Hvězda

Průřez hvězdou typu rudého obra

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).

Charakteristické veličiny

Většina fyzikálních veličin se u hvězd vyjadřuje v jednotkách vztažených ke Slunci.Nejteplejší jsou hvězdy oranžovo žluté.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 M_S do cca 150 M_S. 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 L_S (L_S=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").

Život hvězdy

Hlavní článek: Hertzsprung-Russelův diagram

Vznik hvězdy

Hlavní článek: Mlhovinová hypotéza

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).

Umělecká představa černé díry

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 stovky miliard let dlouhém životě bude ještě miliardy let chladnout. U hmotnějších hvězd smršťování pokračuje, až se zapálí další stupeň termojaderné reakce spalující 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.

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.

Červení obři a bílí trpaslíci

Dokud hvězda mění ve svém jádře vodík na helium, nemění se její vnější vzhled. Když však spalování končí, její vzhled se mění dramaticky, a to tak, že se její vnější vrstvy vzdouvají a expandují. Jádro se smršťuje a zahřívá, až započne spalování helia. Protože je hvězda větší má i větší povrch, kterým může unikat teplo z jejího nitra. Tzn. že z hvězdy se uvolňuje tepla více, ale z jednoho čtverečního metru méně. Povrch tedy chladne, přestože jádro se zahřálo a svítivost vzrostla.

Po čase pro všechny hvězdy podobné Slunci nukleární reakce končí. Hvězda rozfoukne své vnější vrstvy. Jádro se zhroutí a pak se stabilizuje jako hrouda pevného materiálu. Zpočátku je velmi horké díky dostatku tepla z bývalé hvězdné slávy a také díky teplu vzniklému během závěrečného kolapsu, je však malé asi tak jako země. Toto obnažené jádro červeného obra se označuje jako bílý trpaslík. Mohou mít hmotnost od 0,1 1,4 Sluncí. Jeden cm³ má tak hmotnost cca 1 tunu (tj. miliónkrát větší, než je hustota vody).

Supernovy

Naštěstí jsou i větší hvězdy, které končí událostmi, které mají klíčovou úlohu pro výrobu těžkých prvků. Jinak by totiž nemusely vzniknout planety, a tudíž život také ne. Hvězdy začínající s více než osminásobkem hmotnosti Slunce vzplanou jako supernovy. A jejich rozptýlená látka se i s těžkými prvky stane součástí hvězdných těl další generace hvězd, které podobně jako znovuzrozený Fénix povstanou z popelu hvězd zaniklých. Supernov je několik typů. Řadí se podle vytryskovaných chemických prvků objevujících se v jejich spektru. Výbuchy jsou doprovázeny extrémními teplotami.

Hypernovy

Je teoreticky předpokládaný typ supernovy vznikající kolapsem na konci životního cyklu výjimečně velké hvězdy. V hypernově se jádro hvězdy hroutí přímo do černé díry a z pólů její rotace vytrysknou dva extrémně energetické proudy plazmy dosahující takřka rychlosti světla. Tyto výtrysky emitují intenzívní gama záření a spekuluje se o tom, že právě ony způsobují gama záblesky. Nová data z pozorování gama záblesků v posledních letech významně přispěla k našemu chápání těchto událostí.

Vývoj

Hlavní článek: Vývoj 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.

Hlavní posloupnost

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.

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.

Pozorování hvězd

Nejbližší hvězda spektrální třídy G2 – Slunce.

Hvězdy (kromě Slunce) na noční obloze vidíme jako zářivé body s různou jasností či zabarvením. Jasnost hvězd rozlišujeme jako její hvězdnou velikost či magnitudu a pouhým okem vidíme hvězdy do 5 či 6 hvězdné velikosti. Těchto hvězd je pouhým okem vidět asi 10 000 a jsou do vzdálenosti asi 800 světelných let. I přesto, že se hovoří o velikosti, jde pouze o její jasnost, neboť skutečné rozměry hvězd můžeme pozorovat jen zřídka a to pomocí dalekohledů (např. Betelgeuze).

Barva hvězdy vypovídá o její teplotě, ale často je její odstín způsoben nějakým optickým klamem (atmosféra Země, lidské oko, barevná vada čočky). Stejně tak i poblikávání hvězd může být způsobeno jen chvěním vzduchu, ale také se může jednat o proměnné hvězdy či zákrytové dvojhvězdy jejichž jasnost se s časem mění.

Zdá se, že se hvězdy na obloze vůbec nepohybují, proto také dostaly český název stálice. Ovšem není to pravda a vzhledem k jiným pomalým dějům, které ve vesmíru probíhají, se hvězdy pohybují poměrně rychle. Relativně nejrychleji (vůči Zemi) se mezi ostatními po nebeské sféře pohybuje Barnardova šipka, která za rok urazí 10,3 úhlové minuty. Není však viditelná okem bez dalekohledu.

Hvězdy na nebeské sféře můžeme spojovat v souhvězdí, přestože nemají nic společného, jen to, že jsou na obloze blízko u sebe (vedle sebe se však promítají pouze pozorováním ze Země, ve skutečnosti však mohou být od sebe stovky světelných let vzdáleny).

Názvy hvězd

Jen několik stovek hvězd má své historické jméno, ostatní nesou pouze označení či číslo.

Pojmenované jsou ty nejsvítivější nebo jinak zajímavé hvězdy a většinou nesou arabské názvy. Nezávisle na těchto jménech mají hvězdy i označení skládající se z řeckého písmene a zkratky názvu souhvězdí, ve kterém se nachází. Toto značení zavedl roku 1603 Johanes Bayer a užívá se dodnes.

Jen několik hvězd nese jména lidí. Například Barnardova šipka či Sualocin a Rotanev (α a β Delfína které přečtené pozpátku dají jméno Nicolaus Venator, tedy latinskou podobu jména asistenta astronoma Giuseppe Piazziho.

Klasifikace hvězd

• Spektrální klasifikace – třídění podle spektra
• HR diagram – rozlišuje posloupnosti hvězd v grafu závislosti teploty hvězdy na její svítivosti či absolutní magnitudě

Druhy hvězd

• hvězda hlavní posloupnosti
• červený trpaslík
• bílý trpaslík
• černý trpaslík
• hnědý trpaslík
• S-hvězdy
• obr
• nadobr
• veleobr
• neutronová hvězda
• hyperonová hvězda
• proměnná hvězda (cefeida)
• dvojhvězda (hvězdné systémy)

Související články

Obrázky, zvuky či videa k tématu hvězda na Wikimedia Commons

• Seznam nejbližších hvězd
• Seznam nejbližších jasných hvězd

Externí odkazy

• Zdeněk Mikulášek, Jiří Krtička: Základy fyziky hvězd astro.physics.muni.cz, 2005