Vznik hvězd

Vznik hvězd je proces, který pokračuje až do současnosti. Důkazem pro toto tvrzení jsou nejmladší hvězdy, typu O, B a T Tauri, v otevřených hvězdokupách nebo hvězdných asociacích, pozorovaných v 60. letech 20. století V. A. Ambarcumjanem.
V současnosti máme teorii pro vznik hvězd o průměrných hmotnostech, jako je například naše Slunce, vznik velmi hmotných hvězd je zatím oblastí výzkumu.

Historie

Prvními pozorovanými proměnnými hvězdami byly novy a supernovy. Jsou dochovány záznamy o supernovách z dob několik století p. k. z různých konců světa o jasném úkazu na obloze, který zářil po několik týdnů až měsíců.

Kromě nov, byly všechny hvězdy považovány za stabilní až do 17. stol., kdy byly pozorovány první neeruptivní proměnné hvězdy. Nejvíce popsanou byl pulsující rudý obr o [:omikron:] Ceti(Krásná Mira) s jeho ~330 dne velkou periodou proměn. Objevení a zmizení Miry bylo zaznamenáno D. Fabriciusem r. 1596 ( Fabricius, David (1564-1617) ), ale celý úkaz byl považován za novu.

Základní charakteristiky hvězd

Základní charakteristiky hvězd lze rozdělit do dvou základních skupin – na vnitřní a vnější parametry. Vnější charakteristiky dělíme na relativní (vzdálenost a hvězdná velikost), protože závisí na poloze pozorovatele, a absolutní.
Vnitřní charakteristiky jsou pouze dvě, a to centrální teplota a tlak.
Vnějších charakteristik je mnohem více a zde si je uvedeme v historickém pořadí, podle toho, jak docházelo k jejich využití.
Začneme tedy hvězdnou velikostí a přes modul vzdálenosti (rozdíl pozorované a absolutní hvězdné velikosti m – M, ze které lze zjistit skutečnou vzdálenost objektu pomocí Pogsonovy rovnice) se podíváme na vzdálenost. S efektivní teplotou jsou spojené spektra hvězd a spektrální třídy, které nejsou podle abecedy, protože byly seřazeny podle efektivní teploty hvězd. Ze zářivého výkonu a efektivní teploty lze odvodit poloměr hvězdy. Zcela na závěr se dostaneme ke hmotnosti, nejdůležitější charakteristice hvězdy, neboť předurčuje stavbu a vývoj hvězd. Zjišťujeme ji na základě gravitačních účinků na druhé hvězdy (3. Keplerův zákon), příp. na fotony.

Rozpětí základních charakteristik

Vzdálenost

Délka je jedna ze základních fyzikálních veličin. Udává vzdálenosti mezi dvěma body v prostoru.
Základní jednotkou je metr, zkratka m.
V astronomii se používají jednotky vedlejší nebo speciální – astronomická jednotka (AU), světelný rok (ly) a parsek (pc).

• astronomická jednotka, značka AU
  průměrná vzdálenost Země od Slunce,
  1 AU = 149 597 870 691 ± 30 m.
  
  
• světelný rok, značka ly
  označuje vzdálenost, kterou urazí elektromagnetické vlnění ve vakuu za jeden juliánský rok,
  1 ly = 9 460 730 472 580 800 m ≈ 9,46. 10¹² km.
  
  
• parsek (paralaktická sekunda), značka pc
  vzdálenost, ze které by poloměr oběžné dráhy Země byl kolmo k zornému paprsku vidět pod úhlem 1",
  1 pc = 30,9. 10¹² km = 3,27 ly
  
  

Pro měření vzdálenosti hvězd můžeme použít několik metod:

• úhloměrná
  měření paralaxy (denní, roční) – Java applet

  (1)

  Trigonometrická metoda pro určování vzdálenosti hvězd Zdroj: astrokurz.wz.cz

  
  
• fotometrická
  přes modul vzdálenosti – rozdíl relativní a absolutní hvězdné velikosti m-M

  (2)

  
  
  
• spektroskopická
  na rozdíl od předchozích metod se nepoužívá pro měření vzdáleností jednotlivých hvězd, ale pro určování vzdáleností galaxií

  (3)

Seznam nejbližších hvězd