Charakteristiky hvězd



Hvězdy jsou, podobně jako naše Slunce, obrovské plynné koule s vlastními zdroji záření. Na obloze se však jeví jako svítící body, neboť jsou od nás velmi vzdálené.


Informace o hvězdách získáváme studiem jejich záření.

Některé druhy těchto informací jsou uvedeny zde:
Pro vyjádření vzdáleností hvězd se v astrofyzice používá jednotka parsek (pc), která souvisí s trigonometrickým měřením vzdáleností. Základem je určení roční paralaxy  hvězdy, tj. úhlu, pod kterým bychom z hvězdy viděli velkou poloosu trajektorie Země, postavenou kolmo na směr zorného paprsku. Jednotka parsek je definována jako vzdálenost, z nichž bychom velkou poloosu trajektorie Země viděli pod úhlem 1. Paralaxy všech hvězd jsou menší než 1. Nejbližší hvězda Proxima Centauri má paralaxu 0,763, její vzdálenost je tedy asi 1.3 pc (parseku). Pro větší názornost se také používá délková jednotka nazvaná světelný rok. Je to vzdálenost, kterou urazí světlo ve vakuu za jeden rok.
Hmotnosti hvězd  Hmotnost kosmického tělesa můžeme snadno určit tehdy,
pozorujeme-li pohyb jiného tělesa v jeho gravitačním poli. Na základě pohybu planet v gravitačním poli Slunce byla určena hmotnost Slunce. m1,99 *1030 kg.
Zářivé výkony a povrchové teploty hvězd  Zářivý výkon L je jednou ze základních charakteristik hvězd. Je definováno jako celkový výkon záření, vysílaný celým povrchem hvězdy do prostoru.
U většiny hvězd není možné stanovit poloměry na základě úhlových měření, neboť se jeví jen jako svítící body, proto se pro stanovení poloměrů používá nepřímých metod. Jen u několika velkých a poměrně blízkých hvězd byly poloměry změřeny pomocí interferometrů.
K charakteristice hvězdy patří také její střední hustota. Střední hustota Slunce
je 1410 kgm-3. U Slunce i u všech ostatních hvězd roste teplota i hustota směrem ke středu hvězdy. Hustota v nitru Slunce je asi 130*103 kgm-3 teplota asi 19*106 K a tlak dosahuje hodnoty asi 4*1010 Pa. Hmotnosti hvězd se od hmotnosti Slunce příliš neliší.
Spektra hvězd  Jedním z hlavních zdrojů informací nejen o hvězdách, ale i o ostatních kosmických objektech, jsou jejich spektra. Spektrum kosmických objektů se z pravidla skládá ze spojitého spektra, na jehož pozadí jsou absorpční nebo emisní čáry. Ze spektra můžeme určit např.: Efektivní povrchovou teplotu hvězdy, ale mnohem důležitější informace získáváme ze spektrálních čar. Můžeme z nich např. určit chemické složení atmosféry hvězdy, hustotu této hvězdy, její teplotu, magnetické pole hvězdy a rotaci hvězdy. Z posunutí spektrálních čar k červenému nebo fialovému okraji spektra můžeme aplikací Dopplerova jevu zjistit, jako rychlostí se od nás hvězda vzdaluje nebo jakou rychlostí se k nám přibližuje. Spektrum záření vysílaného hvězdou závisí do značné míry na její povrchové teplotě. Historicky vznikla klasifikace hvězd do spektrálních tříd, označovaných písmeny O, B, A, F, G, K, M, podle klesající povrchové teploty. (od více než 20 000K u hvězdy třídy O, po asi 2 000K u hvězd třídy M) Naše Slunce má spektrální třídu G.