Hvězdy

Hvězdy jsou základními stavebními kameny vesmíru … udává se, že v naší galaxii (Mléčné dráze) je 95% viditelné hmoty ukryto ve hvězdách a jen zbylých 5% připadá na mlhoviny a ostatní objekty. Hvězdu lze z fyzikálního hlediska v prvním přiblížení popsat jako rozžhavenou plynnou kouli. Jejím základním znakem je, že funguje coby zdroj energie. Při podrobnějším zkoumání pak bylo stanoveno i daleko přesnější kritérium, jak posoudit, zda pozorovaný objekt je hvězdou (a nikoli třeba planetou), a to její hmotnost.

Typická hvězda je složena především z vodíku. Ten se v jádru během tzv. termonukleární reakce mění na helium za vzniku obrovského množství energie. Intenzita záření, které z hvězdy na zemi dopadá, závisí především na dvou faktorech, vlastním zářivém výkonu hvězdy a její vzdálenosti. Neplatí tedy, že jasnější hvězda na obloze by nutně musela být výkonnější. Klasickým příkladem je hvězda Sirius, nejjasnější hvězda oblohy, která své prvenství získala jen díky své blízkosti ke Slunci, zatímco její svítivost není nijak extrémní.

Dalším faktorem určujícím fyzikální podstatu hvězdy je její povrchová teplota projevující se barvou světla, kterou pozorujeme. Teploty hvězd se pohybují mezi 4000°C (hvězdy červené) a 10000°C (hvězdy zbarvené domodra). Tyto teploty však zdaleka neodpovídají poměrům v nitrech hvězd - tam teploty dosahují miliónů °C.

Schema termonukleární reakce ve hvězdě

Velikosti hvězd se také velmi výrazně liší a k jejich porovnání používáme jako měřítka především velikost našeho Slunce. Je třeba nezapomínat, že Slunce není nic jiného než jednou z hvězd. Slunce se svým průměrem něco přes milion kilometrů je hvězdou lehce nadprůměrnou a diagram ukazuje, že některé pozorované hvězdy mají průměr i stokrát větší, jiné se svou velikostí naopak blíží až naší Zemi, tudíž jsou i stokrát menší. V každém případě však, díky nepředstavitelné vzdálenosti, ve které se hvězdy nacházejí, nikdy neuvidíme přímo jejich povrch. I v nejsilnějším dalekohledu se bude hvězda jevit vždy jen jako zářící bod.