Hviezda

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Prejsť na: navigácia, hľadanie
Symbol rozcestia O iných významoch výrazu Hviezda pozri Hviezda (rozlišovacia stránka).
Hviezdy v otvorenej hviezdokope M41

Hviezda alebo zastarano stálica je plazmové (plynné), približne guľovité teleso vo vesmíre, ktoré má vlastný zdroj viditeľného žiarenia, drží ho pokope jeho vlastná gravitácia a má hmotnosť 0,08 až 300 hmotností Slnka. Vo hviezdach je sústredená väčšina viditeľnej hmoty vesmíru. Najbližšou hviezdou k Zemi je Slnko, ktoré je zdrojom väčšiny energie našej planéty. Pri vhodných atmosférických podmienkach sú v noci zo Zeme viditeľné aj iné hviezdy. Kvôli obrovským vzdialenostiam vyzerajú ako množstvo nehybných, viac či menej blikajúcich svetelných bodov.

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 len tie kozmické guľovité objekty, ktoré vyžarujú viditeľné žiarenie. Počas veľkej časti svojej existencie prenesene nazývanej "život hviezdy" je zdrojom tohto žiarenia termonukleárna fúzia vodíka na hélium v jadre hviezdy. Tá uvoľňuje energiu, ktorá prechádza vnútrom hviezdy a je vyžiarená do vonkajšieho priestoru. Potom, ako hviezda vyčerpá zásoby vodíka, vznikajú vo hviezde chemické prvky ťažšie ako hélium. Pred koncom života môžu hviezdy obsahovať aj degenerovanú hmotu. Astronómovia zisťujú hmotnosť, vek, metalicitu (chemické zloženie) a mnohé ďalšie vlastnosti hviezd pomocou pozorovania pohybu hviezdy vesmírom, svietivosti a analýzou jej žiarenia. Graf porovnávajúci teplotu hviezd s ich svietivosťou, známy ako Hertzsprungov-Russellov diagram, umožňuje zistiť vek a stav vývoja hviezdy.

Hviezda začína ako kolabujúci mrak materiálu zložený hlavne z vodíka, hélia a stopových množstiev ťažších prvkov. Akonáhle dosiahne jadro hviezdy dostatočnú hustotu, vodík sa začne nukleárnou fúziou premieňať na hélium a vyžarovať energiu.[1] Vnútro hviezdy prenáša energiu smerom od jadra kombináciou procesov žiarenia a konvekcie. Tento vnútorný tlak zabraňuje tomu, aby hviezda skolabovala pod vlastnou gravitáciou. Hviezdy s hmotnosťou väčšou ako 0,4 hmotnosti Slnka[2] po vyčerpaní vodíka v jadre expandujú a stávajú sa červeným obrom. V niektorých prípadoch vznikajú fúziou ťažšie prvky. Potom sa hviezda vyvinie do degenerovaného stavu, keď je časť jej hmoty rozptýlená do medzihviezdneho média, z ktorého neskôr vznikne nová generácia hviezd s vyšším podielom ťažších prvkov.[3] Jadro hviezdy sa zmení na bieleho trpaslíka, neutrónovú hviezdu alebo čiernu dieru.

Dvoj- a viachviezdne systémy sa skladajú z dvoch alebo viacerých gravitačne zviazaných hviezd. Ak obiehajú príliš blízko seba, tak ich vzájomné gravitačné pôsobenie môže výrazne ovplyvniť ich vývoj.[4] Hviezdy tvoria časť omnoho väčších gravitačných štruktúr ako hviezdokopy a galaxie.

Hviezdy sa na nočnej oblohe voči sebe navzájom zdanlivo nepohybujú, preto sa v minulosti nazývali stálice na rozdiel od bludíc (planét). V skutočnosti sa vo vesmíre pohybujú obrovskou rýchlosťou až niekoľko sto kilometrov za sekundu, ale vzhľadom na ich obrovskú vzdialenosť sa voľným okom pozorovateľné zmeny v polohách hviezd prejavia až po storočiach či dokonca tisícročiach. Dôsledkom tejto zdanlivej nehybnosti utvárajú veľmi výrazné konfigurácie hviezd na oblohe, ktoré starovekí astronómovia združili do obrazcov tvoriacich základy súhvezdí a asterizmov. Astronómovia tiež pomenovali najjasnejšie hviezdy a vytvorili rozsiahle katalógy hviezd.

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.

Odvetvie astronómie zaoberajúce sa hviezdami sa nazýva stelárna astronómia.

Používané jednotky meraní[upraviť | upraviť zdroj]

Aj keď sa fyzikálne vlastnosti hviezd dajú vyjadriť v jednotkách SI alebo CGS, omnoho častejšie sa pri udávaní hmotnosti, svietivosti a polomere používajú solárne jednotky, založené na vlastnostiach k Zemi najbližšej hviezdy - Slnka, ktoré je od Zeme vzdialené približne 149 597 871 km:

hmotnosť Slnka: M = 1.9891 × 1030 kg[5]
svietivosť Slnka: L = 3.827 × 1026 wattov[5]
polomer Slnka: R = 6.960 × 108 m[6]

Keďže vzdialenosti ostatných hviezd od Zeme sú obrovské, nie je praktické vyjadrovať ich v kilometroch. Často sa vzdialenosti uvádzajú prostredníctvom jednotiek času, za ktorý priletí svetlo z hviezd na Zem. V tomto ohľade je Slnko od Zeme vzdialené asi 8,5 svetelných minút. Druhou najbližšou hviezdou 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.

Vlastnosti[upraviť | upraviť zdroj]

Hviezdy majú rôzne fyzikálne vlastnosti, ktoré sa v určitých hraniciach líšia.

Žiarenie[upraviť | upraviť zdroj]

Energiu, ktorú hviezdy produkujú ako následok jadrovej fúzie, vyžarujú do vesmíru buď ako elektromagnetické žiarenie alebo v podobe častíc. Tieto vyžiarené častice tvoria hviezdny vietor,[7] ktorý prúdi z vonkajších vrstiev v podobe voľných protónov a elektricky nabitých alfa a beta častíc. V jadre hviezdy vzniká aj stály prúd neutrín.

Farba hviezdy je daná tou frekvenciou viditeľného svetla, ktorú hviezda vyžaruje najintenzívnejšie. Táto frekvencia závisí od teploty vonkajších vrstiev hviezdy.[8] Okrem viditeľného svetla vyžarujú hviezdy aj iné formy elektromagnetického žiarenia, ktoré je pre ľudské oko neviditeľné. Elektromagnetické žiarenie hviezd pokrýva celé elektromagnetické spektrum, od najdlhších vlnových dĺžok rádiových vĺn cez infračervené žiarenie, viditeľné svetlo, ultrafialové žiarenie po najkratšie röntgenové a gama žiarenie. Tieto frekvencie umožňujú poznávať fyziku hviezd.

Astronómovia dokážu pomocou spektra hviezdy určiť jej povrchovú teplotu, metalicitu a rýchlosť rotácie. Ak je známa vzdialenosť hviezdy, tak sa dá určiť aj svietivosť a na základe hviezdnych modelov sa dá odhadnúť hmotnosť, polomer, povrchová gravitácia a doba rotácie. Zakrivenie okolia hviezdy jej gravitáciou sa využíva na určenie hmotnosti samostatných hviezd.[9] Na základe týchto parametrov je možné odhadnúť aj vek hviezdy.[10]

Svietivosť hviezdy predstavuje množstvo vyžiarenej energie za jednotku času. Závisí od jej povrchovej teploty a polomeru. Udáva sa v jednotkách výkonu. Hviezdy väčšinou nevyžarujú energiu rovnomerne celým povrchom. Napr. rýchlo rotujúca hviezda Vega má väčší energetický tok na póloch ako pozdĺž rovníka.[11]

Oblasti povrchu s teplotou a svietivosťou nižšou ako priemerné hodnoty hviezdy sú známe ako hviezdne škvrny. Vo všeobecnosti majú malé hviezdy ako Slnko na disku len nevýrazné hviezdne škvrny. Väčšie, obrie hviezdy majú výraznejšie škvrny[12] a tiež je na nich pozorovateľné výrazné okrajové tmavnutie, tzn. ich jas klesá smerom k okrajom hviezdneho disku.[13]

Chemické zloženie[upraviť | upraviť zdroj]

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 voľných elektricky 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.

Jednotlivé prvky sa v spektre hviezdy prejavujú ako čiary. Podľa ich meraní je najzastúpenejší chemický prvok vo všetkých plazmových hviezdach vznikajúcich v našej Galaxii vodík (71 %). Po ňom nasleduje hélium (27 %).[14] Ostatné prvky tvoria oproti vodíku a héliu len nepatrnú prímes, ktorej množstvo nie je pri všetkých hviezdach rovnaké. Podiel ťažkých prvkov sa zisťuje prostredníctvom obsahu železa v hviezdnej atmosfére, pretože železo je bežný prvok a jeho absorpčné (tmavé) čiary sa merajú relatívne ľahko. Keďže molekulárne mračná, z ktorých vznikajú hviezdy, sa postupne obohacujú o ťažšie prvky z výbuchov supernov, môžeme chemické zloženie použiť aj na odvodenie veku hviezdy[15] a toho, koľkú generáciu hviezd od vzniku vesmíru hviezda predstavuje. Staršie hviezdy majú menšie zastúpenie ťažších chemických prvkov ako mladšie. Podiel ťažkých prvkov môže taktiež naznačovať, že hviezda má planetárny systém.[16] Chemické zloženie hviezd sa časom mení v dôsledku termonukleárnych reakcií, ktoré menia prvky na iné prvky.

HE 1327-2326 je hviezdou s najnižším odmeraným obsahom železa. Obsahuje len 1/200 000 železa, ktoré sa nachádza v Slnku.[17] Naopak, μ Leonis obsahuje takmer dvojnásobok železa v porovnaní so Slnkom a hviezda 14 Herculis s planetárnym systémom ho obsahuje až trojnásobok.[18] Existujú aj hviezdy so zvláštnym chemickým zložením a vykazujú vyššie množstvá niektorých prvkov, hlavne chrómu a prechodných kovov.[19]

Hmotnosť[upraviť | upraviť zdroj]

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. Salpeterovým 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.

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 Keplerových a Newtonových zákonov.

Hraničná hmotnosť[upraviť | upraviť zdroj]

Množstvo hmoty tvoriacej hviezdy je fyzikálnymi zákonmi obmedzené. Pri nízkej metalicite majú najmenšie hviezdy majú asi 8,3 % hmotnosti Slnka, čo je zhruba 87-násobok hmotnosti najhmotnejšej planéty slnečnej sústavy - Jupitera.[20][21] Teoretické minimum hmotnosti hviezdy s rovnakou metalicitou, akú má Slnko, je 75-násobok hmotnosti Jupitera.[22][20] Hviezdy s menšou hmotnosťou ako tento limit nemôžu existovať, pretože teplota a tlak v ich jadre by boli príliš nízke na zapálenie termojadrových reakcií. Telesá približujúce sa k spodnému limitu tejto hmotnosti sa nazývajú hnedé trpaslíky. Najmenšia známa hviezda, ktorá ešte spaľuje v jadre vodík, je AB Doradus C s hmotnosťou 93-násobku hmotnosti Jupitera.[23]

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 (pozri nižšie). 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. Zo skúmania hviezdokopy Arches vyplýva, že 150-násobok hmotnosti Slnka predstavuje v súčasnej ére vesmíru hornú hranicu hmotnosti hviezd pri ich vzniku z hmloviny.[24] Niektorí stelárnici však nevylučujú ani hviezdu, ktorá by mohla byť 1000-krát hmotnejšia než Slnko. Najhmotnejšie hviezdy sú nadobry spektrálnych typov O2 a O3. Príkladom extrémne hmotnej hviezdy je hviezda Éta Carinae.[25] Éta Carinae váži 100-150-krát viac ako Slnko a dĺžka jej života je len niekoľko miliónov rokov. Hviezda R136a1 vo hviezdokope RMC 136a však váži podľa meraní 265-krát viac ako Slnko.[26] Hviezdy ťažšie ako 150-násobok hmotnosti Slnka vznikajú podľa štúdie kolíziami a splynutím ťažkých hviezd v tesnom systéme dvoch hviezd, z ktorých každá mala menej ako 150 hmotností Slnka.[27] Prvé hviezdy, ktoré vznikli po Veľkom tresku, však mohli mať podľa výpočtov viac než 300 hmotností Slnka.[28]

Hustota[upraviť | upraviť zdroj]

Priemerná hustota hmoty v hviezdach sa pohybuje od 1/10 000 000 (červené nadobry) až do 1 000 000 gramov (jednej tony) na cm3 (biele trpaslíky). Objekty ako neutrónové hviezdy a kvarkové 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.

Veľkosť[upraviť | upraviť zdroj]

Tento obrázok porovnáva veľkosti hviezd. Vľavo na každej časti obrázka sa nachádza najväčšia hviezda z predchádzajúcej časti obrázka v pomere veľkosti. Zem je úplne vpravo na obrázku číslo 1 a Slnko je 3

Okrem Slnka sú všetky hviezdy na oblohe kvôli obrovským vzdialenostiam viditeľné len ako mihotavé svetelné body. Slnko je tiež hviezda, ale je dostatočne blízko na to, aby sme ju videli ako disk. Hviezdou s najväčšou zdanlivou veľkosťou po Slnku je R Doradus s uhlovým priemerom iba 0,057 uhlovej sekundy.[29]

Disky väčšiny hviezd sú veľmi malé na to, aby sa dali priamo pozorovať dnešnými pozemskými teleskopmi. Na vytváranie obrázkov sa používajú interferometre. Ďalšou technikou merania uhlovej veľkosti je tzv. zákryt, kedy sa uhlová veľkosť dá vypočítať z presných meraní zmeny jasu hviezdy pri zákryte Mesiacom.

Rozsah veľkostí hviezd je obrovský. Kolíše v rozhraní od veľkosti 20-45 km u neutrónových hviezd (najmenšia hviezda by sa zmestila do Liptovskej Mary) až do veľkosti stonásobkov priemeru Slnka (nadobry – napríklad Betelgeuze v súhvezdí Orión, s priemerom 650-krát väčším ako priemer Slnka ~ 900 000 000 km.[30] Polomery hviezd môžu byť až 3000-krát väčšie než je polomer Slnka. Vo všeobecnosti platí, že so vzrastajúcim priemerom hviezdy klesá jej hustota.

Vek[upraviť | upraviť zdroj]

Vek väčšiny hviezd je medzi 1-10 miliardami rokov. Najstaršou objavenou hviezdou je HE 1523-0901, ktorej vek sa odhaduje na 13,2 miliardy rokov.[31][32]

Čím je hviezda ťažšia, tým má kratšiu životnosť, pretože v jadrách ťažkých hviezd je väčší tlak, čo spôsobuje rýchlejšie spaľovanie vodíka. Najťažšie hviezdy žijú v priemere len pár miliónov rokov, zatiaľ čo najľahšie spaľujú svoje palivo pomaličky a vydrží im na desiatky až stovky miliárd rokov.[33][34]

Premennosť[upraviť | upraviť zdroj]

Bližšie informácie v hlavnom článku: premenná hviezda

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. Eruptívne premenné hviezdy prechádzajú náhlym nárastom svietivosti následkom erupcií a výronov hmoty. Do tejto skupiny patria protohviezdy, Wolfove-Rayetove hviezdy a vzplanujúce hviezdy. Kataklizmatické alebo explozívne premenné hviezdy prechádzajú dramatickými zmenami svojich vlastností. Táto skupina obsahuje novy a supernovy. 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. Niektoré hviezdy zase mierne menia svoju jasnosť kvôli extrémnym škvrnám na svojich povrchoch.

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

Rotácia[upraviť | upraviť zdroj]

Rotácia hviezdy sa dá zistiť pomocou spektroskopických meraní alebo presnejšie sledovaním rotácie hviezdnych škvŕn. Mladé hviezdy rotujú rýchlejšie, niekedy je rýchlosť rotácie na rovníku vyššia ako 100 km/s. V týchto prípadoch odstredivá sila na rovníku silne vydúva hmotu hviezdy. Rotačná rýchlosť hviezdy typu B, Achernar, je 225 km/s a preto je jej rovníkový polomer o 50 % väčší ako polárny polomer. Takéto hodnoty rýchlosti rotácie sú tesne pod hranicou 300 km/s, za ktorou by sa hviezda rozpadla.[35] Slnko sa otočí okolo svojej osi s rýchlosťou 1,994 km/s raz za 25-35 dní. Magnetické pole a hviezdny vietor spôsobujú významné spomalenie rotácie hviezd počas ich vývoja na hlavnej postupnosti.[36]

Degenerované hviezdy sa vyvinuli do stavu kompaktnej hmotnosti, čo má za následok vysoké rotačné rýchlosti. Tieto rýchlosti sú však nízke v porovnaní s rýchlosťami predpokladanými na zachovanie momentu hybnosti - tendencie rotujúceho telesa vyrovnávať zmenšenie veľkosti zrýchlením rotácie. Veľká časť momentu hybnosti hviezdy sa stratí následkom straty hmotnosti prostredníctvom hviezdneho vetra.[37] Napriek tomu pulzary dosahujú vysoké rýchlosti rotácie, napríklad, v prípade Krabieho pulzaru, 30 otáčok za sekundu.[38]

Teplota[upraviť | upraviť zdroj]

Povrchová teplota hviezd hlavnej postupnosti závisí od rýchlosti produkcie energie v jadre a jeho okolí. Zvyčajne je daná efektívnou teplotou, čo predstavuje teplotu ideálneho čierneho telesa, ktoré vyžaruje energiu s rovnakou svietivosťou povrchu ako hviezda. Efektívna teplota nie je reprezentatívna hodnota, pretože teplota sa smerom do jadra zvyšuje.[39] Teplota v jadre hviezdy je niekoľko miliónov kelvinov.[40]

Teplota hviezdy ovplyvňuje proces ionizácie rozličných prvkov, výsledkom toho sú charakteristické absorpčné čiary v spektre. Povrchová teplota hviezdy, absolútna magnitúda a absorpčné vlastnosti sa používajú na klasifikáciu hviezd.[41]

Veľké hviezdy hlavnej postupnosti dosahujú povrchovú teplotu 50 000 K. Menšie hviezdy ako Slnko majú povrchové teploty niekoľko tisíc K. Najnižšie teploty, okolo 3 600 K, dosahujú červené obry, ale vďaka svojmu obrovskému povrchu majú vysoké svietivosti.[42]

Magnetické pole[upraviť | upraviť zdroj]

Povrchové magnetické pole hviezdy SU Aurigae (mladá hviezda typu T Tauri).

Magnetické pole hviezdy vzniká vo vnútri hviezdy, v oblastiach, v ktorých prebieha konvekčná cirkulácia. Tento pohyb horúcej, vodivej plazmy funguje ako dynamo, generuje magnetické polia presahujúce hviezdu. Sila magnetického poľa sa mení s hmotnosťou a zložením hviezdy. Množstvo magnetickej aktivity na povrchu závisí od rýchlosti rotácie hviezdy. Táto povrchová aktivita vytvára hviezdne škvrny. Hviezdne škvrny sú oblasti so silným magnetickým poľom a teplotou nižšou ako normálna povrchová teplota. Koronárne slučky sú vypuklé magnetické polia vychádzajúce z aktívnych oblastí - miest s výraznými javmi na povrchu hviezdy - do vysokej hviezdnej atmosféry, koróny. Erupcie sú výtrysky vysoko energetických častíc vyžiarených rovnakou magnetickou aktivitou.[43]

Mladé, rýchlo rotujúce hviezdy majú zvyčajne vyššiu úroveň povrchovej aktivity. Magnetické pole môže pôsobiť na hviezdny vietor a postupne spomaliť rotáciu hviezdy. Preto staršie hviezdy, ako napr. Slnko, rotujú omnoho pomalšie a majú nízku povrchovú aktivitu. Úroveň aktivity starších hviezd sa zvyčajne cyklicky mení a na určité obdobia môže úplne ustať.[44]

Vnútorná stavba hviezdy[upraviť | upraviť zdroj]

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

Vnútro stabilnej hviezdy je v stave hydrostatickej rovnováhy: sily pôsobiace na hocijaký malý objem sa takmer presne vyrovnávajú. Medzi tieto sily patrí gravitačná sila, ktorá neustále stláča hviezdu, a tlak spôsobený vznikajúcou energiou následkom fúzie, ktorý pôsobí smerom von. Tlakový gradient je daný teplotným gradientom plazmy: vonkajšie časti hviezdy sú chladnejšie ako jadro. Teplota jadra hviezdy hlavnej postupnosti alebo obrov je min. 107 K. Výsledná teplota a tlak v jadre hviezdy hlavnej postupnosti spaľujúceho vodík je dostatočný na udržanie jadrovej fúzie a produkuje dostatok energie na to, aby zabránil ďalšiemu kolapsu hviezdy.[45][46]

Hviezdy hlavnej postupnosti majú vo svojom vnútri veľmi podobnú stavbu. Rozdiely sú len 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. Následkom jadrovej fúzie v jadre sa uvoľňuje energia vo forme gama žiarenia. Tieto fotóny interagujú s okolitou plazmou a tak zvyšujú tepelnú energiu jadra. Hviezdy hlavnej postupnosti spaľujú vodík na hélium a pomaly zvyšujú podiel hélia v jadre. Okrem hydrostatickej rovnováhy dosiahne jadro stabilnej hviezdy aj energetickú rovnováhu - tepelnú rovnováhu.
  • Vrstva žiarivej rovnováhy – veľmi hrubá vrstva plazmy, ktorá obklopuje jadro. Nazýva sa aj radiačná zóna. Je to oblasť vo vnútri hviezdy, v ktorej je žiarenie dostatočne efektívne na udržanie toku energie. 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. V tejto vrstve sa plazma stáva priehľadnou pre fotóny. Energia vygenerovaná v jadre sa odtiaľto môže voľne šíriť do okolitého vesmíru. Je to najchladnejšia časť hviezdy, pri veľmi chladných hviezdach alebo v oblasti hviezdnych škvŕn (slnečných škvŕn) sa tam dokonca udržia chemické zlúčeniny. Nad fotosférou sa nachádza hviezdna atmosféra.
  • 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[upraviť | upraviť zdroj]

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 prvkov 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 zúčastňujú). 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. Čistá váha novovzniknutého atómového jadra v termojadrovej reakcii je menšia ako súčet hmotností pôvodných jadier. Pri obidvoch cykloch sa zhruba 1/140 hmoty premení na čistú energiu v súlade s Einsteinovou rovnicou E = mc². Proces fúzie vodíka je veľmi citlivý na teplotu, takže aj mierne zvýšenie teploty jadra spôsobí značný nárast v rýchlosti fúzie. Preto sú teploty v jadrách hviezd hlavnej postupnosti v rozpätí od 4 miliónov kelvinov pre malé hviezdy triedy M po 40 miliónov kelvinov pri ťažkých hviezdach triedy O.[40]

V Slnku, pri teplote 10 miliónov kelvinov, prebieha fúzia vodíka protónovo-protónovým cyklom:

41H → 22H + 2e+ + 2νe (4,0 MeV + 1,0 MeV)
21H + 22H → 23He + 2γ (5,5 MeV)
23He → 4He + 21H (12,9 MeV)

Sumárom týchto reakcií je:

41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26,7 MeV)

kde e+ je pozitrón, γ je fotón gama žiarenia, νe je neutríno a H a He sú izotopy vodíka a hélia. Energia uvoľnená v tejto reakcii je rádovo v miliónoch elektrónvoltov, to je len maličké množstvo energie. Keďže však neustále prebieha obrovské množstvo týchto reakcií, množstvo energie je dostatočné na udržanie výstupu žiarenia hviezdy.

V jadrách s teplotou 100 miliónov K a hmotnosťou 0,5-10 hmotností Slnka môže hélium vytvárať uhlík v 3-alfa reakcii, kedy sa ako pomocný krok využíva berýlium.

4He + 4He + 92 keV → [[8*Be]]
4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*C → 12C + γ + 7,4 MeV

Celková reakcia je:

34He → 12C + γ + 7,2 MeV

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, ktoré vznikne spaľovaním kremíka). Fúzia môže pokračovať ďalej len pomocou procesu spotrebúvajúceho teplo a dodatočnú energiu môže dodať iba gravitačný kolaps. Prvky ťažšie ako železo preto vznikajú len 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).

Príklad nižšie popisuje čas, za ktorý hviezda s hmotnosťou 20 hmotností Slnka spotrebuje všetko jadrové palivo. Ako hviezda hlavnej postupnosti triedy bude 62 000-krát svietivejšia ako Slnko a jej priemer bude 8-krát väčší ako priemer Slnka.[47]

Palivo Teplota
(v megakelvinoch)
Hustota
(kg/cm3)
Dĺžka horenia
(τ v rokoch)
H 37 0,0045 8,1 miliónov
He 188 0.97 1,2 miliónov
C 870 170 976
Ne 1,570 3,100 0.6
O 1,980 5,550 1,25
S/Si 3,340 33,400 0,0315[48]
Min. hmotnosť na začatie fúzie
Prvok Hmotnosť Slnka
Vodík 0,01
Hélium 0,4
Uhlík 5[49]
Neón 8

Mladé hviezdy predtým, než dosiahnu hlavnú postupnosť, získavajú energiu gravitačnou kontrakciou podobne ako niektoré veľké planéty alebo hnedé trpaslíky. 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[upraviť | upraviť zdroj]

Vznik hviezdy[upraviť | upraviť zdroj]

Bližšie informácie v hlavnom článku: Vznik hviezdy

Hviezdy vznikajú z pôvodne chladných, riedkych a studených mračien medzihviezdnej hmoty. Hustota týchto mračien je vyššia ako hustota medzihviezdneho média, ale stále nižšia ako hustota vnútri vákuovej komory. Tieto oblasti sa nazývajú molekulárne mračná a sú zväčša tvorené vodíkom s ~23-28 % hélia a malým percentom ťažších prvkov. Príkladom takejto oblasti, v ktorej vznikajú nové hviezdy je hmlovina v Orióne.[50] Z molekulárnych mračien tu vznikajú obrovské hviezdy, ktoré osvetľujú tieto mračná a tiež ionizujú vodík a tak vznikajú svietiace hmloviny nazývané oblasti H II. Tieto mračná sa nachádzajú hlavne v ramenách špirálových galaxií, v šošovkových a nepravidelných galaxiách. Práve v týchto miestach je preto hviezdotvorba najpočetnejšia.

Chladné, prachoplynové mračno sa začne väčšinou pod vplyvom nejakého vonkajšieho faktoru (výbuch supernovy, zrážka s iným mračnom, zrážka galaxií) zmršťovať. Akonáhle oblasť dosiahne dostatočnú hustotu hmoty a splní kritérium Jeansovej nestability, tak začína kolabovať pod vlastnou gravitáciou.[51]

Počas kolapsu mraku vytvárajú jednotlivé zhluky hustejšieho prachu a plynu tzv. Bokove globuly. Počas kolapsu globúl a rastu hustoty, sa gravitačná energia premieňa na teplo a teplota stúpa. S nárastom teploty stúpa tiež rýchlosť rotácie mraku. V mračne sa začínajú tvoriť hustejšie oblasti, zárodky samotných hviezd. Tieto zárodky s hmotnosťou až desať tisíc slnečných hmotností ďalej kolabujú. Postupne začína voľnému gravitačnému rúteniu brániť vnútorný tlak. Keď mrak dosiahne zhruba stabilný stav, vzniká jadro tzv. protohviezdy.[52] Protohviezdy sú búrlivé, svietiace, nestabilné objekty, ktoré sa naďalej scvrkávajú. Tieto hviezdy pred hlavnou postupnosťou často obklopuje disk prachu a plynu, tzv. protoplanetárny disk a sú poháňané hlavne uvoľňovaním gravitačnej energie. Obdobie gravitačného kolapsu trvá zhruba 10-15 miliónov rokov. Mladé hviezdy s hmotnosťou menej ako 2 M⊙ sa nazývajú hviezdy T Tauri. Hviezdy s väčšou hmotnosťou sa nazývajú Herbig Ae/Be hviezdy. Tieto mladé hviezdy vyžarujú pozdĺž svojej osi rotácie prúdy plynu, čo môže znížiť moment hybnosti vznikajúcej hviezdy, v podobe malých hmlovinovitých oblastí známych ako Herbigove-Harove objekty.[53][54] Tieto prúdy v kombinácii so žiarením blízkych masívnych hviezd môžu rozohnať okolitý mrak, v ktorom hviezda vznikla.[55] 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, kde strávi až 90 % svojho života.

Prvé hviezdy, ktoré vznikali vo vesmíre, boli pravdepodobne dosť odlišné od súčasných. Išlo o nesmierne hmotné a žiarivé objekty s hmotnosťami najmenej 15 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.

Ďalší vývoj[upraviť | upraviť zdroj]

Umelecká predstava o blízkom pohľade na červeného trpaslíka, najbežnejší typ hviezdy v našej Galaxii
Príklad Hertzsprungovho–Russellovho diagramu pre súbor hviezd zahŕňajúcich Slnko (v strede) - pozri nižšie Triedenie hviezd
Bližšie informácie v hlavnom článku: Vývoj hviezd

Na začiatku života hviezdy T Tauri nasledujú Hayashiho čiaru - zmenšujú sa a klesá ich svietivosť, teplota zostáva zhruba rovnaká. Ľahšie T Tauri hviezdy prechádzajú do hlavnej postupnosti, zatiaľ čo ťažké hviezdy pokračujú Henyeyho stopou. 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 len milióny alebo dokonca len státisíce rokov. Od začiatku hlavnej postupnosti sa zvyšuje podiel hélia v jadre hviezdy, rýchlosť jadrovej fúzie pomaly narastá spolu s teplotou a svietivosťou hviezdy.[56] Odkedy Slnko dosiahlo hlavnú postupnosť pred 4,6 miliardami (4.6 × 109) rokov, jeho svietivosť sa podľa výpočtov dodnes zvýšila o 40 %.

Pre väčšinu hviezd je množstvo hmoty stratenej prostredníctvom hviezdneho vetra zanedbateľné vzhľadom na ich hmotnosť. Slnko stratí 10-14 hmotností Slnka každý rok[57] alebo 0,01 % svojej celkovej hmotnosti počas celého života. Veľmi ťažké hviezdy však môžu stratiť 10-7 až 10-5 hmotností slnka každý rok, čo výrazne ovplyvňuje ich vývoj.[58] Hviezdy, ktoré mali na začiatku viac ako 50 M⊙, môžu počas hlavnej postupnosti stratiť až polovicu celkovej hmotnosti.[59]

Dĺžka obdobia, ktoré hviezda strávi na hlavnej postupnosti, závisí predovšetkým od množstva paliva, ktoré ma hviezda k dispozícii a rýchlosti fúzie, spaľovania toho paliva, tzn. pôvodnej hmotnosti a svietivosti hviezdy. Odhadovaná dĺžka života Slnka je zhruba 10 miliárd (1010) rokov. Ťažké hviezdy spotrebúvajú palivo veľmi rýchlo a ich život je krátky. Ľahké hviezdy naopak míňajú palivo veľmi pomaly. Hviezdy ľahšie ako 0,25 M⊙, tzv. červené trpaslíky, dokážu na fúziu využiť takmer všetku ich hmotnosť, zatiaľ čo hviezdy s hmotnosťou ~1 M⊙ využijú ako palivo len 10 % svojej hmotnosti. Kombinácia nízkej spotreby a relatívne veľkých použiteľných zásob paliva, umožňuje podľa výpočtov hviezdam s hmotnosťou ~0,25 M⊙ existovať zhruba trilión (1012) rokov, a najľahším hviezdam spaľujúcim vodík (0,08 M⊙) dokonca 12 triliónov rokov.[60] A keďže životnosť takýchto hviezd je dlhšia ako súčasný odhadovaný vek vesmíru (13,8 miliardy rokov), pravdepodobne ešte žiadne hviezdy ľahšie ako 0,85 M⊙[61] neopustili hlavnú postupnosť.

Prvky ťažšie ako hélium zohrávajú popri hmotnosti veľmi dôležitú úlohu vo vývoji hviezdy. V astronómii sa všetky prvky ťažšie ako hélium považujú za kovy (ang. metal), koncentrácia týchto prvkov sa volá metalicita. Metalicita môže ovplyvniť dĺžku spaľovania paliva hviezdy, vznik magnetických polí[62] a vplýva aj na intenzitu hviezdneho vetra.[63] Staršie hviezdy II populácie majú kvôli zloženiu molekulárneho mračna, z ktorého vznikli, podstatne nižšiu metalicitu ako mladšie hviezdy I populácie. Postupom času sa obsah ťažších prvkov v týchto mračnách zvyšuje, pretože zomierajúce hviezdy rozptýlia tieto prvky do okolia.

Zánik hviezd[upraviť | upraviť zdroj]

Najpočetnejšie hviezdy vo vesmíre, červené trpaslíky, zanikajú nenápadne – po vyhorení všetkého paliva pozvoľna chladnú až napokon úplne zhasnú. Hviezdy s hmotnosťou aspoň 0,4 M⊙[2] sa po vyčerpaní zásob vodíka v jadre nafúknu a ochladia. Vznikne červený obor. Zhruba o 5 miliárd rokov, keď Slnko vstúpi do tejto fázy, sa jeho polomer zväčší na zhruba 1 AU (150 mil. km). To predstavuje 250-násobný nárast. Slnko vo fáze obra stratí približne 30 % svojej hmotnosti.[64][65]

V červených obroch do 2,25 M⊙ pokračuje spaľovanie vodíka vo vrstve obklopujúcej jadro.[66] Nakoniec v jadre vzrastie tlak natoľko, že začne fúzia hélia. Priemer hviezdy sa odvtedy postupne zmenšuje a povrchová teplota stúpa. Pri väčších hviezdach jadro prejde priamo zo spaľovania vodíka na spaľovanie hélia.[4]

Po spotrebovaní hélia v jadre pokračuje fúzia vo vrstve okolo horúceho jadra z uhlíka a kyslíka. Hviezda potom vo vývoji pokračuje cestou paralelnou s pôvodnou fázou červeného obra, ale s vyššou povrchovou teplotou. S postupným zmenšovaním hviezdneho jadra narastá intenzita žiarenia z jeho povrchu, čo vytvorí taký tlak žiarenia na vonkajšie vrstvy plynov, že ich doslova odhodí a vytvorí planetárnu hmlovinu. Ak má jadro po odvrhnutí vonkajšej atmosféry hmotnosť menšiu ako 1,4 M⊙, tak sa zmrští na pomerne malý objekt veľký približne ako Zem - biely trpaslík. Ten už nie je dostatočne ťažký na ďalšie stláčanie materiálu. Biely trpaslík však ešte dlho svieti z nažiarených zásob a postupne, veľmi pomaly, vybledne na čierneho trpaslíka.

Veľmi ťažké hviezdy s hmotnosťou viac ako 9 M⊙ počas fázy horenia hélia expandujú a vytvárajú červeného nadobra. Potom, ako vyčerpajú palivo v jadre, pokračujú v spaľovaní ťažších prvkov. Jadro sa zmenšuje, až kým teplota a tlak nie sú dostatočné na fúziu uhlíka. Tento proces pokračuje ďalšími fázami, v ktorých je palivo najskôr neón, potom kyslík a kremík. Tesne pred koncom života fúzia pokračuje v sérii vrstiev podobných cibuli. Každá vrstva spaľuje iný prvok.[67]

Posledná fáza nastáva, keď hviezda začne produkovať železo. Keďže jadro železa je pevnejšie viazané ako hociktoré iné ťažšie jadro, fúzia železa nevytvára žiadnu energiu - a proces, naopak, spotrebúva energiu.[66] Z rovnakého dôvodu sa energia nedá získať ani štiepením železa. V relatívne starých a veľmi ťažkých hviezdach sa v jadre naakumuluje veľké množstvo nereaktívneho železa. Ťažké prvky v týchto hviezdach sa môžu dostať na povrch, a tak vznikne objekt známy ako Wolfova-Rayetova hviezda s hustým hviezdnym vetrom. Keď železné jadro dosiahne hmotnosť >1,4 M⊙, už viac nedokáže vzdorovať vlastnej gravitácii. Jadro náhle kolabuje, elektróny sa kombinujú s protónmi a vytvárajú neutróny, neutrína a gama žiarenie. Nárazová vlna vyvolaná kolapsom spôsobí výbuch hviezdy, ktorý označujeme ako explózia supernovy. Supernovy sú také jasné, že na krátky okamih presvietia celú vlastnú galaxiu. Ak sa vyskytli v našej Galaxii, dali sa pozorovať voľným okom.[68] Ešte mohutnejšie sú explózie hypernov.

Väčšina hmoty hviezdy je rozmetaná výbuchom supernovy (tak vznikajú hmloviny ako napr. Krabia hmlovina) a to, čo zostane, je neutrónová hviezda (ktorá sa niekedy prejavuje ako pulzar) alebo v prípade najväčších hviezd (dostatočne veľkých, aby zanechali hviezdny zostatok ťažší ako ~4 M⊙) vznikne čierna diera. Pri neutrónovej hviezde je hmota v stave známom ako degenerovaná neutrónová hmota, prípadne môže v jadre obsahovať ešte exotickejšiu formu hmoty tzv. QCD hmotu. V prípade čiernej diery je hmota v stave, ktorému v súčasnosti nerozumieme.[69]

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.[68] Odvrhnuté vonkajšie vrstvy umierajúcich hviezd obsahujú ťažké prvky, ktoré po zrecyklovaní ďalšou generáciou hviezd umožňujú vznik kamenných planét.

Modely života hviezd sú len teóriami - vzhľadom na veľkú dĺžku života aj tých najkratšie žijúcich hviezd ľudstvo ešte nemalo možnosť sledovať nejakú hviezdu od jej vzniku až po zánik. Tieto modely vychádzajú z pozorovania hviezd s odlišnými vlastnosťami - hviezd hlavnej postupnosti, obrov, bielych trpalíkov a podobne, pričom sa predpokladá, že počas dlhého časového obdobia dochádza k postupným premenám hviezd z jednej pozorovanej formy na druhú.

Skupiny hviezd[upraviť | upraviť zdroj]

Okrem samostatných hviezd, akou je napríklad Slnko, existujú viachviezdne systémy tvorené dvomi alebo viacerými gravitačne zviazanými hviezdami, ktoré sa navzájom obiehajú. Najčastejším príkladom viachviezdneho systému je dvojhviezda, ale systémy troch a viacerých hviezd sú tiež bežné. Takéto viachviezdne systémy sú často z dôvodu stability obežných dráh hierarchicky organizované súbory vzájomne sa obiehajúcich hviezd.[70] Existujú aj väčšie skupiny tzv. hviezdokopy.

V molekulárnych mračnách vznikajú hviezdy v skupinách, ktoré zostávajú minimálne po určitý čas gravitačne viazané. V okolí Slnka vznikajú hviezdy v útvaroch zvaných 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 našej Galaxii 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) v hmlovine Tarantula

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 sa ich nepodarí pozorovať ako dve oddelené hviezdy. To sú takzvané spektroskopické dvojhviezdy.

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 sústava 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. Dlho prevažoval názor, že väčšina hviezd sa vyskytuje v gravitačne zviazaných viachviezdnych systémoch. To je čiastočne pravda, najmä pri obrovských hviezdach triedy O a B, kde sa pravdepodobne až 80 % hviezd vyskytuje v takýchto systémoch. Podiel samostatných hviezd sa zvyšuje s klesajúcou hmotnosťou hviezd, a tak iba u 255 červených trpaslíkov je známa existencia hviezdneho spoločníka. A keďže 85 % všetkých hviezd sú práve červené trpaslíky, väčšina hviezd v Galaxii je pravdepodobne samostatná od narodenia.[71]

Takmer všetky hviezdy tvoria spolu s medzihviezdnou hmotou a obrovskými množstvami tmavej hmoty gigantické kompaktné systémy – galaxie. Hviezda, ktorá je súčasťou nejakej galaxie, obieha okolo jej jadra. Aj hviezdy zdanlivo vytrhnuté z galaxií (napríklad pri vzájomných kolíziách galaxií) zrejme spadajú pod gravitačný vplyv nejakej galaxie. Všetky hviezdy viditeľné na oblohe voľným okom a menšími ďalekohľadmi patria do našej Galaxie – Mliečnej cesty. Typická galaxia obsahuje stovky miliárd hviezd a v pozorovateľnom vesmíre sa nachádza viac ako 100 milliárd (1011) galaxií.[72] Odhad počtu hviezd z roku 2010 hovorí, že vo viditeľnom vesmíre existuje 300 sextiliónov (3×1023) hviezd.[73]

Vzdialenosti medzi hviezdami[upraviť | upraviť zdroj]

V dvojhviezdach a viacnásobných hviezdach sú vzdialenosti medzi ich zložkami relatívne malé, niekedy porovnateľné so vzdialenosťami planét od Slnka, inokedy o niečo väčšie. Omnoho väčšie sú však vzdialenosti, aké majú od seba jednotlivé nesúvisiace viachviezdne systémy alebo osamelé hviezdy typu Slnko. Najbližšou hviezdou k Slnku je Proxima Centauri vzdialená 39,9 trilióna km alebo 4,2 svetelného roka. Trvalo by 150 000 rokov, kým by sme sa k nej dostali rýchlosťou, akou kozmická stanica ISS obieha okolo Zeme (8 km/s-27 500 km/h).[74] Takéto vzdialenosti sú bežné pre vnútro galaktického disku.[75] Kvôli pomerne veľkým vzdialenostiam medzi hviezdami nie sú vzájomné zrážky hviezd časté. Hviezdy sú k sebe omnoho bližšie v centre galaxií alebo v guľových hviezdokopách, kde sa medzi nimi vyskytuje aj viac kolízií,[76] ale aj omnoho ďalej, napr. v galaktickom halo.

Pohyb hviezd[upraviť | upraviť zdroj]

Mladé hviezdy otvorenej hviezdokopy Plejády v súhvezdí Býk. Tieto hviezdy majú spoločné kinematické charakteristiky a spoločne sa pohybujú vesmírom.[77]

Pohyb hviezdy vzhľadom na Slnko môže poskytnúť informácie o pôvode a veku hviezdy, a tiež o jej štruktúre a vývoji jej galaktického okolia. Pohyb hviezdy popisujú dve zložky: radiálna rýchlosť, čo je rýchlosť v smere ku alebo od Slnka, a uhlový pohyb po nebeskej sfére, ktorý sa nazýva aj vlastný pohyb.

Radiálna rýchlosť sa určuje Dopplerovým posunom spektrálnych čiar hviezdy. Ak sú posunuté smerom k modrému koncu spektra, hviezda sa k nám približuje, ak k červenému koncu spektra, hviezda sa od nás vzďaľuje. Jej rýchlosť sa udáva v kilometroch za sekundu, km/s. Vlastný pohyb hviezdy sa určuje pomocou presných astrometrických meraní a udáva sa v mili-uhlových sekundách (mas) za rok. Vlastný pohyb sa dá prostredníctvom hviezdnej paralaxy premeniť na jednotky rýchlosti. Hviezdy s vysokou hodnotou vlastného pohybu sa nachádzajú relatívne blízko Slnka.

Z týchto dvoch parametrov možno vypočítať rýchlosť hviezdy vzhľadom na Slnko alebo pri jej pohybe v galaxii. Pozorovania zistili, že vo všeobecnosti majú hviezdy I populácie nižšie rýchlosti ako staršie hviezdy II populácie. Tie majú eliptické obežné dráhy naklonené k rovine galaxie.[78] Porovnanie pohybov blízkych hviezd viedlo k objavom hviezdnych asociácií. To sú skupiny hviezd so spoločným miestom pôvodu v jedinom obrovskom molekulárnom mračne.[79]

Triedenie hviezd[upraviť | upraviť zdroj]

Podľa teploty a svietivosti[upraviť | upraviť zdroj]

Bližšie informácie v hlavnom článku: Spektrálna klasifikácia

Hlavným zdrojom informácií o hviezdach je ich svetlo rozložené do spektra. Charakter spektra hviezdy určuje predovšetkým teplota hviezdnej atmosféry. Súčasný systém klasifikácie hviezd má pôvod na začiatku 20.-teho storočia. Vtedy sa hviezdy klasifikovali od A po Q na základe sily čiar vodíka. V tom čase nebolo známe, že hlavným faktorom ovplyvňujúcim silu tejto čiary je teplota. Čiara dosahuje maximum pri 9 000 K a slabne pri vyšších aj nižších teplotách. Po zoradení klasifikácie podľa teploty už pripomínala súčasnú schému.

Podľa spektra čiže teploty delíme hviezdy do ôsmich hlavných tried (W, O, B, A, F, G, K a M) a 5 zriedkavých tried (Q, R, N, S, C). V rámci tejto klasifikácie rozoznávame hviezdy raného spektrálneho typu (O, B, A) a hviezdy neskorého spektrálneho typu (G, K, M, C, S). O sú veľmi horúce hviezdy. Teplota postupne klesá až po M, čo sú také chladné hviezdy, že v ich atmosférach môžu vznikať molekuly. Niekoľko netradičných spektrálnych typov má špeciálnu klasifikáciu, medzi najbežnejšie patria L a T, označujúce po poradí najchladnejšie hviezdy a hnedé trpaslíky. Každé písmeno má 10 podkategórií, očíslovaných od 0 po 9 s postupne klesajúcou teplotou. Tento systém zlyháva pri extrémnych teplotách: hviezdy triedy O0 a O1 nemusia existovať. Biele trpaslíky majú vlastnú triedu označenú písmenom D. Tá sa ďalej delí na DA, DB, DC, DO, DZ, a DQ, podľa prevažujúcich čiar v spektre. Za tým nasleduje číselná hodnota označujúca teplotu.

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:

Hertzsprungov-Russellov diagram ukazuje aj vývojovú cestu hviezd.

Svietivosť nielenže zodpovedá polomeru hviezd, ale má vplyv aj na ich spektrálne čiary. Väčšina hviezd leží na hlavnej postupnosti tvorenej hviezdami spaľujúcimi vodík. V grafe zobrazujúcom ich absolútnu hviezdnu veľkosť a spektrálny typ ležia v úzkom páse pozdĺž mierne zakrivenej línie smerujúcej z ľavého horného do pravého spodného rohu diagramu. Slnko je hviezdou hlavnej postupnosti typu G2, žltou hviezdou s priemernou teplotou a bežnou veľkosťou.

Prídavné kategorizovanie v podobe malého písmena za spektrálnym typom sa používa na označenie špeciálnej vlastnosti spektra, napr. e znamená prítomnosť emisnej čiary, m znamená nezvyčajnú úroveň kovov a var znamená premennú hviezdu.

Podľa zdroju energie[upraviť | upraviť zdroj]

  • plazmové hviezdy – sú to hviezdy, v ktorých prebiehajú termojadrové reakcie a generujú si teda vlastné žiarenie. Patria sem obry, nadobry 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 biele trpaslíky, neutrónové hviezdy a čierne diery. Tieto hviezdy žiaria iba z nažiarených zásob, prípadne nežiaria vôbec.

Sprievodné telesá[upraviť | upraviť zdroj]

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

Okolo niektorých hviezd sa 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 hnedé trpaslíky 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 900.[80]

Názvy a označenie[upraviť | upraviť zdroj]

Už v minulosti dávali ľudia hviezdam rôzne mená. Podobne ako s niektorými súhvezdiami a samotným Slnkom, aj s jednotlivými hviezdami sa spájala mytológia.[81] Mená hviezd 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.

Koncept súhvezdí existoval už počas Babylonskej civilizácie. Starovekí astronómovia si všimli, že hviezdy tvoria výrazné obrazce a spojili ich s prírodnými úkazmi a mytológiou. Dvanásť z týchto formácií, ktoré ležia pozdĺž roviny ekliptiky, vytvorilo základ astrológie.[82]

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). Zhruba okolo roku 1600 sa začali názvy súhvezdí používať na pomenovanie nebeských telies v určitej oblasti oblohy. 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. Použil ho John Flamsteed v katalógu hviezd vo svojej knihe "Historia coelestis Britannica".[83][84] Je podobné Bayerovmu s tým rozdielom, že namiesto písmena gréckej abecedy je arabská 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.

Jedinou medzinárodne uznávanou autoritou pre pomenovávanie nebeských telies je Medzinárodná astronomická únia (IAU).[85] Niekoľko súkromných spoločností napriek tomu predáva mená hviezd. IAU sa dištancuje od týchto komerčných praktík a takto pridelené mená neuznáva ani nepoužíva.[86]

Pozorovanie[upraviť | upraviť zdroj]

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. 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) a k refrakcii. Vďaka scintilácii bezpečne môžeme rozoznať hviezdy od planét, u ktorých k scintilácii nedochádza.

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

Skutočná alebo absolútna magnitúda hviezdy priamo súvisí so svietivosťou hviezdy a predstavuje zdanlivú magnitúdu hviezdy vo vzdialenosti 10 parsekov (32,6 svet. roka) od Zeme.

Počet hviezd s magnitúdou nižšou ako
Zdanlivá
magnitúda
Počet 
of hviezd[87]
0 4
1 15
2 48
3 171
4 513
5 1 602
6 4 800
7 14 000

Stupnice oboch magnitúd, zdanlivej a absolútnej, sú logaritmickými jednotkami: rozdiel magnitúdy o jedno celé číslo predstavuje približne 2,5 násobný (5. odmocnina zo 100 alebo cca 2,512) rozdiel v svietivosti.[88] To znamená, že hviezda prvej magnitúdy (+1,00) je približne 2,5-krát jasnejšia ako hviezda druhej magnitúdy (+2,00) a 100-krát jasnejšia ako hviezda šiestej magnitúdy (+6,00). Rozdiel v jasnosti (ΔL) dvoch hviezd vypočítame tak, že od magnitúdy menej jasnej hviezdy (mf) odrátame magnitúdu jasnejšej hviezdy (mb) a tento rozdiel sa použije ako exponent základného čísla 2,512. Príklad:

 \Delta{m} = m_\mathrm{f} - m_\mathrm{b}
2.512^{\Delta{m}} = \Delta{L}

Absolútna magnitúda hviezdy (M) a zdanlivá magnitúda (m), vzhľadom na svietivosť a vzdialenosť od Zeme nie sú ekvivalentné. Napríklad Sírius so zdanlivou magnitúdou -1,44 má absolútnu magnitúdu +1,41.

Zdanlivá magnitúda Slnka je -26,7, ale jeho absolútna magnitúda je len +4,83. Sírius, najjasnejšia hviezda na našej oblohy, je zhruba 23-krát jasnejší ako Slnko, zatiaľ čo Canopus, druhá najjasnejšia hviezda na oblohe, s absolútnou magnitúdou -5,53, je zhruba 14 000-krát jasnejší ako Slnko. Napriek tomu, že Canopus je omnoho jasnejší ako Sírius, Sírius je zdanlivo jasnejší, pretože Sírius sa nachádza 8,6 svetelného roka od Zeme a Canopus je omnoho ďalej, ~310 ly.

Najjasnejšia známa hviezda s najvyššou absolútnou magnitúdou -14,2 je LBV 1806-20. Táto hviezda je prinajmenšom 5 000 000-krát jasnejšia ako Slnko.[89] Najmenej žiarivé hviezdy, aké sú momentálne známe, sa nachádzajú vo hviezdokope NGC 6397. Najmatnejší červený trpaslík v hviezdokope má magnitúdu +26 až +28. Jas týchto hviezd sa dá prirovnať k sviečke na narodeninovej torte na Mesiaci pozorovanej zo Zeme.[90]

Pohľady filozofov[upraviť | upraviť zdroj]

Anaximandros[upraviť | upraviť zdroj]

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.

Pozri aj[upraviť | upraviť zdroj]

Referencie[upraviť | upraviť zdroj]

  1. Bahcall, John N. (June 29, 2000). How the Sun Shines. Nobel Foundation. prístup: 2006-08-30.
  2. a b Richmond, Michael. Late stages of evolution for low-mass stars. Rochester Institute of Technology. prístup: 2006-08-04.
  3. Stellar Evolution & Death. NASA Observatorium. prístup: 2006-06-08.
  4. a b Iben, Icko, Jr. (1991). "Single and binary star evolution". Astrophysical Journal Supplement Series 76: 55–114. DOI:10.1086/191565.
  5. a b (2003). "Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars". The Astrophysical Journal 583 (2): 1024–1039. DOI:10.1086/345408.
  6. (1999). "Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius". Solar Physics 186 (1/2): 1–11. DOI:10.1023/A:1005116830445.
  7. Koppes, Steve (June 20, 2003). University of Chicago physicist receives Kyoto Prize for lifetime achievements in science. The University of Chicago News Office. prístup: 2012-06-15.
  8. The Colour of Stars. Australian Telescope Outreach and Education. prístup: 2006-08-13.
  9. Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun. Hubble News Desk: (July 15, 2004). prístup: 2006-05-24.
  10. (2000). "Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation". The Astrophysical Journal 532 (2): 1192–1196. DOI:10.1086/308617.
  11. Staff (January 10, 2006). Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator. National Optical Astronomy Observatory. prístup: 2007-11-18.
  12. (2005). "Starspots: A Key to the Stellar Dynamo". Living Reviews in Solar Physics.
  13. (1977). "Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres". Astronomy and Astrophysics 61 (6): 809–813.
  14. IRWIN, Judith A. (2007). Astrophysics: Decoding the Cosmos. John Wiley and Sons. ISBN 0-470-01306-0.
  15. A "Genetic Study" of the Galaxy. ESO: (2006-09-12). prístup: 2006-10-10.
  16. (2005). "The Planet-Metallicity Correlation". The Astrophysical Journal 622 (2): 1102–1117. DOI:10.1086/428383.
  17. Signatures Of The First Stars. ScienceDaily: (April 17, 2005). prístup: 2006-10-10.
  18. Feltzing, S. (2000). "The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates". Astronomy & Astrophysics 367 (1): 253–265. DOI:10.1051/0004-6361:20000477.
  19. GRAY, David F. (1992). The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. Cambridge University Press, 413–414. ISBN 0-521-40868-7.
  20. a b Shiga, David (August 17, 2006). Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed. New Scientist. archivované na [http://www.newscientistspace.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html originál z 2006-11-14 prístup: 2006-08-23.
  21. Leadbeater, Elli, "Hubble glimpses faintest stars", BBC, August 18, 2006. z 2006-08-22.
  22. Boss, Alan (April 3, 2001). Are They Planets or What?. Carnegie Institution of Washington. archivované na [http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html originál z 2006-09-28 prístup: 2006-06-08.
  23. Weighing the Smallest Stars. ESO: (January 1, 2005). prístup: 2006-08-13.
  24. "NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy", NASA News, March 3, 2005. z 2006-08-04.
  25. Smith, Nathan (1998). "The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender". Mercury Magazine 27. z 2006-08-13.
  26. "Stars Just Got Bigger", European Southern Observatory, July 21, 2010. z 2010-17-24.
  27. Mystery of the 'Monster Stars' Solved: It Was a Monster Mash. LiveScience.com. (August 7, 2012).
  28. Ferreting Out The First Stars. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics: (September 22, 2005). prístup: 2006-09-05.
  29. The Biggest Star in the Sky. ESO: (March 11, 1997). prístup: 2006-07-10.
  30. Davis, Kate (December 1, 2000). Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis. AAVSO. archivované na [http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml originál z 2006-07-12 prístup: 2006-08-13.
  31. Nearby Star Is A Galactic Fossil. Science Daily: (May 11, 2007). prístup: 2007-05-10.
  32. (May, 2007)"Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium". Astrophysical Journal Letters 660 (2): L117–L120. DOI:10.1086/518122.
  33. How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?. Scientific American: (July 13, 2006). prístup: 2007-05-11.
  34. (1997). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal 482 (1): 420–432. DOI:10.1086/304125.
  35. Flattest Star Ever Seen. ESO: (June 11, 2003). prístup: 2006-10-03.
  36. Fitzpatrick, Richard (February 13, 2006). Introduction to Plasma Physics: A graduate course. The University of Texas at Austin. prístup: 2006-10-04.
  37. Villata, Massimo (1992). "Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 257 (3): 450–454.
  38. A History of the Crab Nebula. ESO: (May 30, 1996). prístup: 2006-10-03.
  39. Seligman, Courtney. Review of Heat Flow Inside Stars. Self-published. prístup: 2007-07-05.
  40. a b Main Sequence Stars. The Astrophysics Spectator: (February 16, 2005). prístup: 2006-10-10.
  41. (2001) The New Cosmos, 5th, New York: Springer, 180–185, 215–216. ISBN 3-540-67877-8.
  42. (1998) Introductory Astronomy & Astrophysics, 4th, Saunders College Publishing. ISBN 0-03-006228-4.
  43. Brainerd, Jerome James (July 6, 2005). X-rays from Stellar Coronas. The Astrophysics Spectator. prístup: 2007-06-21.
  44. Berdyugina, Svetlana V. (2005). Starspots: A Key to the Stellar Dynamo. Living Reviews. prístup: 2007-06-21.
  45. (2004) Stellar Interiors. Springer, 32–33. ISBN 0-387-20089-4.
  46. SCHWARZSCHILD, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 0-691-08044-5.
  47. (2002). "The evolution and explosion of massive stars". Reviews of Modern Physics 74 (4): 1015–1071. DOI:10.1103/RevModPhys.74.1015.
  48. 11,5 days is 0,0315 years.
  49. (2000). "Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 Msun, and from Z=0.0004 to 0.03". Astronomy and Astrophysics Supplement 141 (3): 371–383. DOI:10.1051/aas:2000126.
  50. Woodward, P. R. (1978). "Theoretical models of star formation". Annual review of astronomy and astrophysics 16 (1): 555–584. DOI:10.1146/annurev.aa.16.090178.003011.
  51. SMITH, Michael David (2004). The Origin of Stars. Imperial College Press, 57–68. ISBN 1-86094-501-5.
  52. Seligman, Courtney. Slow Contraction of Protostellar Cloud. Self-published. archivované na [http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm originál z 2008-06-23 prístup: 2006-09-05.
  53. (1996) The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks. Space Telescope Science Institute.
  54. SMITH, Michael David (2004). The origin of stars. Imperial College Press. ISBN 1-86094-501-5.
  55. Megeath, Tom, "Herschel finds a hole in space", ESA, May 11, 2010. z 2010-05-17.
  56. (1979). "Stellar evolution from the zero-age main sequence". Astrophysical Journal Supplement Series 40: 733–791. DOI:10.1086/190603.
  57. (2002). "Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity". The Astrophysical Journal 574 (1): 412–425. DOI:10.1086/340797.
  58. (1977). "Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind". Astronomy and Astrophysics 61 (2): 251–259.
  59. The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun. Royal Greenwich Observatory. prístup: 2006-09-07.
  60. ADAMS, Fred C.; Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve J. M. Red Dwarfs and the End of the Main Sequence. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, 46–49. Retrieved on 2008-06-24.
  61. Main Sequence Lifetime. Swinburne Astronomy Online Encyclopedia of Astronomy. Swinburne University of Technology.
  62. (2001). "Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests". Astronomy & Astrophysics 373 (2): 597–607. DOI:10.1051/0004-6361:20010626.
  63. Mass loss and Evolution. UCL Astrophysics Group: (June 18, 2004). archivované na [http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html originál z 2004-11-22 prístup: 2006-08-26.
  64. (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal 418. DOI:10.1086/173407.
  65. (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386 (1). DOI:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. See alsoPalmer, Jason, "Hope dims that Earth will survive Sun's death", NewScientist.com news service, February 22, 2008. z 2008-03-24.
  66. a b Hinshaw, Gary (August 23, 2006). The Life and Death of Stars. NASA WMAP Mission. prístup: 2006-09-01.
  67. What is a star?. Royal Greenwich Observatory. prístup: 2006-09-07.
  68. a b Introduction to Supernova Remnants. Goddard Space Flight Center: (April 6, 2006). prístup: 2006-07-16.
  69. (2003). "Black-hole formation from stellar collapse". Classical and Quantum Gravity 20 (10): S73–S80. DOI:10.1088/0264-9381/20/10/309.
  70. (1985) Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies. Springer. ISBN 90-277-2046-0.
  71. Most Milky Way Stars Are Single. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics: (January 30, 2006). prístup: 2006-07-16.
  72. What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe?. Royal Greenwich Observatory. prístup: 2006-07-18.
  73. Borenstein, Seth (December 1, 2010). Universe's Star Count Could Triple. CBS News. prístup: 2011-07-14.
  74. 3.99 × 1013 km / (3 × 104 km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 105 years.
  75. (2000). "The local density of matter mapped by Hipparcos". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 313 (2): 209–216. DOI:10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x.
  76. Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic. CNN News: (June 2, 2000). prístup: 2006-07-21.
  77. Loktin, A. V. (September 2006). "Kinematics of stars in the Pleiades open cluster". Astronomy Reports 50 (9): 714–721. DOI:10.1134/S1063772906090058.
  78. Johnson, Hugh M. (1957). "The Kinematics and Evolution of Population I Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 69 (406). DOI:10.1086/127012.
  79. (1999). "The Formation of Star Clusters". American Scientist 86 (3). DOI:10.1511/1998.3.264. z 2006-08-23.
  80. [Cit. 2013-10-07]. Dostupné online.
  81. Coleman, Leslie S. Myths, Legends and Lore. Frosty Drew Observatory. prístup: 2012-06-15.
  82. (1995) Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination. Museum Tusculanum Press. ISBN 87-7289-287-0.
  83. Naming Astronomical Objects. International Astronomical Union (IAU). prístup: 2009-01-30.
  84. Naming Stars. Students for the Exploration and Development of Space (SEDS). prístup: 2009-01-30.
  85. (2009) “Chapter 7: The Moon and Other Celestial Bodies”, Space Law: A Treatise. Ashgate Publishing, Ltd. ISBN 0-7546-4390-5.
  86. Andersen, Johannes. Buying Stars and Star Names. International Astronomical Union. prístup: 2010-06-24.
  87. Magnitude. National Solar Observatory—Sacramento Peak. archivované na [http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html originál z 2008-02-06 prístup: 2006-08-23.
  88. Luminosity of Stars. Australian Telescope Outreach and Education. prístup: 2006-08-13.
  89. Star may be biggest, brightest yet observed. HubbleSite: (January 15, 2004). archivované na [http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm originál z 2007-08-07 prístup: 2006-06-08.
  90. Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397. HubbleSite: (August 17, 2006). prístup: 2006-06-08.

Iné projekty[upraviť | upraviť zdroj]

Zdroje[upraviť | upraviť zdroj]

  • 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.

Externé odkazy[upraviť | upraviť zdroj]