Hvězda
Hvězda je kosmický objekt takové hmotnosti, že v něm vzplanula termonukleární reakce. Hvězdy mají téměř kulovitý tvar (musíme dbát i na odstředivou sílu, která vzniká samotnou rotací hvězdy), ve kterém je udržuje gravitace. Hvězdy představují dominantní složku svítící hmoty ve vesmíru. Gravitačně jsou vázány v galaxiích. Jedna galaxie jich čítá kolem 100 miliard. Silnější vazby se vyskytují v hvězdných asociacích nebo hvězdokupách (vždy ovšem v rámci galaxie).
Zemi nejbližší hvězda je Slunce, vzdálená přibližně 8 světelných minut (1 astronomická jednotka, tedy střední vzdálenost Země od Slunce, což je 149.597.870.700 m - skoro 150 milionů km).
Většina fyzikálních veličin se u hvězd vyjadřuje v jednotkách vztažených ke Slunci. Takové jednotky se označují astronomickým symbolem Slunce, např. M_\odot (hmotnost) nebo velkým S na místě dolního indexu.
- Nejdůležitějším parametrem je hmotnost (značka M, rozměr kg). Hmotnostní rozmezí hvězd je od 0,08 MS do cca 150 MS. Podle tohoto parametru lze mimo jiné zjistit délka života hvězdy. Viz Seznam nejtěžších hvězd
- Hvězdná velikost, též relativní hvězdná velikost či magnituda (značka mag či m) - Nejedná se o velikost v pravém slova smyslu. Je to spíše jakási jasnost na obloze. Viz Seznam nejjasnějších hvězd.
- Absolutní hvězdná velikost, též absolutní magnituda (značka M) - Není závislá na vzdálenosti od Země (na rozdíl od relativní magnitudy). Je to magnituda, pozorovatelná 10 pc od hvězdy.
- Zářivý výkon, někdy nesprávně „svítivost“ (značka L, rozměr W), obvykle v jednotkách LS (LS=4×1026 W); viz Seznam nejzářivějších hvězd
- Povrchová teplota (značka T, jednotka K). S ní souvisí dominantní barva vyzařovaného světla. Viz Spektrální typ
- Vzdálenost (značka většinou r, jednotka ly nebo pc). Někdy se uvádí místo vzdálenosti paralaxa (značka π, jednotka 0,001").
Vznik hvězdy
Hvězdy vznikají z oblaků mezihvězdné hmoty. Na počátku je nehomogenita (zhuštění), která se začne vlivem gravitace smršťovat. Pro vznik hvězd jsou důležité procesy, které mohou způsobit náhlé zhuštění látky, například blízký výbuch supernovy. Rodící se hvězda se smršťuje do stále menšího objemu a v jádře narůstá tlak a teplota. Pokud má objekt dostatečnou hmotnost, dojde k zapálení termonukleární reakce a hvězda se dostane do nejdelší části svého života, kdy se v jejím jádře uvolňuje energie syntézou vodíku na helium. Hvězda se ocitne na hlavní posloupnosti, nastává rovnováha mezi gravitací a tlakem plazmatu ohřívaného jadernou reakcí.
V mlhovinách vznikají tím způsobem, že začnou postupně k sobě rychleji a rychleji shromažďovat plyn a prach. Jejich gravitace a hmotnost postupně roste. Tím se také zahřívají a až postupně dosáhnou teploty něco přes 10 miliónů stupňů, vodíkové atomy se začnou spojovat a tvořit jádra helia. Zažehne se fúze mezi vodíkem a heliem. K tomu dojde, pokud má protohvězda větší hmotnost než přibližně desetinu hmotnosti Slunce. Ty s menší hmotností pomalu chladnou a stávají se z nich tělesa podobná Jupiteru (ten má pouze 0,1 % hmotnosti Slunce). Těm se někdy říká hnědí trpaslíci.
Při nukleární reakci se střetávají dvě síly. Gravitační a tlak teplem uvolněné energie. Pokud tyto dvě síly nejsou v rovnováze tak se hvězda smršťuje, protože má větší gravitaci. Až nastane rovnováha obou sil, hvězda je stabilní (hvězdám z mlhoviny v Orionu to trvá cca 300 000 let, což je z astronomického hlediska téměř hned).
Život hvězd
Astronomové termín „vývoj“ používají ve smyslu, jak se určitá hvězda mění během jejího jediného života. Velikost, vnější vzhled (svítivost, barva, teplota) a doba, po kterou může díky nukleárním reakcím zářit, závisí především na jediné veličině: její hmotnosti. Masivní hvězdy mají krátký, zato hvězdy s malou hmotnosti dlouhý život, protože velké své palivo rychle spálí, ale malé ho spalují daleko pomaleji.
Přeměna vodíku v helium je proces, při kterém se relativně malé množství hmoty přeměňuje na čistou energii. Tímto způsobem získávají energii hvězdy v 1. fázi nukleárních reakcí. Ne všechny však pokračují do dalších fází (kde se vodík mění na hélium proton-protonovým cyklem, následně hélium na uhlík tři alfa reakcí, uhlík s héliem na kyslík, kyslík na neon, neon na hořčík, hořčík na křemík a křemík na železo). Slunce nemůže vytvořit nic zajímavějšího, než uhlík. Kolik času stráví hvězda na hlavní posloupnosti, závisí na její hmotnosti. Hvězdy s hmotností asi desetiny Slunce mohou setrvat spalováním paliva až stovky miliard let. Slunce má polovinu své existence v této oblasti za sebou – tzn. že hvězdy jeho velikosti zde setrvávají celkem 10 miliard let. Oproti tomu hvězda 25× těžší než Slunce setrvává na hlavní posloupnosti jen cca 3 milióny let.
Zánik hvězd
Po spotřebování značné části vodíku v jádře se rovnováha poruší a hvězda se začne opět smršťovat a teplota a tlak dále rostou. Další osud hvězdy závisí na její hmotnosti. U málo hmotných hvězd jako červení trpaslíci k zahájení další reakce nedojde a hvězda po až stovky miliard let dlouhém životě bude ještě další miliardy let chladnout. U hmotnějších hvězd smršťování pokračuje, až se zapálí další stupeň termojaderné reakce slučující helium na uhlík. Energie uvolněná reakcí způsobí značné rozepnutí vnějších slupek a z hvězdy se stane rudý obr. Až se takto rozepne naše Slunce, jeho povrch bude dál, než oběžná dráha Venuše. Poněkud diskutabilní zde však je, co je považováno za jeho povrch, neboť hustota okrajových vrstev hvězdy bude mít hustotu nižší než vzduch.
U hvězd střední hmotnosti, srovnatelné s hmotou Slunce, se pak obálka rozepne do okolí a vytvoří planetární mlhovinu. Jádro s hmotností do 1,4–2× Slunce se zhroutí v tzv. bílého trpaslíka, kde tlak gravitace vyrovnává tlak degenerovaného elektronového plynu. (Čistě kvantový efekt, založený na Pauliho principu případně Fermi-Diracově rozdělení). U zbytku s hmotností větší než Chandrasekharova mez tlak elektronového plynu nestačí vyrovnat gravitaci a nastává další hroucení vedoucí k výbuchu supernovy typu I. Ze zbytku se stane neutronová hvězda (rychle rotující neutronové hvězdy lze ve vesmíru detekovat; říká se jim pulsary). U velmi hmotných hvězd proběhnou ještě další jaderné reakce, život hvězdy končí výbuchem supernovy typu II a z jádra zbude buď neutronová hvězda, nebo černá díra.
Struktura hvězdy
Hvězdy hlavní posloupnosti mají typickou strukturu:
- Jádro – v jádře hvězdy probíhá termonukleární syntéza vodíku na hélium.
- Vrstva v zářivé rovnováze (zářivá zóna) – jádro obklopuje vrstva v zářivé rovnováze, která tvoří velkou část hvězdy. Energie fotonů produkovaných jádrem se touto vrstvou šíří rekombinačními procesy (foton je zachycen a znovu vyzářen v náhodném směru).
- Konvektivní vrstva (vrstva proudění) – nachází se pod povrchem hvězdy a tvoří asi jednu třetinu jejího objemu. V této vrstvě se energie přenáší prouděním pomocí vzestupných a sestupných proudů (tzv. granulace).
Hvězdná atmosféra se skládá z těchto vrstev (směrem od povrchu):
- Fotosféra – povrch hvězdy. Jsou zde viditelné vrcholky vzestupných a sestupných proudů z konvektivní vrstvy (tzv. granulace).
- Chromosféra - vnější vrstva atmosféry. Je zde inverzní chod teploty.
- Koróna – nejsvrchnější a nejřidší vrstva hvězdy.
Až do fotosféry teplota hvězdy směrem od jádra k povrchu klesá. V dalších vrstvách opět stoupá. Příčiny tohoto jevu nejsou dosud plně objasněny.