Změny

Skočit na navigaci Skočit na vyhledávání
Odebrány 2 bajty ,  před 3 lety
oprava chyby
Vyobrazení Slunce, hvězdy [[Hlavní posloupnost|hlavní posloupnosti]] typu G, v nepravých barvách
]]
'''Hvězda''' nebo zastarale '''stálice''' je [[Plazma|plazmové]] ([[plyn]]né), přibližně [[Koule|kulovité]] těleso ve [[vesmír]]u, které má vlastní zdroj viditelného [[záření]], drží ho pohromadě jeho vlastní [[gravitace]] a nemá [[hmotnost]] 0,08 až 300 [[Sluneční hmotnost|hmotností Slunce]]. Ve hvězdách je soustředěna většina viditelné [[Hmota|hmoty]] vesmíru. Nejbližší hvězdou k [[Země|Zemi]] je [[Slunce]], které je zdrojem většiny energie naší planety. Při vhodných [[Atmosféra|atmosférických]] podmínkách jsou v [[noc]]i ze Země viditelné i jiné hvězdy. Kvůli obrovským vzdálenostem vypadají jako množství nehybných, více či méně blikajících světelných [[bod]]ů.
 
Pod pojmem hvězda se ve starém chápání myslel téměř každý objekt na noční obloze jako [[planeta]], [[kometa]] atd. kromě [[Měsíc]]e. V užším [[Astronomie|astronomickém]] významu jsou hvězdy ty kosmické kulovité objekty, které mají vlastní zdroj viditelného záření. Během velké části své existence, přeneseně zvané „život“, je zdrojem tohoto záření hvězd [[termonukleární fúze]] [[vodík]]u na [[helium]] v jádru hvězdy. Ta uvolňuje energii, která prochází vnitřkem hvězdy a je vyzářena do vnějšího prostoru. Poté, jako hvězda co vyčerpala zásoby vodíku, pokud je dost hmotná, vznikají ve hvězdě [[Chemický prvek|chemické prvky]] těžší než helium. Před koncem života mohou hvězdy obsahovat [[Degenerovaný plyn|degenerovanou hmotu]]. Astronomové zjišťují hmotnost, věk, [[Metalicita|metalicitu]] (chemické složení) a mnohé další vlastnosti pomocí pozorování [[Mechanický pohyb|pohybu]] hvězdy vesmírem, [[svítivost]]i a analýzou jejího záření. Graf porovnávající teplotu hvězd s jejich svítivostí, známý jako [[Hertzsprungův-Russellův diagram]], umožňuje zjistit věk a stav vývoje hvězdy.

Navigační menu