ak menia svoju jasnos\u0165 r\u00fdchlo (r\u00e1dovo po\u010das hod\u00edn a\u017e desa\u0165ro\u010d\u00ed) alebo o v\u00fdrazn\u00e9 hodnoty, sa ozna\u010duj\u00fa ako premenn\u00e9. Pr\u00ed\u010dina premennosti je u r\u00f4znych hviezd r\u00f4zna. Je to sp\u00f4soben\u00e9 bu\u010f t\u00fdm, \u017ee ich zakr\u00fdva temnej\u0161\u00ed objekt (z\u00e1krytov\u00e9 hviezdy) alebo m\u00e1 premenlivos\u0165 fyzik\u00e1lne pr\u00ed\u010diny od samotnej hviezdy, napr. pulzuj\u00face hviezdy menia svoj priemer v ur\u010ditom rozp\u00e4t\u00ed a \u010dasovom \u00faseku. Exploduj\u00face hviezdy menia svoj priemer n\u00e1hle obrovsk\u00fdmi v\u00fdbuchmi (supernovy pri v\u00fdbuchoch zv\u00fd\u0161ia svoju jasnos\u0165 a\u017e 100-mili\u00f3nkr\u00e1t). V\u00e4\u010d\u0161ina zmien jasnost\u00ed v\u0161ak neb\u00fdva tak\u00e1 dramatick\u00e1, mnoh\u00e9 zmeny s\u00fa vo\u013en\u00fdm okom nezachytite\u013en\u00e9. Hviezdy maj\u00fa v\u00e4\u010d\u0161ie sklony k fyzik\u00e1lnym zmen\u00e1m jasnosti na za\u010diatku (hviezdy typu T Tauri) a na konci (cefeidy, miridy, supernovy\u2026) svojho v\u00fdvoja.<\/p>\n
$\"Mira$ <\/a>
Mira Ceti, premenn\u00e1 hviezda v s\u00fahvezd\u00ed Ve\u013eryby s dlh\u00fdm chvostom materi\u00e1lu, ktor\u00fd uvo\u013e\u0148uje<\/p><\/div>\n
Vn\u00fatorn\u00e1 stavba hviezdy<\/h3>\n
$\"Porovnanie$ <\/a>
Porovnanie vn\u00fatornej stavby u hviezdy slne\u010dn\u00e9ho typu (v\u013eavo) v \u010derven\u00fdm obrom (vpravo)<\/p><\/div>\n
Hviezdy hlavnej postupnosti maj\u00fa vo svojom vn\u00fatri ve\u013emi podobn\u00fa stavbu. Rozdiely s\u00fa hlavne v teplot\u00e1ch, od ktor\u00fdch z\u00e1vis\u00ed aj to, ak\u00fd typ jadrovej reakcie v hviezde prebieha. Pr\u00edli\u0161 hmotn\u00fdm alebo naopak pr\u00edli\u0161 m\u00e1lo hmotn\u00fdm hviezdam mu niektor\u00e9 vrstvy ch\u00fdba\u0165. V\u0161etky hlavn\u00e9 vrstvy hviezdy smerom z vn\u00fatra von s\u00fa:<\/p>\n
\n
Jadro\u00a0<\/strong>\u2013\u00a0najhor\u00facej\u0161ia a najhustej\u0161ia \u010das\u0165 hviezdy. Jadr\u00e1 s\u00fa zdroje energie hviezd, ktor\u00e1 sa r\u00f4znymi sp\u00f4sobmi pren\u00e1\u0161a na povrch hviezd a stadia\u013e do okolit\u00e9ho prostredia.<\/li>\n
Vrstva \u017eiarivej rovnov\u00e1hy<\/strong>\u00a0\u2013\u00a0ve\u013emi hrub\u00e1 vrstva plazmy, ktor\u00e1 obklopuje jadro. Fot\u00f3ny elektromagnetick\u00e9ho \u017eiarenia, ktor\u00e9 vznikli v jadre, prech\u00e1dzaj\u00fa touto vrstvou ve\u013emi pomaly a ich vlnov\u00e1 d\u013a\u017eka kles\u00e1. Kv\u00f4li ve\u013ekej hustote prostredia je fot\u00f3n neust\u00e1le pohlcovan\u00fd a vy\u017earovan\u00fd okolitou hmotou.<\/li>\n
Konvekt\u00edvna z\u00f3n<\/strong>a\u00a0\u2013\u00a0e\u0161te chladnej\u0161ia vrstva hviezdy, v ktorej sa energia pren\u00e1\u0161a pr\u00faden\u00edm. Vrcholky zostupn\u00fdch a vzostupn\u00fdch pr\u00fadov m\u00f4\u017eeme vidie\u0165 na povrchu hviezdy ako \u00fatvary zvan\u00e9 granuly.<\/li>\n
Fotosf\u00e9ra<\/strong>\u00a0\u2013\u00a0vidite\u013en\u00fd (nie v\u0161ak pevn\u00fd) povrch hviezdy. Je to najchladnej\u0161ia \u010das\u0165 hviezdy, pri ve\u013emi chladn\u00fdch hviezdach alebo v oblasti hviezdnych \u0161kv\u0155n (slne\u010dn\u00fdch \u0161kv\u0155n) sa tam dokonca udr\u017eia chemick\u00e9 zl\u00fa\u010deniny.<\/li>\n
Chromosf\u00e9ra<\/strong>\u00a0\u2013\u00a0spodn\u00e1 \u010das\u0165 atmosf\u00e9ry hviezdy. Teplota v chromosf\u00e9re op\u00e4\u0165 za\u010d\u00edna st\u00fapa\u0165.<\/li>\n
Kor\u00f3na<\/strong>\u00a0\u2013\u00a0najvrchnej\u0161ia, najhor\u00facej\u0161ia a najmenej hust\u00e1 vonkaj\u0161ia atmosf\u00e9ra hviezdy, ktor\u00e1 sa postupne rozpl\u00fdva do medzihviezdneho priestoru.<\/li>\n<\/ul>\n
Vznik energie<\/h2>\n
$\"Sch\u00e9ma$ <\/a>
Sch\u00e9ma prot\u00f3n-prot\u00f3nov\u00e9ho cyklu<\/p><\/div>\n
$\"Sch\u00e9ma$ <\/a>
Sch\u00e9ma CNO cyklu<\/p><\/div>\n
Na to, aby sa teleso dalo charakterizova\u0165 ako hviezda, musia v jeho vn\u00fatri prebieha\u0165 termojadrov\u00e9 reakcie alebo muselo f\u00e1zou termojadrov\u00fdch reakci\u00ed prejs\u0165 v minulosti. Termojadrov\u00e1 reakcia je reakcia, pri ktorej sa jadr\u00e1 at\u00f3mov \u013eahk\u00fdch chemick\u00fdch prvok zl\u00fa\u010dia za vzniku \u0165a\u017e\u0161ieho prvku. Ke\u010f\u017ee jadr\u00e1 at\u00f3mov s\u00fa kladne nabit\u00e9 a navz\u00e1jom sa silne odpudzuj\u00fa, na spustenie termojadrovej reakcie je potrebn\u00e1 ve\u013emi vysok\u00e1 teplota a tlak, ktor\u00e9 tieto odpudiv\u00e9 sily prekonaj\u00fa.<\/p>\n
U ve\u013ekej v\u00e4\u010d\u0161iny hviezd (tzv. hlavnej postupnosti) vstupuj\u00fa do reakcie jadr\u00e1 naj\u013eah\u0161ieho zn\u00e1meho chemick\u00e9ho prvku vod\u00edka a v\u00fdsledn\u00fdm produktom je h\u00e9lium. Premena \u013eahk\u00e9ho vod\u00edka na h\u00e9lium m\u00f4\u017ee prebieha\u0165 dvoma odli\u0161n\u00fdmi sp\u00f4sobmi a to prot\u00f3n-prot\u00f3nov\u00fdm cyklom, alebo uhl\u00edkovo-dus\u00edkovo-kysl\u00edkov\u00fdm cyklom (naz\u00fdvan\u00fdm aj CNO cyklus pod\u013ea chemick\u00fdch zna\u010diek prvkov, ktor\u00e9 sa ho \u00fa\u010dastnia). Na to, ktor\u00fd z t\u00fdchto cyklov v jadre hviezdy prevl\u00e1da, m\u00e1 vplyv hlavne teplota v jadre. Do 16 mili\u00f3nov stup\u0148ov je dominantn\u00fd prot\u00f3n-prot\u00f3nov\u00fd cyklus, nad touto hranicou prevl\u00e1da CNO cyklus. Pre fungovanie CNO cyklu je nevyhnutn\u00e1 tie\u017e pr\u00edtomnos\u0165 t\u00fdchto troch prvkov v jadre hviezdy. Pri obidvoch cykloch sa zhruba 1\/140 hmoty premen\u00ed na \u010dist\u00fa energiu v s\u00falade s Einsteinovou rovnicou E\u00a0=\u00a0mc\u00b2.<\/p>\n
Hviezdy spa\u013euj\u00fa vo svojich jadr\u00e1ch aj in\u00e9 chemick\u00e9 prvky ako vod\u00edk. V protohviezdach po\u010das ich vzniku postupne so vzrastaj\u00facou teplotou a tlakom doch\u00e1dza najprv k spa\u013eovaniu \u0165a\u017ek\u00e9ho vod\u00edka (deut\u00e9ria), l\u00edtia, ber\u00fdlia a b\u00f3ru s vod\u00edkom, k\u00fdm d\u00f4jde na spa\u013eovanie \u010dist\u00e9ho \u013eahk\u00e9ho vod\u00edka, ktor\u00e9ho je v jadre najviac. V\u00fdsledn\u00fdm produktom v\u0161etk\u00fdch t\u00fdchto reakci\u00ed je h\u00e9lium. V star\u0161\u00edch hviezdach, ktor\u00e9 s\u00fa bl\u00edzko svojho z\u00e1niku, v\u0161ak nast\u00e1va spa\u013eovanie h\u00e9lia a \u010fal\u0161\u00edch prvkov, ktor\u00e9ho v\u00fdsledkom s\u00fa in\u00e9 produkty (r\u00f4zne chemick\u00e9 prvky a\u017e po \u017eelezo). Prvky \u0165a\u017e\u0161ie ako \u017eelezo vznikaj\u00fa v supernov\u00e1ch. Tieto druhy reakci\u00ed maj\u00fa ve\u013ek\u00fd v\u00fdznam z h\u013eadiska vzniku \u017eivota vo vesm\u00edre a terestrick\u00fdch plan\u00e9t v\u00f4bec, preto\u017ee jadr\u00e1 star\u0161\u00edch hviezd s\u00fa jedin\u00fdm miestom, kde tieto chemick\u00e9 prvky vznikaj\u00fa (nepo\u010d\u00edtaj\u00fac prvky, ktor\u00e9 s\u00fa produktom samovo\u013en\u00e9ho rozpadu \u0165a\u017e\u0161\u00edch jadier).<\/p>\n
Mlad\u00e9 hviezdy predt\u00fdm, ne\u017e dosiahnu hlavn\u00fa postupnos\u0165 (pozri ni\u017e\u0161ie) z\u00edskavaj\u00fa energiu gravita\u010dnou kontrakciou podobne ako niektor\u00e9 ve\u013ek\u00e9 plan\u00e9ty alebo hned\u00e9 trpasl\u00edky. Gravita\u010dn\u00e1 kontrakcia umo\u017en\u00ed vznikaj\u00facej hviezde zv\u00fd\u0161i\u0165 teplotu a tlak vo svojom vn\u00fatri nato\u013eko, aby sa spustili termojadrov\u00e9 reakcie. Star\u00e9 hviezdy po ukon\u010den\u00ed f\u00e1zy jadrov\u00fdch reakci\u00ed m\u00f4\u017eu svieti\u0165 z na\u017eiaren\u00fdch z\u00e1sob. V oboch pr\u00edpadoch (nedospel\u00e1 aj star\u00e1 hviezda) v\u0161ak tieto hviezdy vo vidite\u013enom spektre dosahuj\u00fa len mal\u00fd zlomok \u017eiariv\u00e9ho v\u00fdkonu, ktor\u00fd maj\u00fa hviezdy s prebiehaj\u00facimi termojadrov\u00fdmi reakciami.<\/p>\n
Vznik a v\u00fdvoj<\/h2>\n
Vznik hviezdy<\/h3>\n
Hviezdy vznikaj\u00fa z p\u00f4vodne chladn\u00fdch, riedkych a studen\u00fdch mra\u010dien medzihviezdnej hmoty. Tieto mra\u010dn\u00e1 sa nach\u00e1dzaj\u00fa hlavne v ramen\u00e1ch \u0161pir\u00e1lov\u00fdch galaxi\u00ed<\/a>, v \u0161o\u0161ovkov\u00fdch a nepravideln\u00fdch galaxi\u00e1ch. Pr\u00e1ve v t\u00fdchto miestach je preto hviezdotvorba najpo\u010detnej\u0161ia.<\/p>\n
$\"Protohviezda\"$ <\/a>
Protohviezda<\/p><\/div>\n
Chladn\u00e9, prachoplynov\u00e9 mra\u010dno sa za\u010dne v\u00e4\u010d\u0161inou pod vplyvom nejak\u00e9ho vonkaj\u0161ieho faktoru (v\u00fdbuch supernovy, zr\u00e1\u017eka s in\u00fdm mra\u010dnom\u2026) zmr\u0161\u0165ova\u0165. Z\u00e1rove\u0148 postupne st\u00fapa jeho teplota a r\u00fdchlos\u0165 rot\u00e1cie. Ke\u010f sa mra\u010dno zahreje nato\u013eko, \u017ee za\u010dne \u017eiari\u0165, hovor\u00edme o emisnej hmlovine. V mra\u010dne sa vytvoria hustej\u0161ie oblasti, z\u00e1rodky samotn\u00fdch hviezd. Tieto z\u00e1rodky s hmotnos\u0165ou a\u017e desa\u0165 tis\u00edc slne\u010dn\u00fdch hmotnost\u00ed \u010falej kolabuj\u00fa. Postupne za\u010d\u00edna vo\u013en\u00e9mu gravita\u010dn\u00e9mu r\u00fateniu br\u00e1ni\u0165 vn\u00fatorn\u00fd tlak. Vznikaj\u00fa protohviezdy, b\u00farliv\u00e9 nestabiln\u00e9 objekty, ktor\u00e9 sa na\u010falej scvrk\u00e1vaj\u00fa. Napokon teplota a tlak v jadre protohviezdy vzrast\u00fa nato\u013eko, \u017ee sa zap\u00e1lia termojadrov\u00e9 reakcie. Gravita\u010dn\u00e1 sila sa vyrovn\u00e1 s tlakom \u017eiarenia prich\u00e1dzaj\u00faceho z jadra, hviezda sa prestane \u010falej zmen\u0161ova\u0165 a usad\u00ed sa na hlavnej postupnosti.<\/p>\n
Prv\u00e9 hviezdy, ktor\u00e9 vznikali vo vesm\u00edre, boli pravdepodobne dos\u0165 odli\u0161n\u00e9 od s\u00fa\u010dasn\u00fdch. I\u0161lo o nesmierne hmotn\u00e9 a \u017eiariv\u00e9 objekty s hmotnos\u0165ami od 15 do 500 hmotnost\u00ed Slnka. Prv\u00e9 hviezdy taktie\u017e neobsahovali prvky \u0165a\u017e\u0161ie ne\u017e h\u00e9lium, preto\u017ee tieto prvky e\u0161te neexistovali. Ich \u017eivotnos\u0165 v\u0161ak bola kr\u00e1tka, necel\u00fd mili\u00f3n rokov.<\/p>\n
Hviezdy vznikaj\u00fa aj v s\u00fa\u010dasnosti. Najvy\u0161\u0161\u00ed vek hviezd sa odhaduje r\u00e1dovo na nieko\u013eko mili\u00e1rd rokov.<\/p>\n
\u010eal\u0161\u00ed v\u00fdvoj<\/h3>\n
$\"Umeleck\u00e1$ <\/a>
Umeleck\u00e1 predstava bl\u00edzkeho poh\u013eadu na \u010derven\u00e9ho trpasl\u00edka, najbe\u017enej\u0161ieho typu hviezdy v na\u0161ej Galaxii<\/p><\/div>\n
To, ako dlho hviezda zotrv\u00e1 v pomerne stabilnej f\u00e1ze hlavnej postupnosti, z\u00e1vis\u00ed od jej po\u010diato\u010dnej hmotnosti. Hmotnej\u0161ie hviezdy, paradoxne \u017eij\u00fa krat\u0161ie, preto\u017ee termojadrov\u00e9 reakcie v ich jadr\u00e1ch prebiehaj\u00fa omnoho b\u00farlivej\u0161ie ako v m\u00e1lo hmotn\u00fdch hviezdach. \u017divot hviezdy s hmotnos\u0165ou Slnka trv\u00e1 cel\u00e9 miliardy rokov, \u017eivot ove\u013ea hmotnej\u0161\u00edch obrov a nadobrov mili\u00f3ny alebo dokonca len st\u00e1tis\u00edce rokov. Najpo\u010detnej\u0161ie hviezdy vo vesm\u00edre, \u010derven\u00e9 trpasl\u00edky, zanikaj\u00fa nen\u00e1padne \u2013\u00a0po vyhoren\u00ed v\u0161etk\u00e9ho paliva pozvo\u013ena chladn\u00fa a\u017e napokon \u00faplne zhasn\u00fa. Hviezdy s hmotnos\u0165ou Slnka sa po vyhoren\u00ed z\u00e1sob vod\u00edka za\u010dn\u00fa rozp\u00edna\u0165\u00a0\u2013\u00a0menia sa na \u010derven\u00e9 obry. Potom odhodia svoje vonkaj\u0161ie ob\u00e1lky, ktor\u00e9 sa stan\u00fa planet\u00e1rnou hmlovinou, a ich mal\u00e9 skolabovan\u00e9 jadr\u00e1 e\u0161te dlho svietia z na\u017eiaren\u00fdch z\u00e1sob ako biele trpasl\u00edky. Najhmotnej\u0161ie hviezdy ukon\u010duj\u00fa svoj \u017eivot mohutnou expl\u00f3ziou supernovy alebo dokonca hypernovy, a ich jadr\u00e1 sa menia na mali\u010dk\u00e9, ale ve\u013emi hust\u00e9 degenerovan\u00e9 objekty\u00a0\u2013\u00a0neutr\u00f3nov\u00e9 hviezdy alebo \u010dierne diery. Hmota, ktor\u00e1 je hviezdou vyvrhnut\u00e1 v podobe planet\u00e1rnej hmloviny alebo zvy\u0161kov po v\u00fdbuchu supernovy, sa neust\u00e1le rozp\u00edna, mie\u0161a sa s medzihviezdnou hmotou a vracia sa t\u00fdm do obehu, tak\u017ee o nejak\u00fd \u010das z nej m\u00f4\u017eu vznikn\u00fa\u0165 nov\u00e9 hviezdy.<\/p>\n
Skupiny hviezd<\/h2>\n
V molekul\u00e1rnych mra\u010dn\u00e1ch vznikaj\u00fa hviezdy v skupin\u00e1ch, ktor\u00e9 zost\u00e1vaj\u00fa minim\u00e1lne po ur\u010dit\u00fd \u010das gravita\u010dne viazan\u00e9. V okol\u00ed Slnka vznikaj\u00fa hviezdy v \u00fatvaroch, ktor\u00e9 naz\u00fdvame otvoren\u00e9 hviezdokopy. S\u00fa to pomerne vo\u013en\u00e9 skupiny desiatok a\u017e stoviek mlad\u00fdch hviezd, ktor\u00e9 sa \u010dasom rozpadaj\u00fa. V minulosti v na\u0161ej Galaxii vznikali hviezdy aj v ove\u013ea hustej\u0161\u00edch a kompaktnej\u0161\u00edch \u00fatvaroch obsahuj\u00facich a\u017e mili\u00f3ny hviezd. Tieto zoskupenia sa naz\u00fdvaj\u00fa gu\u013eov\u00e9 hviezdokopy, v s\u00fa\u010dasnosti v\u0161ak gu\u013eov\u00e9 hviezdokopy v na\u0161ej Galaxii u\u017e nevznikaj\u00fa. Hviezdy v gu\u013eov\u00fdch hviezdokop\u00e1ch s\u00fa silnej\u0161ie gravita\u010dne viazan\u00e9 ako \u010dlenovia otvoren\u00fdch hviezdok\u00f4p a \u010dasto zost\u00e1vaj\u00fa spolu a\u017e do svojho z\u00e1niku. Priestorovo ohrani\u010den\u00e1 skupina ur\u010dit\u00e9ho typu hviezd spolo\u010dn\u00e9ho p\u00f4vodu, vo\u013enej\u0161ia ako otvoren\u00e1 hviezdokopa, sa naz\u00fdva hviezdna asoci\u00e1cia.<\/p>\n
$\"Otvoren\u00e1$ <\/a>
Otvoren\u00e1 hviezdokopa (v pravom spodnom okraji sn\u00edmky)<\/p><\/div>\n
Hviezdy v r\u00e1mci hviezdok\u00f4p, ale aj hviezdy, ktor\u00e9 sa u\u017e v hviezdokop\u00e1ch nenach\u00e1dzaj\u00fa, v\u00e4\u010d\u0161inou vytv\u00e1raj\u00fa ove\u013ea bli\u017e\u0161ie a stabilnej\u0161ie konfigur\u00e1cie. Naj\u010dastej\u0161\u00edm pr\u00edpadom je dvojhviezda, kedy dve pribli\u017ene rovnako star\u00e9 hviezdy obiehaj\u00fa okolo spolo\u010dn\u00e9ho centra, alebo, v pr\u00edpade, \u017ee jedna zlo\u017eka je ove\u013ea hmotnej\u0161ia ako druh\u00e1, menej hmotn\u00e1 zlo\u017eka obieha okolo hmotnej\u0161ej podobne ako plan\u00e9ty obiehaj\u00fa okolo Slnka. Vo\u013en\u00fdm okom vid\u00edme na oblohe tak\u00fato dvojicu ako jeden bod. Niektor\u00e9 dvojhviezdy mo\u017eno rozl\u00ed\u0161i\u0165 u\u017e mal\u00fdmi \u010falekoh\u013eadmi, niektor\u00e9 len mohutnej\u0161\u00edmi pr\u00edstrojmi a niektor\u00e9 s\u00fa pri sebe tak bl\u00edzko, \u017ee ani pri najvy\u0161\u0161om dostupnom rozl\u00ed\u0161en\u00ed a ich nepodar\u00ed pozorova\u0165 ako dve oddelen\u00e9 hviezdy. To s\u00fa takzvan\u00e9 spektroskopick\u00e9 dvojhviezdy. Odhaduje sa, \u017ee a\u017e 70\u00a0% v\u0161etk\u00fdch hviezd vo vesm\u00edre je viazan\u00fdch v dvojhviezdnych syst\u00e9moch.<\/p>\n
Niekedy obiehaj\u00fa spolo\u010dn\u00e9 \u0165a\u017eisko tri hviezdy. V takomto pr\u00edpade hovor\u00edme o trojhviezde. Naj\u010dastej\u0161ie tvor\u00ed trojhviezdnu form\u00e1ciu centr\u00e1lna dvojica hmotnostne viac-menej vyrovnan\u00fdch hviezd, ktor\u00e9 obiehaj\u00fa spolo\u010dn\u00e9 \u0165a\u017eisko a okolo nich v ove\u013ea v\u00e4\u010d\u0161ej vzdialenosti obieha menej hmotn\u00e1 tretia zlo\u017eka. Tak\u00fdto syst\u00e9m utv\u00e1ra napr\u00edklad Slnku najbli\u017e\u0161ia hviezda Alfa Centauri. Ak spolo\u010dn\u00e9 \u0165a\u017eisko obiehaj\u00fa \u0161tyri hviezdy, hovor\u00edme o \u0161tvorhviezde. Pr\u00edkladom \u0161tvorhviezdy je Epsilon Lyrae, ktor\u00fa tvoria dve dvojice hviezd obiehaj\u00face okolo spolo\u010dn\u00e9ho \u0165a\u017eiska. Gravita\u010dne tesne viazan\u00fdch hviezd m\u00f4\u017ee by\u0165 aj viac ako \u0161tyri. Hviezdne syst\u00e9my s viac ako dvoma zlo\u017ekami sa ozna\u010duj\u00fa s\u00fahrnn\u00fdm n\u00e1zvom viacn\u00e1sobn\u00e9 hviezdy. Zn\u00e1mou viacn\u00e1sobnou hviezdou je napr\u00edklad Trap\u00e9z v s\u00fahvezd\u00ed Ori\u00f3na.<\/p>\n
Slnko tvor\u00ed pomerne zriedkav\u00fa v\u00fdnimku medzi hviezdami t\u00fdm, \u017ee nevytv\u00e1ra dvojhviezdny ani viacn\u00e1sobn\u00fd syst\u00e9m a nie je ani \u010dlenom nijakej hviezdokopy.<\/p>\n
V\u0161etky hviezdy tvoria spolu s medzihviezdnou hmotou a obrovsk\u00fdmi mno\u017estvami tmavej hmoty gigantick\u00e9 kompaktn\u00e9 syst\u00e9my\u00a0\u2013\u00a0galaxie. Ka\u017ed\u00e1 hviezda je s\u00fa\u010das\u0165ou nejakej galaxie a obieha okolo jej jadra. Aj hviezdy zdanlivo vytrhnut\u00e9 z galaxi\u00ed (napr\u00edklad pri vz\u00e1jomn\u00fdch kol\u00edzi\u00e1ch galaxi\u00ed) spadaj\u00fa pod gravita\u010dn\u00fd vplyv nejakej galaxie. V\u0161etky hviezdy vidite\u013en\u00e9 na oblohe vo\u013en\u00fdm okom a men\u0161\u00edmi \u010falekoh\u013eadmi patria do na\u0161ej Galaxie\u00a0.<\/p>\n
Triedenie hviezd<\/h2>\n
Pod\u013ea teploty a svietivosti<\/h3>\n
Hlavn\u00fdm zdrojom inform\u00e1ci\u00ed o hviezdach je svetlo rozlo\u017een\u00e9 do spektra. Charakter spektra hviezdy ur\u010duje predov\u0161etk\u00fdm teplota hviezdnej atmosf\u00e9ry. Pod\u013ea spektra \u010di\u017ee teploty del\u00edme hviezdy do \u00f4smich hlavn\u00fdch tried (W, O, B, A, F, G, K a M) a 4 zriedkav\u00fdch tried (Q, R, N, S). V r\u00e1mci tejto klasifik\u00e1cie rozozn\u00e1vame hviezdy ran\u00e9ho spektr\u00e1lneho typu (O, B, A) a hviezdy pozdn\u00e9ho spektr\u00e1lneho typu (G, K, M, C, S).<\/p>\n
$\"\u00c9ta$ <\/a>
\u00c9ta Carinae, jedna z najhmotnej\u0161\u00edch a naj\u017eiarivej\u0161\u00edch zn\u00e1mych hviezd<\/p><\/div>\n
Hviezdy zakreslen\u00e9 do grafu pod\u013ea spektr\u00e1lnej triedy a absol\u00fatnej ve\u013ekosti (svietivosti) d\u00e1vaj\u00fa tzv. Hertzsprungov-Russellov diagram. Hertzsprungov-Russellov diagram ukazuje, \u017ee hviezdy sa zoskupuj\u00fa do dvoch vetiev, a to hlavnej vetvy a vetvy obrov. V tomto diagrame je zrete\u013en\u00e9 delenie hviezd na:<\/p>\n
\n
nadobry<\/li>\n
jasn\u00e9 obry<\/li>\n
obry<\/li>\n
podobry<\/li>\n
hviezd hlavnej postupnosti (najpo\u010detnej\u0161ia skupina)<\/li>\n
trpasl\u00edky a<\/li>\n
podtrpasl\u00edky.<\/li>\n<\/ul>\n
Hertzsprungov-Russellov diagram ukazuje aj v\u00fdvojov\u00fa cestu hviezd.<\/p>\n
Pod\u013ea zdroju energie<\/h3>\n
\n
plazmov\u00e9 hviezdy<\/strong>\u00a0\u2013\u00a0s\u00fa to hviezdy, v ktor\u00fdch prebiehaj\u00fa termojadrov\u00e9 reakcie a generuj\u00fa si teda vlastn\u00e9 \u017eiarenie. Patria sem obry, nadobry a hviezdy hlavnej postupnosti. V\u0161etky hviezdy vidite\u013en\u00e9 na oblohe vo\u013en\u00fdm okom s\u00fa plazmov\u00e9 hviezdy.<\/li>\n
degenerovan\u00e9 hviezdy<\/strong>\u00a0\u2013\u00a0hviezdy, v ktor\u00fdch u\u017e neprebiehaj\u00fa termojadrov\u00e9 reakcie, a ich hmota je v degenerovanom stave. Patria sem biele trpasl\u00edky, neutr\u00f3nov\u00e9 hviezdy a \u010dierne diery. Tieto hviezdy \u017eiaria iba z na\u017eiaren\u00fdch z\u00e1sob, pr\u00edpadne ne\u017eiaria v\u00f4bec.<\/li>\n<\/ul>\n
Sprievodn\u00e9 teles\u00e1<\/h2>\n
$\"Umelcova$ <\/a>
Umelcova predstava hviezd S\u00edrius A (plazmov\u00e1 hviezda) a S\u00edrius B (degenerovan\u00e1 hviezda)<\/p><\/div>\n
Okolo niektor\u00fdch hviezd sa zistila a dok\u00e1zala existencia temn\u00fdch sprievodcov, ktor\u00ed sa nedaj\u00fa pozorova\u0165 \u010falekoh\u013eadmi a nie s\u00fa ani spektroskopick\u00fdmi dvojhviezdami. Napriek tomu t\u00edto nevidite\u013en\u00ed spolo\u010dn\u00edci gravita\u010dne p\u00f4sobia na hviezdu. M\u00f4\u017eu nimi by\u0165 b\u00fdval\u00e9 plazmov\u00e9 hviezdy, ktor\u00e9 sa stali mal\u00fdmi degenerovan\u00fdmi hviezdami, a preto s\u00fa nepozorovate\u013en\u00e9. Ide o biele trpasl\u00edky, neutr\u00f3nov\u00e9 hviezdy, alebo \u010dierne diery. In\u00e9 hviezdy maj\u00fa zase ove\u013ea menej hmotn\u00fdch spolo\u010dn\u00edkov, \u010do s\u00fa bu\u010f hned\u00e9 trpasl\u00edky alebo plan\u00e9ty. A\u017e do 90.-tych rokov 20. storo\u010dia astron\u00f3movia nevedeli, \u010di aj in\u00e9 hviezdy maj\u00fa plan\u00e9ty. V poslednom desa\u0165ro\u010d\u00ed sa v\u0161ak za\u010dalo objavova\u0165 mno\u017estvo plan\u00e9t obiehaj\u00facich okolo in\u00fdch hviezd a v s\u00fa\u010dasnosti ich pozn\u00e1me u\u017e viac ako 3 000.<\/p>\n
N\u00e1zvy a ozna\u010denie<\/h2>\n
U\u017e v minulosti d\u00e1vali \u013eudia hviezdam r\u00f4zne men\u00e1, ktor\u00e9 popisovali ich vzh\u013ead (napr\u00edklad Rutilicus\u00a0\u2013\u00a0\u017eltkast\u00fd), \u010das\u0165 s\u00fahvezdia (Phacd\u00a0\u2013\u00a0stehno) alebo ich \u00falohu v mytol\u00f3gii (Alcyone\u00a0\u2013\u00a0jedna z m\u00fdtick\u00fdch Plej\u00e1d). Dnes pou\u017e\u00edvan\u00e9 men\u00e1 poch\u00e1dzaj\u00fa v\u00e4\u010d\u0161inou zo staroarab\u010diny, gr\u00e9\u010dtiny, pr\u00edpadne z latin\u010diny. Zhruba ka\u017ed\u00e1 \u0161iesta hviezda vidite\u013en\u00e1 vo\u013en\u00fdm okom na oblohe m\u00e1 svoje vlastn\u00e9 meno, ale be\u017ene sa pou\u017e\u00edva len okolo 100 mien. Novodob\u00e9 pomenovanie hviezd vlastn\u00fdm menom je zriedkav\u00e9. Jednou z novodobo pomenovan\u00fdch hviezd je napr\u00edklad Regor.<\/p>\n
S objavom \u010falekoh\u013eadu sa zvy\u0161ovalo mno\u017estvo pozorovate\u013en\u00fdch hviezd a tak sa za\u010dali vytv\u00e1ra\u0165 a pou\u017e\u00edva\u0165 r\u00f4zne hviezdne katal\u00f3gy. Autorom prv\u00e9ho hviezdneho katal\u00f3gu bol Hipparchos, ktor\u00fd zaviedol aj hviezdnu ve\u013ekos\u0165 (magnit\u00fadu). Pre najjasnej\u0161ie hviezdy oblohy sa zvy\u010dajne pou\u017e\u00edva Bayerovo ozna\u010denie. Pozost\u00e1va z gr\u00e9ckeho p\u00edsmena, za ktor\u00fdm nasleduje genit\u00edv latinsk\u00e9ho n\u00e1zvu s\u00fahvezdia, v ktorom sa hviezda nach\u00e1dza. Hviezdy s\u00fa ozna\u010den\u00e9 od alfy a\u017e po omegu zvy\u010dajne (nie v\u0161ak v\u017edy) od najjasnej\u0161ej (alfa) a\u017e po najslab\u0161iu (omega). Pokia\u013e jasn\u00e1 hviezda vidite\u013en\u00e1 vo\u013en\u00fdm okom nem\u00e1 meno ani Bayerovo ozna\u010denie, pou\u017e\u00edva sa v\u00e4\u010d\u0161inou Flamsteedovo ozna\u010denie. Je podobn\u00e9 Bayerovmu s t\u00fdm rozdielom, \u017ee namiesto p\u00edsmena gr\u00e9ckej abecedy je \u010d\u00edslica. Krit\u00e9riom, pod\u013ea ktor\u00e9ho s\u00fa hviezdy s Flamsteedovym ozna\u010den\u00edm zoraden\u00e9, nie je ich jasnos\u0165, ale rektascenzia. Slab\u0161ie hviezdy nepozorovate\u013en\u00e9 vo\u013en\u00fdm okom maj\u00fa pridelen\u00e9 \u010d\u00edsla v rozli\u010dn\u00fdch katal\u00f3goch napr. SAO, HD a in\u00e9. \u010c\u00edsla v t\u00fdchto katal\u00f3goch maj\u00fa s\u00edce pridelen\u00e9 v\u0161etky hviezdy do ur\u010ditej limitnej magnit\u00fady, ale v pr\u00edpade jasn\u00fdch hviezd sa na ozna\u010denie v\u00e4\u010d\u0161inou pou\u017e\u00edva vlastn\u00e9 meno \u010di jedno z vy\u0161\u0161ie uveden\u00fdch ozna\u010den\u00ed.<\/p>\n
Osobitn\u00fd princ\u00edp ozna\u010denia plat\u00ed pre hviezdy vo viacn\u00e1sobn\u00fdch syst\u00e9moch. Najhmotnej\u0161ia zlo\u017eka syst\u00e9mu m\u00e1 za svojim katal\u00f3gov\u00fdm ozna\u010den\u00edm p\u00edsmeno A, menej hmotn\u00e1 B a tak \u010falej. Napr\u00edklad Alfa Centauri A je najhmotnej\u0161ia hviezda syst\u00e9mu (v tomto pr\u00edpade trojhviezdneho) Alfa Centauri, Gliese 165 B je druh\u00e1 najhmotnej\u0161ia hviezda syst\u00e9mu Gliese 165, Pol\u00e1rka C je tretia najhmotnej\u0161ia hviezda syst\u00e9mu Pol\u00e1rka.<\/p>\n
Pozorovanie<\/h2>\n
$\"Mlad\u00e9$ <\/a>
Mlad\u00e9 hviezdy otvorenej hviezdokopy Plej\u00e1dy<\/p><\/div>\n
Za jasnej noci m\u00f4\u017eeme vo\u013en\u00fdm okom vidie\u0165 pri ide\u00e1lnom rovnom horizonte asi 3\u00a0000 hviezd. U\u017e mal\u00fdm \u010falekoh\u013eadom ich uvid\u00edme ove\u013ea viac. V\u0161etky hviezdy vidite\u013en\u00e9 vo\u013en\u00fdm okom alebo mal\u00fdm \u010falekoh\u013eadom patria do na\u0161ej Galaxie. Prv\u00e9 samostatn\u00e9 hviezdy boli v cudz\u00edch galaxi\u00e1ch pozorovan\u00e9 a\u017e v 20. storo\u010d\u00ed.<\/p>\n
Polohu hviezd na oblohe ur\u010dujeme s\u00faradnicami. Ich nehybnos\u0165 na oblohe je len zdanliv\u00e1, preto\u017ee hviezdy vo svetovom priestore vykon\u00e1vaj\u00fa vlastn\u00e9 pohyby. Vzh\u013ead hviezdy na oblohe je v\u017edy bodov\u00fd, a to aj v najv\u00e4\u010d\u0161\u00edch \u010falekoh\u013eadoch (medzi v\u00fdnimky patria napr\u00edklad hviezdy Betelgeuze a Mira). Prechodom svetla hviezdy atmosf\u00e9rou Zeme doch\u00e1dza ku scintil\u00e1cii (trblietaniu hviezd), k extinkcii a refrakcii. V\u010faka scintil\u00e1cii bezpe\u010dne m\u00f4\u017eeme rozozna\u0165 hviezdy od plan\u00e9t, u ktor\u00fdch k scintil\u00e1cii nedoch\u00e1dza.<\/p>\n
Poh\u013eady filozofov<\/h2>\n
Anaximandros<\/h3>\n
Anaximandros tvrd\u00ed, \u017ee sa l\u00e1tka plodiaca od ve\u010dnosti teplo a chlad pri vzniku tohto sveta oddelila a \u017ee z nej okolo vzduchu, ktor\u00fd obklopuje zem, vyr\u00e1stla ak\u00e1si ohniv\u00e1 gu\u013ea ako k\u00f4ra okolo stromu. Ke\u010f sa potom t\u00e1to gu\u013ea roztrhla a rozdelila do rozli\u010dn\u00fdch kruhovit\u00fdch p\u00e1sov, vznikli slnko, Mesiac a hviezdy.<\/p>\n
Zdroje<\/h2>\n
\n
FILIT<\/a> \u2013 zdroj, z ktor\u00e9ho p\u00f4vodne \u010derpal tento \u010dl\u00e1nok.<\/li>\n
Josip Klezcek (2002). Velk\u00e1 encyklopedie vesm\u00edru. Academia. ISBN 80-200-0906-X.<\/li>\n
R\u00f3bert \u010ceman; Eduard Pittich, Alexandra Fuknov\u00e1, Anna Lali\u0161ov\u00e1 Vesm\u00edr 2 Hviezdy – Galaxie. Bratislava\u00a0: MAPA Slovakia Bratislava, 2003. ISBN 80-8067-074-9.<\/li>\n
Najmas\u00edvnej\u0161ia hviezda sa e\u0161te nena\u0161la. Kozmos, okt\u00f3ber 2010, ro\u010d.\u00a0XLI, \u010d\u00eds.\u00a05, s.\u00a09-12.<\/li>\n<\/ul>\n
Mohlo by v\u00e1s zauj\u00edma\u0165<\/h2>\n
\n
Slovn\u00edk pojmov<\/a><\/li>\n
V\u0161eobecn\u00e9 zauj\u00edmavosti o hviezdach<\/a><\/li>\n
Zauj\u00edmavosti o konkr\u00e9tnych hviezdach<\/a><\/li>\n
Fakty, ktor\u00e9 by mal o vesm\u00edre vedie\u0165 \u00faplne ka\u017ed\u00fd<\/a><\/li>\n
S\u00fahvezdia od Andromedy po \u017dirafu<\/a><\/li>\n
Viete, \u017ee v\u00fdrok \u201ebud\u00facnos\u0165 je vo hviezdach\u201c bol myslen\u00fd ako \u201ebud\u00facnos\u0165 je v plan\u00e9tach\u201c?<\/a><\/li>\n
Prv\u00fd poh\u013ead na oblohu<\/a><\/li>\n
Hviezdy ako forma \u017eivota<\/a><\/li>\n<\/ul>\n
<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"
Prv\u00fdkr\u00e1t publikovan\u00e9 na slovenskej Wikip\u00e9dii. Autor: Jana Plauchov\u00e1 ako Eryn Blaireov\u00e1. Spoluautori: IP 195.98.11.171 (\u010das\u0165 textu), 195.98.8.14 (opravy preklep), AtonX (wiki, drobn\u00e9 preklepy), Helix84 (pravopis), Bebe (pravopis), MisoH (doplnenie a faktick\u00e9 opravy), Thaisk (\u010das\u0165 textu), IP 87.197.44.2 (formul\u00e1cia), Adrian (preklep), IP 87.197.146.237 (preklepy), Wizzard (obr\u00e1zky a popisy), Sisua (pravopis, faktick\u00e9 opravy), IP 91.127.252.7 (faktick\u00e1 oprava), (pokračovať v čítaní…) <\/a><\/span><\/p>\n","protected":false},"author":1,"featured_media":0,"parent":677,"menu_order":0,"comment_status":"open","ping_status":"open","template":"","meta":{"footnotes":""},"_links":{"self":[{"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/pages\/708"}],"collection":[{"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/pages"}],"about":[{"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/types\/page"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/users\/1"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=%2Fwp%2Fv2%2Fcomments&post=708"}],"version-history":[{"count":15,"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/pages\/708\/revisions"}],"predecessor-version":[{"id":7153,"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/pages\/708\/revisions\/7153"}],"up":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/pages\/677"}],"wp:attachment":[{"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=%2Fwp%2Fv2%2Fmedia&parent=708"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}

Vlastnosti<\/h2>\nHviezdy maj\u00fa r\u00f4zne fyzik\u00e1lne vlastnosti, ktor\u00e9 sa v ur\u010dit\u00fdch hraniciach l\u00ed\u0161ia. Vlastnosti hviezd s\u00fa hmotnos\u0165, svietivos\u0165, polomer, teplota, spektr\u00e1lny typ, hustota, premennos\u0165.<\/p>\n

Vznik a v\u00fdvoj<\/h2>\n

Triedenie hviezd<\/h2>\n

Poh\u013eady filozofov<\/h2>\n

Vlastnosti<\/h2>\n
Hviezdy maj\u00fa r\u00f4zne fyzik\u00e1lne vlastnosti, ktor\u00e9 sa v ur\u010dit\u00fdch hraniciach l\u00ed\u0161ia. Vlastnosti hviezd s\u00fa hmotnos\u0165, svietivos\u0165, polomer, teplota, spektr\u00e1lny typ, hustota, premennos\u0165.<\/p>\n