Hviezda

O iných významoch výrazu Hviezda pozri Hviezda (rozlišovacia stránka).

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. Hneď ako 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. Pohybujú sa aj medzi galaxiami.^[5]

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.

1. ↑ BAHCALL, John N.. How the Sun Shines [online]. Nobel Foundation, 2000-06-29, [cit. 2006-08-30]. Dostupné online.
2. ↑ RICHMOND, Michael. Late stages of evolution for low-mass stars [online]. Rochester Institute of Technology, [cit. 2006-08-04]. Dostupné online.
3. ↑ Stellar Evolution & Death [online]. NASA Observatorium, [cit. 2006-06-08]. Dostupné online. Archivované 2008-02-10 z originálu.
4. ↑ IBEN, Icko, Jr.. Single and binary star evolution. Astrophysical Journal Supplement Series, 1991, s. 55 – 114. DOI: 10.1086/191565.
5. ↑ Gaia spots stars flying between galaxies [online]. ras.ac.uk, [cit. 2018-10-04]. Dostupné online.