Zobrazení zdroje stránky Hvězda

{{Různé významy|tento=astronomickém objektu}}

[[Soubor:Starsinthesky.jpg|náhled|Oblast vzniku nových hvězd ve [[Velký Magellanův oblak|Velkém Magellanově mračnu]] (obr. [[NASA]]/[[Evropská kosmická agentura|ESA]])]]
[[Soubor:Stavba hvězd.jpg|náhled|Průřez hvězdou typu [[Červený obr|rudého obra]]]]
[[Soubor:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|náhled|Vyobrazení Slunce, hvězdy [[hlavní posloupnost]]i typu G, v nepravých barvách]]
'''Hvězda''' nebo zastarale '''[[stálice]]''' je [[Plazma|plazmové]] ([[plyn]]né), přibližně [[Koule|kulovité]] těleso ve [[vesmír]]u, které má vlastní zdroj viditelného [[záření]], drží ho pohromadě jeho vlastní [[gravitace]] a má [[hmotnost]] 0,08 až 300 [[Sluneční hmotnost|hmotností Slunce]]. Ve hvězdách je soustředěna většina viditelné [[Hmota|hmoty]] vesmíru. Nejbližší hvězdou k [[Země|Zemi]] je [[Slunce]], které je zdrojem většiny energie naší planety. Při vhodných [[Atmosféra|atmosférických]] podmínkách jsou v [[noc]]i ze Země viditelné i jiné hvězdy. Kvůli obrovským vzdálenostem vypadají jako množství nehybných, více či méně blikajících světelných [[bod]]ů.

Pod pojmem hvězda se ve starém chápání myslel téměř každý objekt na noční obloze jako [[planeta]], [[kometa]] atd. kromě [[Měsíc]]e. V užším [[Astronomie|astronomickém]] významu jsou hvězdy kosmické kulovité objekty, které mají vlastní zdroj viditelného záření. Během velké části své existence, přeneseně zvané „život“, je zdrojem tohoto záření hvězd [[termonukleární fúze]] [[vodík]]u na [[helium]] v jádru hvězdy. Ta uvolňuje energii, která prochází vnitřkem hvězdy a je vyzářena do vnějšího prostoru. Poté, je-li hvězda, která vyčerpala zásoby vodíku, dostatečně hmotná, vznikají ve hvězdě [[Chemický prvek|chemické prvky]] těžší než helium. Před koncem života mohou hvězdy obsahovat [[Degenerovaný plyn|degenerovanou hmotu]]. Astronomové zjišťují hmotnost, věk, [[Metalicita|metalicitu]] (chemické složení) a mnohé další vlastnosti pomocí pozorování [[Mechanický pohyb|pohybu]] hvězdy vesmírem, [[svítivost]]i a analýzou jejího záření. Graf porovnávající teplotu hvězd s jejich svítivostí, známý jako [[Hertzsprungův–Russellův diagram]], umožňuje zjistit věk a stav vývoje hvězdy.

Hvězda začíná jako [[Gravitační kolaps|kolabující]] mrak materiálu složený hlavně z vodíku, hélia a stopových množství těžších prvků. Jakmile dosáhne jádro hvězdy dostatečné [[Hustota|hustoty]], vodík se začne termonukleární fúzí přeměňovat na helium a vyzařovat energii.<ref name="sunshine">{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = Bahcall
 | jméno = John N.
 | datum vydání = June 29, 2000
 | url = http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html
 | titul = How the Sun Shines
 | vydavatel = Nobel Foundation
 | datum přístupu = 2006-08-30
}}</ref> Přenos energie směrem od jádra k povrchu hvězdy je kombinací procesů záření a [[Šíření tepla prouděním|konvekce]]. Takto vzniklý vnitřní [[tlak]] zabraňuje tomu, aby hvězda zkolabovala pod vlastní gravitací. Hvězdy s hmotností větší než 0,4 hmotnosti Slunce<ref name="late stages">{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = Richmond
 | jméno = Michael
 | url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html
 | titul = Late stages of evolution for low-mass stars
 | vydavatel = Rochester Institute of Technology
 | datum přístupu = 2006-08-04
}}</ref> po vyčerpání vodíku v jádře expandují a stávají se [[Červený obr|červeným obrem]]. V některých případech vznikají fúzí těžší prvky. Pak se hvězda vyvine do degenerovaného stavu, kdy je část její hmoty rozptýlena do prostoru jako [[Mezihvězdné prostředí|mezihvězdná hmota]], z níž později vznikne nová generace hvězd s vyšším podílem těžších prvků.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | url archivu = http://web.archive.org/web/20080210154901/http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html
 | titul = Stellar Evolution & Death
 | vydavatel = NASA Observatorium
 | datum přístupu = 2006-06-08
}}</ref> Jádro hvězdy se změní, v závislosti na její původní hmotnosti, na [[Bílý trpaslík|bílého trpaslíka]], [[Neutronová hvězda|neutronovou hvězdu]] nebo [[Černá díra|černou díru]].

Systémy, které se skládají ze dvou či více gravitačně svázaných hvězd, jsou označovány jako [[Dvojhvězda|dvounásobné]], respektive [[Vícenásobná hvězda|vícenásobné]]. Pokud obíhají příliš blízko sebe, jejich vzájemné gravitační působení může výrazně ovlivnit jejich vývoj.<ref name="iben">{{cite journal
 | last = Iben | first = Icko, Jr.
 | title=Single and binary star evolution
 | journal=Astrophysical Journal Supplement Series
 | year=1991 | volume=76 | pages=55–114
 | bibcode=1991ApJS...76...55I
 | doi=10.1086/191565 | issn=0067-0049}}</ref> Hvězdy tvoří část mnohem větších gravitačních struktur jako jsou [[Hvězdokupa|hvězdokupy]] nebo [[galaxie]].

Hvězdy se na noční obloze vůči sobě navzájem zdánlivě nepohybují, proto se v minulosti nazývaly ''stálice'' na rozdíl od ''bludic'' (planet). Ve skutečnosti se ve vesmíru pohybují obrovskou [[rychlost]]í až několik set kilometrů za sekundu, ale vzhledem k jejich obrovské vzdálenosti se [[pouhým okem]] pozorovatelné změny v polohách hvězd projeví až po staletích či dokonce tisíciletích. Na obloze hvězdy utvářejí (někdy velmi) výrazné konfigurace, které v důsledku této zdánlivé nehybnosti přetrvávají „beze změny" po mnoho lidských generací. Starověcí astronomové sdružili takové hvězdy do obrazců tvořících základy [[souhvězdí]] a [[Asterismus (astronomie)|asterismů]]. Astronomové také pojmenovali [[Seznam tradičních názvů hvězd|nejjasnější hvězdy]] a vytvořili rozsáhlé [[Astronomický katalog|katalogy hvězd]].

Hvězdy patří mezi nejpočetnější a nejsnáze, i bez optických přístrojů pozorovatelné vesmírné objekty. Většinu ostatních těles ve vesmíru vidíme jen proto, že [[Oslnění|odrážejí]] světlo hvězd (např. planety), nebo jsou buzeny ke svému záření zářením hvězd (např. [[Emisní mlhovina|emisní mlhoviny]]). Hvězdy jsou nejspíše v naprosté většině centry [[Planetární soustava|planetárních soustav]].<ref name="NASA">{{Citace elektronické monografie
 | titul = NASA Reveals Mysteries of 'Interstellar' Space
 | url = http://www.nasa.gov/content/nasa-reveals-mysteries-of-interstellar-space/#.VGHFGvnF_h5
 | datum vydání = 2014-10-31
 | datum aktualizace = 
 | datum přístupu = 2014-11-11
 | vydavatel = [[NASA]]
 | jazyk = anglicky
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20141111101456/http://www.nasa.gov/content/nasa-reveals-mysteries-of-interstellar-space/#.VGHFGvnF_h5
 | datum archivace = 2014-11-11
 | nedostupné = ano
 }}</ref>

Odvětví astronomie zabývající se hvězdami se nazývá [[stelární astronomie]].

== Používané jednotky měření ==
I když se fyzikální vlastnosti hvězd dají vyjádřit v jednotkách [[Soustava SI|SI]] nebo [[Soustava CGS|CGS]], mnohem častěji se při udávání hmotnosti, svítivosti a poloměru používají solární jednotky, založené na vlastnostech k Zemi nejbližší hvězdy – [[Slunce]], které je od Země vzdáleno přibližně 150 milionů km. Takové jednotky se označují značkou veličiny s astronomickým symbolem Slunce nebo velkým S v dolním indexu, například ''M''<sub>⊙</sub> nebo ''M''<sub>S</sub> pro hmotnost Slunce.

* Nejdůležitějším parametrem je '''[[hmotnost]]''' (značka ''M'', jednotka [[kilogram|kg]]). Hmotnostní rozmezí hvězd je od 0,08&nbsp;''M''<sub>⊙</sub> do cca 150&nbsp;''M''<sub>⊙</sub>. Podle tohoto parametru lze mimo jiné zjistit délku života hvězdy. Viz [[Seznam nejtěžších hvězd]]. [[Hmotnost Slunce]]: ''M''<sub>⊙</sub> = {{nowrap|1,9891×10<sup>30</sup> kg}}.<ref name="constants">{{cite journal
 | last1=Sackmann | first1=I.-J. | last2=Boothroyd | first2=A. I.
 | title=Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars
 | journal=The Astrophysical Journal | year=2003 | volume=583
 | issue=2 | pages=1024–1039 | bibcode=2003ApJ...583.1024S
 | doi=10.1086/345408 |arxiv = astro-ph/0210128 }}</ref>
* '''[[Hvězdná velikost]]''', též relativní hvězdná velikost či magnituda (značka mag či <sup>m</sup>) – Vyjadřuje jasnost na obloze (tedy nikoli velikost v pravém slova smyslu). 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&nbsp;pc od hvězdy.
* '''[[Zářivý výkon]]''', někdy nesprávně „svítivost“ (značka ''L'', jednotka [[watt|W]]), obvykle v jednotkách ''L''<sub>⊙</sub> = {{nowrap|3,827×10<sup>26</sup> W}};<ref name="constants" /> viz [[Seznam nejzářivějších hvězd]].
* '''Povrchová [[teplota]]''' (značka ''T'', jednotka [[kelvin|K]]). Na ní závisí dominantní barva vyzařovaného světla, a tedy [[spektrální klasifikace]] hvězdy.
* '''[[Vzdálenost]]''' (značka většinou r, jednotka [[světelný rok|ly]] nebo [[Parsek|pc]]). Někdy se uvádí místo vzdálenosti roční [[Paralaxa (astronomie)|paralaxa]] (značka π, jednotka 1" – [[Vteřina|úhlová vteřina]]). Jelikož vzdálenosti ostatních hvězd od Země jsou obrovské, není praktické vyjadřovat je v [[kilometr]]ech. Často se vzdálenosti uvádějí prostřednictvím [[čas]]u, za který přiletí [[světlo]] z hvězd na Zemi. Vzdálenost Slunce od Země tak lze vyjádřit jako asi 8,3 [[světelná minuta|světelných minut]]. Druhou nejbližší hvězdou je [[Proxima Centauri]], vzdálená 4,3 [[Světelný rok|světelných let]]. Jinou používanou jednotkou pro určení vzdálenosti hvězd je tzv. [[parsek]], což je vzdálenost odpovídající paralaxe 1" (asi 3,26 světelného roku). Vzdálenost jednotlivých hvězd od sebe v pozorovatelném vesmíru je různá. Může být od [[těsná dvojhvězda|vzájemného dotyku]] až po miliardy světelných let.
* '''[[Poloměr]]''' (značka r, jednotka [[kilometr|km]]). Poloměr Slunce: ''R''<sub>⊙</sub> = {{nowrap|6,960×10<sup>5</sup> km}}.<ref>{{cite journal
 | last1=Tripathy | first1=S. C. | last2=Antia | first2=H. M.
 | title=Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius
 | journal=Solar Physics | year=1999
 | volume=186 | issue=1/2 | pages=1–11
 | bibcode=1999SoPh..186....1T | doi = 10.1023/A:1005116830445
}}</ref>

== Vlastnosti ==
Hvězdy mají různé fyzikální vlastnosti, které se v určitých hranicích liší.

=== Záření ===
[[Energie|Energii]], kterou hvězdy produkují jako následek [[jaderná fúze|jaderné fúze]], vyzařují do vesmíru buď jako [[elektromagnetické záření]] nebo v podobě [[Korpuskulární záření|částic]]. Tyto vyzářené částice tvoří [[hvězdný vítr]],<ref>{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = Koppes
 | jméno = Steve
 | titul = University of Chicago physicist receives Kyoto Prize for lifetime achievements in science
 | vydavatel = The University of Chicago News Office
 | datum vydání = June 20, 2003
 | url = http://www-news.uchicago.edu/releases/03/030620.parker.shtml
 | datum přístupu = 2012-06-15
}}</ref> který proudí z vnějších vrstev v podobě volných [[proton]]ů a elektricky nabitých [[Částice alfa|alfa]] a [[Záření beta|beta]] částic. V jádru hvězdy vzniká i stálý proud [[Neutrino|neutrin]].

[[Soubor:Galactic Cntr full cropped.jpg|náhled|Hvězdy v galaxii [[Galaxie Mléčná dráha|Mléčná dráha]]]]
[[Barva]] hvězdy je dána tou [[frekvence|frekvencí]] viditelného [[světlo|světla]], kterou hvězda vyzařuje nejintenzivněji. Tato frekvence závisí na teplotě vnějších vrstev hvězdy.<ref>{{Citace elektronické monografie | url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html | titul = The Colour of Stars | vydavatel = Australian Telescope Outreach and Education | datum přístupu = 2006-08-13 | url archivu = https://www.webcitation.org/6630AbtJZ?url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html | datum archivace = 2012-03-10 | nedostupné = ano }}</ref> Kromě viditelného světla vyzařují hvězdy i jiné formy elektromagnetického záření, které jsou pro lidské oko neviditelné. Elektromagnetické záření hvězd pokrývá celé [[elektromagnetické spektrum]], od nejdelších [[Vlnová délka|vlnových délek]] [[rádiové vlny|rádiových vln]], přes [[infračervené záření]], viditelné světlo, [[ultrafialové záření]], po nejkratší [[Rentgenové záření|rentgenové]] a [[Záření gama|gama záření]]. Tyto frekvence umožňují poznávat fyziku hvězd.

Astronomové dokážou pomocí spektra hvězdy určit její povrchovou teplotu, [[metalicita|metalicitu]] a rychlost [[rotace]]. Pokud je známa vzdálenost hvězdy, tak se dá určit i svítivost a na základě hvězdných modelů lze odhadnout hmotnost, poloměr, povrchovou gravitaci a dobu rotace. Zakřivení okolí hvězdy její gravitací se využívá k určení hmotnosti samostatných hvězd.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | titul = Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun
 | vydavatel = Hubble News Desk
 | datum vydání = July 15, 2004
 | url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/24/text/
 | datum přístupu = 2006-05-24
}}</ref> Na základě těchto parametrů je možné odhadnout i věk hvězdy.<ref>{{cite journal
 | last1=Garnett | first1=D. R. | last2=Kobulnicky | first2=H. A.
 | title=Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation
 | journal=The Astrophysical Journal | year=2000
 | volume=532
 | issue= 2 | pages=1192–1196
 | doi = 10.1086/308617
| bibcode=2000ApJ...532.1192G|arxiv = astro-ph/9912031 }}</ref>

Svítivost hvězdy představuje množství vyzářené energie za jednotku času. Závisí na její povrchové teplotě a poloměru. Udává se v jednotkách výkonu. Hvězdy většinou nevyzařují energii rovnoměrně celým povrchem. Např. rychle rotující hvězda [[Vega]] má větší energetický tok na [[Zeměpisný pól|pólech]] než podél [[Zemský rovník|rovníku]].<ref>{{Citace elektronické monografie
 | autor = Staff
 | datum vydání = January 10, 2006
 | titul = Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator
 | vydavatel = National Optical Astronomy Observatory
 | url = http://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html
 | datum přístupu = 2007-11-18
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20200515183048/https://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html
 | datum archivace = 2020-05-15
 | nedostupné = ano
 }}</ref>

Oblasti povrchu s teplotou a svítivostí nižší než průměrné hodnoty hvězdy jsou známé jako [[Sluneční skvrna|hvězdné skvrny]]. Obecně mají malé hvězdy jako Slunce na disku jen nevýrazné hvězdné skvrny. Větší, [[Obr (hvězda)|obří]] hvězdy, mají výraznější skvrny<ref name="Michelson Starspots">{{cite journal | last1=Michelson | first1=A. A. | last2=Pease | first2=F. G. | title=Starspots: A Key to the Stellar Dynamo | journal=Living Reviews in Solar Physics | publisher=Max Planck Society | year=2005 | url=http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/ }}</ref> a také je na nich pozorovatelné výrazné [[okrajové ztemnění]], tzn. jejich jas klesá směrem k okrajům hvězdného disku.<ref>{{cite journal | last1=Manduca | first1=A. | last2=Bell | first2=R. A. | last3=Gustafsson | first3=B. | title=Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres | journal=Astronomy and Astrophysics | year=1977 | volume=61 | issue=6 | pages=809–813 | bibcode=1977A&A....61..809M }}</ref>

=== Chemické složení ===
Do objevu [[spektroskopie]] v [[19. století]] se nevědělo, z čeho se hvězdy skládají. [[Gustav Kirchhoff|Gustavu Robertu Kirchhoffovi]] se v druhé polovině 19. století podařilo dokázat, že jistá tmavá [[spektrální čára|čára]] ve slunečním spektru je způsobena rozžhaveným [[sodík]]em. Byla to první indicie objevu, že hvězdy se skládají ze stejných chemických prvků, jako tělesa na Zemi. Jelikož však zároveň vše napovídalo tomu, že hvězdy jsou velmi horké, tyto prvky se vyskytují většinou volně a tudíž nejsou vázány v četných [[Chemická sloučenina|chemických sloučeninách]], jak to známe na Zemi. Jen nejchladnější hvězdy mají na svém povrchu některé jednoduché chemické sloučeniny, například [[Oxid titanatý|TiO]], CH a [[Kyanidy|CN]] (na Slunci např. [[Hydroxyl|OH]], MgH, SiH). V důsledku vysoké teploty je mnoho [[atom]]ů také [[ionizace|ionizovaných]]. Směs volných elektricky nabitých částic ([[ion]]tů) a neutrálních částic se nazývá [[plazma]].

V jádrech hvězd, kde je teplota nejvyšší a dosahuje minimálně 7 milionů stupňů, je existence jakékoliv chemické sloučeniny nemožná. Hmota hvězd v oblasti jádra je ve stavu [[Atomové jádro|atomových jader]] a volných [[lepton]]ů. Některá závěrečná stadia hvězd nejsou složena z [[plazma]]tu, ale z tzv. [[Degenerovaný plyn|degenerovaného plynu]].

Jednotlivé prvky se ve spektru hvězdy projevují jako čáry. Podle jejich měření je ve všech plazmových hvězdách vznikajících v naší [[Galaxie Mléčná dráha|Galaxii]] nejzastoupenějším chemickým prvkem [[vodík]] (71 %). Po něm následuje [[helium]] (27 %).<ref>{{cite book|
first=Judith A. |last=Irwin|year=2007
|title=Astrophysics: Decoding the Cosmos
|publisher=John Wiley and Sons |isbn=0-470-013060| page=78 }}</ref> Ostatní prvky tvoří oproti vodíku a héliu jen nepatrnou příměs, jejíž množství není u všech hvězd stejné. Podíl těžkých prvků se zjišťuje prostřednictvím obsahu železa v [[Atmosféra hvězdy|hvězdné atmosféře]], protože železo je běžný prvek a jeho absorpční (tmavé) čáry se měří relativně snadno. Jelikož [[Molekulární mračno|molekulární mračna]], z nichž vznikají hvězdy, se postupně obohacují o těžší prvky z výbuchů [[supernova|supernov]], můžeme chemické složení použít i na odvození věku hvězdy<ref>{{Citace elektronické monografie
 | datum vydání = 2006-09-12
 | url = http://www.eso.org/public/news/eso0634/
 | titul = A "Genetic Study" of the Galaxy
 | vydavatel = ESO
 | datum přístupu = 2006-10-10
}}</ref> a toho, jakou generaci hvězd od vzniku vesmíru hvězda představuje. Starší hvězdy mají menší zastoupení těžších chemických prvků než mladší. Podíl těžkých prvků může také naznačovat, že hvězda má [[Planetární soustava|planetární systém]].<ref>{{cite journal |last1=Fischer |first1=D. A.
|last2=Valenti |first2=J. |title=The Planet-Metallicity Correlation
|journal=The Astrophysical Journal |year=2005 |volume=622 |issue=2
|pages=1102–1117 |bibcode=2005ApJ...622.1102F |doi = 10.1086/428383 }}</ref> Chemické složení hvězd se časem mění v důsledku termonukleárních reakcí, které mění prvky na jiné prvky.

[[HE 1327-2326]] je hvězdou s nejnižším odměřeným obsahem [[Železo|železa]]. Obsahuje pouze 1/200 000 železa, které se nachází ve Slunci.<ref>{{Citace elektronické monografie
| datum vydání = April 17, 2005
| url = http://www.sciencedaily.com/releases/2005/04/050417162354.htm
| titul = Signatures Of The First Stars
| vydavatel = ScienceDaily
| datum přístupu = 2006-10-10
}}</ref> Naopak [[μ Leonis]] obsahuje téměř dvojnásobek železa ve srovnání se Sluncem a hvězda [[14 Herculis]] s planetárním systémem ho obsahuje až trojnásobek.<ref>{{cite journal
|last=Feltzing |first=S. |last2=Gonzalez |first2=G.
|title=The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates
|journal=Astronomy & Astrophysics
|year=2000 |volume=367 |issue=1 |pages=253–265
|bibcode=2001A&A...367..253F
|doi=10.1051/0004-6361:20000477 }}</ref> Existují i hvězdy se zvláštním chemickým složením, které vykazují vyšší množství některých prvků, zejména [[chrom]]u a přechodných [[Kovy|kovů]].<ref>{{cite book
|first=David F. |last=Gray |year=1992
|title=The Observation and Analysis of Stellar Photospheres |pages=413–414
|publisher=Cambridge University Press
|isbn=0-521-40868-7 }}</ref>

=== Hmotnost ===
Nejvýznamnější charakteristikou hvězd je jejich hmotnost, která určuje vnitřní strukturu a vývoj. Střední hodnotou hmotnosti hvězd je polovina hmotnosti Slunce. Předpokládá se, že v mladším vesmíru vznikaly hmotnější hvězdy, než pozorujeme dnes. Současné hmotnosti pozorovaných hvězd se řídí tzv. [[Bethe-Salpeterova rovnice|Bethe-Salpeterovou rovnicí]] pojmenovanou po astrofyzikovi [[Edwin Salpeter|Edwinu Salpeterovi]], který ji zformuloval. Rovnice říká, že hvězdy s nízkou hmotností jsou mnohem početnější, než hvězdy s vysokou hmotností. Ty s nízkou hmotností se totiž za současných podmínek v [[Galaxie|galaxiích]] snadněji formují a jejich život je oproti hmotnějším hvězdám také delší, protože termojaderné reakce v nich probíhají méně intenzivně a jaderné palivo jim tedy déle vydrží.

Určit hmotnost hvězdy, pokud ta není složkou hvězdné soustavy, je náročné. Jednou z metod je analýza jejího spektra, další měření svítivosti, která je přímo závislá na hmotnosti hvězdy. V případě [[Dvojhvězda|dvojhvězdy]] astronomové určí její hmotnost pozorováním vzájemného oběhu složek pomocí [[Keplerovy zákony|Keplerových]] a [[Newtonovy pohybové zákony|Newtonových]] zákonů.

=== Hraniční hmotnost ===
Množství hmoty tvořící hvězdy je fyzikálními zákony omezené. Při nízké metalicitě mají nejmenší hvězdy asi 8,3 % hmotnosti Slunce, což je zhruba 87násobek hmotnosti nejhmotnější planety [[Sluneční soustava|sluneční soustavy]] – [[Jupiter (planeta)|Jupitera]].<ref name="minimum">{{Citace elektronické monografie | příjmení=Shiga | jméno=David | datum vydání=August 17, 2006 | url=http://www.newscientistspace.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html | url archivu=https://web.archive.org/web/20061114221813/http://space.newscientist.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html | datum archivace=2006-11-14 | titul=Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed | vydavatel=New Scientist | datum přístupu=2006-08-23 | nedostupné=ne }}</ref><ref>{{cite news
 | title=Hubble glimpses faintest stars
 | publisher=BBC | date=August 18, 2006
 | url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/5260008.stm
 | accessdate=2006-08-22
 | first=Elli
 | last=Leadbeater}}</ref> Teoretické minimum hmotnosti hvězdy se stejnou metalicitou, jakou má Slunce, je 75násobek hmotnosti Jupiteru.<ref name="minimum" /><ref>{{Citace elektronické monografie
 | jméno = Alan
 | příjmení = Boss
 | datum vydání = April 3, 2001
 | url = http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html
 | titul = Are They Planets or What?
 | vydavatel = Carnegie Institution of Washington
 | datum přístupu = 2006-06-08
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20060928065124/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html
 | datum archivace = 2006-09-28
 | nedostupné = ano
}}</ref> Tělesa s menší hmotností než tento limit se hvězdami nestanou, protože teplota a tlak v jejich jádru jsou příliš nízké na zapálení fúzních reakcí. Pokud se tomuto limitu zdola přibližují, nazývají se [[Hnědý trpaslík|hnědí trpaslíci]]. Nejmenší známá hvězda, která ještě spaluje v jádru vodík, je [[AB Doradus C]] s hmotností 93násobku hmotnosti Jupitera.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | titul = Weighing the Smallest Stars
 | vydavatel = ESO
 | datum vydání = January 1, 2005
 | url = http://www.eso.org/public/news/eso0503/
 | datum přístupu = 2006-08-13
}}</ref>

[[Soubor:Eta Carinae (captured by the Hubble Space Telescope).jpg|náhled|[[Eta Carinae]], jedna z nejhmotnějších a nejzářivějších známých hvězd]]

Na horním hmotnostním limitu se však teoretici neumějí sjednotit. Většina odhadů se pohybuje okolo 100–120 hmotností Slunce, protože se předpokládá, že větší hvězdu by silný tlak záření v jejím nitru roztrhal dříve, než by dosáhla [[hlavní posloupnost]]i (viz níže). Tomuto odpovídají i pozorování – pokud je někdy pozorována „hvězda“ s větší hmotností, podrobnější rozbor ukázal, že jde minimálně o dvojhvězdu nebo hvězdokupu. Jiné odhady horního limitu hovoří o 130–170 hmotnostech Slunce. Ze zkoumání hvězdokupy [[Arches (hvězdokupa)|Arches]] vyplývá, že 150násobek hmotnosti Slunce představuje v současné éře vesmíru horní hranici hmotnosti hvězd při jejich vzniku z [[Mlhovina|mlhoviny]].<ref>{{cite news
 | title=NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy
 | publisher=NASA News | date=March 3, 2005 | url=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html
 | accessdate=2006-08-04 }}</ref> Někteří stelárníci však nevylučují ani hvězdu, která by mohla být 1000krát hmotnější než Slunce. Nejhmotnější hvězdy jsou [[Veleobr|veleobři]] [[Spektrální klasifikace|spektrálních typů]] O2 a O3. Příkladem extrémně hmotné hvězdy je hvězda [[Eta Carinae]].<ref>{{cite journal | first = Nathan | last = Smith | year = 1998 | url = http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html | title = The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender | publisher = Astronomical Society of the Pacific | journal = Mercury Magazine | volume = 27 | page = 20 | accessdate = 2006-08-13 | titul = Archivovaná kopie | datum přístupu = 2014-08-18 | url archivu = https://web.archive.org/web/20160618222023/http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html | datum archivace = 2016-06-18 | nedostupné = ano }}</ref> Eta Carinae váží 100–150krát více než Slunce a délka jejího života je jen několik milionů let. Hvězda [[R136a1]] ve hvězdokupě [[RMC 136a]] (modrý [[veleobr]] a nejtěžší známá hvězda ve vesmíru) však váží podle měření 265krát více než Slunce.<ref name="eso20100721">{{cite news
 | title=Stars Just Got Bigger
 | publisher=European Southern Observatory
 | date=July 21, 2010
 | url=http://www.eso.org/public/news/eso1030/
 | accessdate=2010-17-24 }}</ref> Hvězdy těžší než 150násobek hmotnosti Slunce vznikají podle studie kolizemi a splynutím těžkých hvězd v těsném systému dvou hvězd, z nichž každá měla méně než 150 hmotností Slunce.<ref>{{cite web | work=LiveScience.com | url=http://news.yahoo.com/mystery-monster-stars-solved-monster-mash-161251348.html?_esi=1 | title=Mystery of the 'Monster Stars' Solved: It Was a Monster Mash | first1=Natalie | last1=Wolchover | date=August 7, 2012 }}</ref> První hvězdy, které vznikly po [[Velký třesk|Velkém třesku]], však mohly mít podle výpočtů více než 300 hmotností Slunce.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | titul = Ferreting Out The First Stars
 | vydavatel = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 | datum vydání = September 22, 2005
 | url = http://www.cfa.harvard.edu/news/2005/pr200531.html
 | datum přístupu = 2006-09-05
}}</ref>

=== Hustota ===
Průměrná hustota hmoty ve hvězdách se pohybuje od 1/10 000 000 ([[Červený veleobr|červení nadobři]]) až do 1 000 000 gramů (jedné tuny) na cm³ ([[bílý trpaslík]]). Objekty jako [[neutronová hvězda|neutronové hvězdy]] a [[kvarková hvězda|kvarkové hvězdy]] jsou ještě podstatně hmotnější. Jejich hustota hmoty dosahuje až 100 milionů tun na cm³. Teplota a hustota plynů směrem do nitra hvězdy rychle narůstá.

=== Velikost ===
[[Soubor:Comparison of planets and stars (2017 update).png|vlevo|náhled|Tento obrázek porovnává velikosti planet a hvězd. Vlevo v každém poli obrázku se nachází největší planeta/hvězda z předchozího pole obrázku. Země je zcela vpravo na obrázku číslo 1 a Slunce je třetí zleva na obrázku číslo 3.]]

Kromě Slunce jsou všechny hvězdy na obloze kvůli obrovským vzdálenostem viditelné jen jako mihotavé světelné body. Slunce je také hvězda, ale je dostatečně blízko na to, abychom ji viděli jako disk. Hvězdou s největší zdánlivou velikostí po Slunci je [[R Doradus]] s úhlovým průměrem pouhých 0,057 [[Vteřina|úhlové vteřiny]].<ref>{{Citace elektronické monografie
 | titul = The Biggest Star in the Sky
 | vydavatel = ESO
 | datum vydání = March 11, 1997
 | url = http://www.eso.org/public/news/eso9706/
 | datum přístupu = 2006-07-10
}}</ref>

Disky většiny hvězd jsou velmi malé na to, aby se daly přímo pozorovat dnešními pozemskými [[Dalekohled|teleskopy]]. Pro tvorbu obrázků se používají [[interferometr]]y. Jinou technikou měření úhlové velikosti je tzv. [[zákryt]], kdy lze úhlovou velikost vypočítat z přesných měření změny jasu hvězdy při zákrytu [[Měsíc]]em či jiným tělesem.

Rozsah velikostí hvězd je obrovský. Kolísá v rozhraní od velikosti 20–45&nbsp;km u [[Neutronová hvězda|neutronových hvězd]] až do velikosti stonásobku průměru Slunce u [[Veleobr|nadobrů]] (například [[Betelgeuze]] v [[souhvězdí Orionu]], jež má průměr 650krát větší než je průměr Slunce, tedy asi 900 000 000&nbsp;km).<ref>{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = Davis
 | jméno = Kate
 | datum vydání = December 1, 2000
 | url = http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml
 | titul = Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis
 | vydavatel = AAVSO
 | datum přístupu = 2006-08-13
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20060712000904/http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml
 | datum archivace = 2006-07-12
 | nedostupné = ne
}}</ref> Poloměry hvězd mohou být až 3000krát větší, než je poloměr Slunce. Obecně platí, že se vzrůstajícím průměrem hvězdy klesá její hustota.

=== Věk ===
Věk většiny hvězd je mezi 1–10 miliardami let. Nejstarší objevenou hvězdou je [[HE 1523-0901]], jejíž stáří se odhaduje na 13,2 miliardy let.<ref>{{Citace elektronické monografie | display-authors=1
 |příjmení1 = Frebel |jméno1 = A. | příjmení2=Norris | jméno2=J. E. | příjmení3=Christlieb | jméno3=N. |příjmení4 = Thom |jméno4 = C. |příjmení5 = Beers |jméno5 = T. C. |příjmení6 = Rhee |jméno6 = J
 | titul=Nearby Star Is A Galactic Fossil
 | vydavatel=Science Daily | datum vydání=May 11, 2007
 | url=http://www.sciencedaily.com/releases/2007/05/070510151902.htm
 | datum přístupu=2007-05-10
}}</ref><ref>{{cite journal | display-authors=1
 | last1=Frebel | first1=Anna | last2=Christlieb | first2=Norbert
 | last3=Norris | first3=John E. | last4=Thom | first4=Christopher
 | last5=Beers | first5=Timothy C. | last6=Rhee | first6=Jaehyon
 | title=Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium
 | journal=[[Astrophysical Journal]] Letters| volume=660 | issue=2
 | pages=L117–L120 | date=May, 2007 | doi=10.1086/518122
 | bibcode=2007ApJ...660L.117F | arxiv=astro-ph/0703414  }}</ref>

Čím je hvězda těžší, tím má kratší životnost, protože v jádrech těžkých hvězd je větší tlak, což způsobuje rychlejší spalování vodíku. Nejtěžší hvězdy žijí v průměru jen pár milionů let, zatímco nejlehčí spalují své palivo pomaličku a vydrží jim na desítky až stovky miliard let.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | příjmení1 = Naftilan
 | jméno1 = S. A.
 | příjmení2 = Stetson
 | jméno2 = P. B.
 | datum vydání = July 13, 2006
 | url = http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-do-scientists-determi
 | titul = How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?
 | vydavatel = Scientific American
 | datum přístupu = 2007-05-11
}}</ref><ref>{{cite journal
 | last1=Laughlin | first1=G. | last2=Bodenheimer | first2=P.
 | last3=Adams | first3=F. C.
 | title=The End of the Main Sequence
 | journal=The Astrophysical Journal
 | year=1997 | volume=482 | issue=1 | pages=420–432
 | bibcode=1997ApJ...482..420L | doi = 10.1086/304125 }}</ref>

=== Proměnnost ===
{{Podrobně|Proměnná hvězda}}
Žádná hvězda nezáří od svého vzniku až po zánik konstantně. Ty hvězdy, které však mění svou jasnost rychle (řádově během hodin až desetiletí) nebo o výrazné hodnoty se označují jako proměnné. Příčina proměnnosti je u různých hvězd různá. Je to způsobeno buď tím, že je zakrývá temnější objekt ([[Zákrytová dvojhvězda|zákrytové hvězdy]]) nebo má proměnlivost fyzikální příčinu od samotné hvězdy, např. [[pulsující proměnná hvězda|pulsující hvězdy]] mění svůj průměr v určitém rozpětí a časovém úseku. Eruptivní [[Proměnná hvězda|proměnné hvězdy]] procházejí náhlým nárůstem svítivosti následkem [[Sluneční erupce|erupcí]] a výronů hmoty. Do této skupiny patří např. [[Protohvězda|protohvězdy]] nebo [[Wolfova–Rayetova hvězda|Wolfovy–Rayetovy hvězdy]]. Kataklyzmatické (explozivní) proměnné hvězdy procházejí dramatickými změnami svých vlastností. Tato skupina obsahuje [[Nova|novy]] a supernovy. Expandující hvězdy mění svůj průměr náhle obrovskými výbuchy (supernovy při výbuších zvýší svou jasnost až 100milionkrát). Většina změn jasností však nebývá tak dramatická, mnohé změny jsou [[pouhým okem]] nezachytitelné. Hvězdy mají větší sklony k fyzikálním změnám jasnosti na začátku ([[Hvězda typu T Tauri|hvězdy typu T Tauri]]) a na konci ([[Cefeida]], [[Miridy]], [[Supernova|supernovy]]...) svého vývoje. Některé hvězdy zase mírně mění svou jasnost kvůli extrémním skvrnám na svých površích.

[[Soubor:Mira.jpg|náhled|střed|800px|Mira Ceti, proměnná hvězda v souhvězdí Velryby s dlouhým ocasem materiálu, který uvolňuje]]

=== Rotace ===
[[Otáčení|Rotace]] hvězdy se dá zjistit pomocí spektroskopických měření nebo přesněji sledováním rotace hvězdných skvrn. Mladé hvězdy rotují rychleji, někdy je rychlost rotace na rovníku vyšší než 100&nbsp;km&nbsp;/&nbsp;s. V těchto případech [[odstředivá síla]] na rovníku silně vydouvá hmotu hvězdy. Rotační rychlost hvězdy typu B, [[Achernar]], je 225&nbsp;km / s, proto je její rovníkový poloměr o 50 % větší než polární poloměr. Takové hodnoty rychlosti rotace jsou těsně pod hranicí 300&nbsp;km&nbsp;/&nbsp;s, za kterou by se hvězda rozpadla.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | titul = Flattest Star Ever Seen
 | vydavatel = ESO
 | datum vydání = June 11, 2003
 | url = http://www.eso.org/public/news/eso0316/
 | datum přístupu = 2006-10-03
}}</ref> Slunce se otočí kolem své osy rychlostí 1,994&nbsp;km&nbsp;/&nbsp;s jednou za 25–35 dní. [[Magnetické pole]] a hvězdný vítr způsobují významné zpomalení rotace hvězd během jejich vývoje na hlavní posloupnosti.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = Fitzpatrick
 | jméno = Richard
 | datum vydání = February 13, 2006
 | url archivu = http://web.archive.org/web/20100104142353/http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html
 | titul = Introduction to Plasma Physics: A graduate course
 | vydavatel = The University of Texas at Austin
 | datum přístupu = 2006-10-04
}}</ref>

Degenerované hvězdy se vyvinuly do stavu kompaktní hmotnosti, což má za následek vysoké rotační rychlosti. Tyto rychlosti jsou však nízké v porovnání s rychlostmi předpokládanými podle zachování [[moment hybnosti|momentu hybnosti]] – tendence rotujícího tělesa vyrovnávat zmenšení velikosti zrychlením rotace. Velká část momentu hybnosti hvězdy se ztratí následkem ztráty hmotnosti prostřednictvím hvězdného větru.<ref>{{cite journal | last = Villata | first = Massimo | title=Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | year=1992 | volume=257 | issue=3 | pages=450–454 | bibcode=1992MNRAS.257..450V }}</ref> Přesto pulsary dosahují vysoké rychlosti rotace, například, v případě [[Krabí pulsar|Krabího pulsaru]], 30 otáček za sekundu.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | titul = A History of the Crab Nebula
 | vydavatel = ESO
 | datum vydání = May 30, 1996
 | url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1996/22/astrofile/
 | datum přístupu = 2006-10-03
}}</ref>

=== Teplota ===
Povrchová teplota hvězd hlavní posloupnosti závisí na rychlosti produkce energie v jádře a jeho okolí. Obvykle je dána [[Teplota|efektivní teplotou]], což představuje teplotu [[Absolutně černé těleso|ideálního černého tělesa]], které vyzařuje energii se stejnou svítivostí povrchu jako hvězda. [[Efektivní teplota]] není reprezentativní hodnota, protože teplota se směrem do jádra zvyšuje.<ref>{{cite web
 | first=Courtney | last=Seligman | work=Self-published
 | url=http://cseligman.com/text/stars/heatflowreview.htm
 | title =Review of Heat Flow Inside Stars
 | accessdate = 2007-07-05 }}</ref> Teplota v jádře hvězdy je několik milionů kelvinů.<ref name="aps_mss" />

Teplota hvězdy ovlivňuje proces ionizace rozličných prvků, výsledkem toho jsou charakteristické absorpční čáry ve spektru. Povrchová teplota hvězdy, absolutní magnituda a absorpční vlastnosti se používají pro klasifikaci hvězd.<ref name="new cosmos">{{cite book
 | last1=Unsöld | first1=Albrecht | title=The New Cosmos
 | publisher=Springer | location=New York
 | year=2001 | edition=5th | pages=180–185, 215–216
 | isbn=3-540-67877-8 }}</ref>

Velké hvězdy hlavní posloupnosti dosahují povrchové teploty 50 000 K. Menší hvězdy jako Slunce mají povrchové teploty několik tisíc K. Nejnižší teploty, okolo 3 600 K(3326.85&nbsp;°C), dosahují červení obři, ale díky svému obrovskému povrchu mají vysokou svítivost.<ref name="zeilik">{{cite book | last1=Zeilik | first1=Michael A. | last2=Gregory | first2=Stephan A. | title=Introductory Astronomy & Astrophysics | edition=4th | year=1998 | publisher=Saunders College Publishing | isbn=0-03-006228-4 | page=321 }}</ref>

=== Magnetické pole ===
[[Soubor:suaur.jpg|náhled|220px|Povrchové magnetické pole hvězdy [[SU Aurigae]] (mladá hvězda typu T Tauri)]]
Magnetické pole hvězdy vzniká uvnitř hvězdy, v oblastech, v nichž probíhá konvekční cirkulace. Tento pohyb horkého, vodivého plazmatu funguje jako [[dynamo]], generuje magnetické pole přesahující hvězdu. Síla magnetického pole se mění s hmotností a složením hvězdy. Množství magnetické aktivity na povrchu závisí na rychlosti rotace hvězdy. Tato povrchová aktivita vytváří hvězdné skvrny. Hvězdné skvrny jsou oblasti se silným magnetickým polem a teplotou nižší než normální povrchová teplota. Koronální smyčky jsou vypouklá magnetická pole vycházející z [[Aktivní oblast|aktivních oblastí]] – míst s výraznými jevy na povrchu hvězdy – do vysoké hvězdné atmosféry, [[koróna|koróny]]. [[Sluneční erupce|Erupce]] jsou výtrysky vysoce energetických částic vyzářených toutéž magnetickou aktivitou.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = Brainerd
 | jméno = Jerome James
 | datum vydání = July 6, 2005
 | url = http://www.astrophysicsspectator.com/topics/observation/XRayCorona.html
 | titul = X-rays from Stellar Coronas
 | vydavatel = The Astrophysics Spectator
 | datum přístupu = 2007-06-21
}}</ref>

Mladé, rychle rotující hvězdy, mají obvykle vyšší úroveň povrchové aktivity. Magnetické pole může působit na hvězdný vítr a postupně zpomalit rotaci hvězdy. Proto starší hvězdy, jako např. Slunce, rotují mnohem pomaleji a mají nízkou povrchovou aktivitu. Úroveň aktivity starších hvězd se obvykle cyklicky mění a na určité období může zcela ustát.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = Berdyugina
 | jméno = Svetlana V.
 | rok = 2005
 | url = http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/
 | titul = Starspots: A Key to the Stellar Dynamo
 | vydavatel = Living Reviews
 | datum přístupu = 2007-06-21
}}</ref>

=== Vnitřní stavba hvězdy ===
[[Soubor:Stavba hvězd.jpg|náhled|Porovnání vnitřní stavby u hvězdy slunečního typu (vlevo) s červeným obrem (vpravo)]]
Vnitřek stabilní hvězdy je ve stavu [[hydrostatická rovnováha|hydrostatické rovnováhy]]: síly působící na vybraný malý objem se téměř přesně vyrovnávají. Mezi tyto síly patří gravitační síla, která neustále stlačuje hvězdu, a tlak způsobený vznikající energií následkem fúze, který působí směrem ven. Tlakový gradient je dán teplotním gradientem plazmatu: vnější části hvězdy jsou chladnější než jádro. Teplota jádra hvězdy hlavní posloupnosti nebo obrů je min. 10<sup>7</sup> K. Výsledná teplota a tlak v jádru hvězdy hlavní posloupnosti spalující vodík jsou dostatečné k udržení jaderné fúze a produkují dostatek energie k tomu, aby zabránily dalšímu kolapsu hvězdy.<ref name="hansen">{{cite book | last1=Hansen | first1=Carl J. | last2=Kawaler | first2=Steven D. | last3=Trimble | first3=Virginia | pages=32–33 | title=Stellar Interiors | publisher=Springer | year=2004 | isbn=0-387-20089-4 }}</ref><ref name="Schwarzschild">{{cite book|first=Martin|last=Schwarzschild|title=Structure and Evolution of the Stars|publisher=Princeton University Press|year=1958|isbn=0-691-08044-5}}<!-- Book republished by Dover as ISBN 0-486-61479-4, but ISBN in the cite book template is the one as published by Prin. Univ. Press--></ref>

[[Hlavní posloupnost|Hvězdy hlavní posloupnosti]] mají ve svém nitru velmi podobnou stavbu. Rozdíly jsou pouze v teplotách, na kterých závisí i to, jaký typ jaderné reakce v hvězdě probíhá. Vrstvy hvězdy směrem zevnitř ven jsou:

* [[Jádro Slunce|Jádro]] – nejžhavější a nejhustší část hvězdy. Jádra jsou zdroje energie hvězd, která se různými způsoby přenáší na povrch hvězd a odtud do okolního prostředí. Následkem jaderné fúze v jádru se uvolňuje energie ve formě gama záření. Tyto fotony interagují s okolním plazmatem a tak zvyšují tepelnou energii jádra. Hvězdy hlavní posloupnosti spalují vodík na helium a pomalu zvyšují podíl hélia v jádře. Kromě hydrostatické rovnováhy dosáhne jádro stabilní hvězdy i energetické rovnováhy – tepelné rovnováhy.
* [[Vrstva v zářivé rovnováze]] – velmi silná vrstva plazmatu, která obklopuje jádro. Nazývá se také radiační zóna. Je to oblast uvnitř hvězdy, ve které je záření dostatečně efektivní k udržení toku energie. [[Foton]]y elektromagnetického záření, které vznikly v jádře, procházejí touto vrstvou velmi pomalu a jejich vlnová délka klesá. Kvůli velké hustotě prostředí je foton neustále pohlcován a vyzařován okolní hmotou.
* [[Konvektivní zóna]] – ještě chladnější vrstva hvězdy, v níž se energie přenáší prouděním. Vrcholky sestupných a vzestupných proudů můžeme vidět na povrchu hvězdy jako útvary zvané [[Granulace (astronomie)|granule]].
* [[Fotosféra]] – viditelný (ne však pevný) povrch hvězdy. V této vrstvě se plazma stává průhledné pro fotony. Energie vygenerovaná v jádru se odsud může volně šířit do okolního vesmíru. Je to nejchladnější část hvězdy, při velmi chladných hvězdách nebo v oblasti hvězdných skvrn ([[sluneční skvrna|slunečních skvrn]]) se tam dokonce udrží chemické sloučeniny. Nad fotosférou se nachází hvězdná atmosféra.
* [[Chromosféra]] – spodní část atmosféry hvězdy. Teplota v chromosféře opět začíná stoupat.
* [[Koróna]] – nejsvrchnější, nejžhavější a nejméně hustá vnější atmosféra hvězdy, která se postupně rozplývá do mezihvězdného prostoru.

Až do fotosféry teplota hvězdy směrem od jádra k&nbsp;povrchu klesá. V&nbsp;dalších vrstvách opět stoupá. Příčiny tohoto jevu nejsou dosud plně objasněny.

== Vznik energie ==
[[Soubor:Fusion in the Sun.svg|náhled|Schéma proton-protonového cyklu]]
[[Soubor:CNO Cycle.svg|náhled|Schéma CNO cyklu]]

Na to aby se těleso dalo charakterizovat jako hvězda, musí v jeho nitru probíhat [[Termonukleární fúze|termojaderné reakce]] nebo muselo fází [[Jaderná fúze|fúzních reakcí]] projít v minulosti. [[Termonukleární fúze|Termojaderná reakce]] je reakce, při níž se [[Atomové jádro|jádra atomů]] lehkých [[chemických Chemický prvek|prvků]] sloučí za vzniku těžšího prvku. Jelikož jádra atomů jsou [[elektrický náboj|kladně nabitá]] a navzájem se silně odpuzují, ke spuštění termojaderné reakce je potřebná velmi vysoká teplota a tlak, které tyto odpudivé síly překonají.

U velké většiny hvězd (tzv. hlavní posloupnosti) vstupují do reakce [[Atomové jádro|jádra]] nejlehčího chemického prvku [[vodík]]u a výsledným produktem je [[helium]]. Přeměna lehkého vodíku na helium může probíhat dvěma odlišnými způsoby a to [[proton-protonový cyklus|proton-protonovým cyklem]] nebo [[CNO cyklus|uhlík-dusík-kyslíkovým cyklem]] (nazývaným také CNO cyklus podle chemických [[Symbol prvku|značek prvků]], které se ho účastní). Na to, který z těchto cyklů v [[Hvězdné jádro|jádru hvězdy]] převládá, má vliv hlavně teplota v jádře. Do 16 milionů kelvinů je dominantní proton-protonový cyklus, nad touto hranicí převládá CNO cyklus. Pro fungování CNO cyklu je nezbytná také přítomnost těchto tří prvků v jádru hvězdy. Čistá váha nově vzniklého atomového jádra v termojaderné reakci je menší než součet hmotností původních jader. Při obou cyklech se zhruba 1/140 hmoty přemění na čistou energii v souladu s [[E=mc²|Einsteinovou rovnicí]] E = mc². Proces fúze vodíku je velmi citlivý na [[teplota|teplotu]], takže i mírné zvýšení teploty jádra způsobí značný nárůst v rychlosti [[Jaderná fúze|fúze]]. Proto jsou teploty v jádrech hvězd hlavní posloupnosti v rozpětí od 4 milionů [[kelvin]]ů pro malé hvězdy třídy M po 40 milionů kelvinů při těžkých hvězdách třídy O.<ref name="aps_mss">{{Citace elektronické monografie
 | datum vydání = February 16, 2005
 | url = http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html
 | titul = Main Sequence Stars
 | vydavatel = The Astrophysics Spectator
 | datum přístupu = 2006-10-10
}}</ref>

Ve [[Slunce|Slunci]], při teplotě 10 milionů [[kelvin]]ů, probíhá [[Jaderná fúze|fúze]] vodíku proton-protonovým cyklem:

:4[[protium|<sup>1</sup>H]] → 2[[deuterium|<sup>2</sup>H]] + 2[[pozitron|e<sup>+</sup>]] + 2[[neutrino|ν<sub>e</sub>]] (4,0 M[[elektronvolt|eV]] + 1,0 MeV)
:2<sup>1</sup>[[Vodík|H]] + 2<sup>2</sup>[[Vodík|H]] → 2[[Helium-3|<sup>3</sup>He]] + 2[[foton|γ]] (5,5 MeV)
:2<sup>3</sup>[[Helium-3|He]] → [[Helium|<sup>4</sup>He]] + 2<sup>1</sup>H (12,9 MeV)

Sumárum těchto reakcí je:

:4<sup>1</sup>H → <sup>4</sup>He + 2e<sup>+</sup> + 2γ + 2ν<sub>e</sub> (26,7 MeV)

kde e<sup>+</sup> je [[pozitron]], γ je [[foton]] [[Záření gama|gama záření]], ν<sup>e</sup> je [[neutrino]] a [[Vodík|H]] a [[Helium|He]] jsou [[izotop]]y [[vodík]]u a [[Helium|hélia]]. [[Energie]] uvolněná v této reakci je řádově v [[Elektronvolt|megaelektronvoltech]], to je jen maličké množství energie. Jelikož však neustále probíhá obrovské množství těchto reakcí, množství [[energie]] je dostatečné k udržení výstupu [[záření]] hvězdy.

V jádrech s teplotou 100 milionů [[Kelvin|K]] a hmotností 0,5–10 hmotností [[Slunce]] může [[helium]] vytvářet [[uhlík]] v [[3-alfa reakce|3-alfa reakci]], kdy se jako pomocný krok využívá [[beryllium]].

:<sup>4</sup>He + <sup>4</sup>He + 92 keV → <sup>8*</sup>Be
:<sup>4</sup>He + <sup>8*</sup>Be + 67 keV → <sup>12*</sup>C
:<sup>12*</sup>C → <sup>12</sup>C + γ + 7,4 MeV

Celková reakce je:

:3<sup>4</sup>He → <sup>12</sup>C + γ + 7,2 MeV

{| class="wikitable" style="float: right; margin-top: 2em;"
|+ Min. hmotnost na zahájení fúze
|-
![[chemický prvek|Prvek]]
![[Hmotnost Slunce]]
|-
| [[Vodík]] ||style="text-align: center;"| 0,01
|-
| [[Helium|Hélium]] ||style="text-align: center;"| 0,4
|-
| [[Uhlík]] ||style="text-align: center;"| 5<ref>{{cite journal
 | last1=Girardi | first1=L. | last2=Bressan | first2=A. | last3=Bertelli | first3=G. | last4=Chiosi | first4=C.|title=Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M<sub>sun</sub>, and from Z=0.0004 to 0.03
 | journal=Astronomy and Astrophysics Supplement
 | year=2000 | volume=141
 | issue=3 | pages=371–383
 | doi=10.1051/aas:2000126 |arxiv = astro-ph/9910164 |bibcode = 2000A&AS..141..371G }}</ref>
|-
| [[Neon]] ||style="text-align: center;"| 8
|}

Hvězdy spalují ve svých jádrech i jiné chemické prvky než vodík. V protohvězdách během jejich vzniku postupně se vzrůstající teplotou a tlakem dochází nejprve ke spalování [[Deuterium|těžkého vodíku]] (deuteria), [[lithium|lithia]], berylia a [[Bor (prvek)|bóru]] s vodíkem, než dojde na spalování čistého lehkého vodíku, jehož je v jádru nejvíce. Výsledným produktem všech těchto reakcí je helium. Ve starších hvězdách, které jsou blízko svého zániku, však nastává spalování hélia a dalších prvků, jehož výsledkem jsou jiné produkty (různé chemické prvky až po železo, které vznikne spalováním [[křemík]]u – uhlík s héliem na kyslík, kyslík na neon, neon na hořčík, hořčík na křemík a křemík na železo). Spalování může pokračovat dál jen pomocí procesu spotřebovávajícího teplo a dodatečnou energii může dodat pouze gravitační kolaps. Prvky těžší než železo proto vznikají jen v supernovách. Tyto druhy reakcí mají velký význam z hlediska vzniku života ve vesmíru a [[terestrická planeta|terestrických planet]] vůbec, protože jádra starších hvězd jsou jediným místem, kde tyto chemické prvky vznikají (nepočítaje prvky, které jsou produktem [[Radioaktivita|samovolného rozpadu]] těžších jader).

Příklad níže popisuje [[čas]], za který hvězda s hmotností 20 hmotností [[Slunce]] spotřebuje veškeré jaderné palivo. Jako hvězda hlavní posloupnosti třídy bude 62 000krát svítivější než [[Slunce]] a její průměr bude 8krát větší než průměr Slunce.<ref>{{cite journal |last1=Woosley | first1=S. E. | last2=Heger | first2=A. | last3=Weaver | first3=T. A. | title=The evolution and explosion of massive stars | journal=Reviews of Modern Physics | year=2002 | volume=74 | issue=4 | pages=1015–1071 |bibcode=2002RvMP...74.1015W | doi = 10.1103/RevModPhys.74.1015}}</ref>

{| class="wikitable" style="margin: auto; float: none"
|-
! valign="bottom" | Palivo
!valign="bottom"| [[Teplota]]<br />(v megakelvinech)
!valign="bottom"| [[Hustota]]<br />(kg/cm<sup>3</sup>)
!valign="bottom"| Doba hoření<br />(τ v [[rok|rocích]])
|- style="text-align:center;"
|| [[Vodík|H]]
|| 37
|| 0,0045
|| 8,1 milionů
|- style="text-align:center;"
|| [[Helium|He]]
|| 188
|| 0,97
|| 1,2 milionů
|- style="text-align:center;"
|| [[Uhlík|C]]
|| 870
|| 170
|| 976
|- style="text-align:center;"
|| [[Neon|Ne]]
|| 1,570
|| 3,100
|| 0.6
|- style="text-align:center;"
|| [[kyslík|O]]
|| 1,980
|| 5,550
|| 1,25
|- style="text-align:center;"
|| [[Síra|S]]/[[Křemík|Si]]
|| 3,340
|| 33,400
|| 0,0315<ref>11,5 days is 0,0315 years.</ref>
|}

Mladé hvězdy předtím, než dosáhnou hlavní posloupnosti, získávají energii gravitační kontrakcí podobně jako některé velké [[Planeta|planety]] nebo hnědí trpaslíci. Gravitační kontrakce umožní vznikající hvězdě zvýšit [[teplota|teplotu]] a [[tlak]] v jejím nitru natolik, aby se spustily termojaderné reakce. Staré hvězdy po ukončení fáze jaderných reakcí mohou svítit z nazářených zásob. V obou případech (nedospělá i stará hvězda) však tyto hvězdy ve viditelném spektru dosahují jen malý zlomek zářivého výkonu, který mají hvězdy s probíhajícími termonukleární reakcemi.

== Vznik a vývoj ==
{{Podrobně|Vývoj hvězd}}

Modely vývoje hvězd jsou jen teoriemi – vzhledem k velké délce trvání i těch nejkratšeji existujících hvězd lidstvo ještě nemělo možnost sledovat nějakou hvězdu od jejího vzniku až po zánik. Tyto modely vycházejí z pozorování hvězd s odlišnými vlastnostmi – hvězd hlavní posloupnosti, obrů, bílých trpaslíků a podobně, přičemž se předpokládá, že během dlouhého časového období dochází k postupným proměnám hvězd z jedné pozorované formy na druhou.

=== Vznik hvězdy ===
{{Podrobně|Vznik hvězdy}}
[[Soubor:Hajašiho stopa.svg|náhled|Hajašiho stopa]]

Hvězdy vznikají z původně chladných, řídkých a studených mračen [[Mezihvězdné prostředí|mezihvězdné hmoty]]. Hustota těchto mračen je vyšší než hustota [[Mezihvězdné médium|mezihvězdného média]], ale stále nižší než hustota uvnitř [[vakuová komora|vakuové komory]]. Tyto oblasti se nazývají molekulární mračna a jsou většinou tvořena vodíkem s příměsí ~23–28 % helia a malým procentem těžších prvků. Příkladem takové oblasti, v níž vznikají nové hvězdy, je [[mlhovina v Orionu]].<ref>{{cite journal
 | last=Woodward | first=P. R.
 | title=Theoretical models of star formation
 | journal=Annual review of astronomy and astrophysics
 | year=1978 | volume=16
 | issue=1 | pages=555–584 | doi = 10.1146/annurev.aa.16.090178.003011
 | bibcode=1978ARA&A..16..555W
}}</ref> Z molekulárních mračen zde vznikají obrovské hvězdy, které osvětlují tato mračna a také ionizují vodík. Takto vznikají svítící mlhoviny nazývané [[HII oblast|oblasti H II]]. Tato mračna se nacházejí hlavně v ramenech [[spirální galaxie|spirálních galaxií]], v [[čočková galaxie|čočkových]] a [[nepravidelná galaxie|nepravidelných galaxiích]]. Právě v těchto místech je proto tvorba hvězd nejčastější. Většinou ale nevznikají samostatně,<ref>https://phys.org/news/2017-06-evidence-stars-born-pairs.html - New evidence that all stars are born in pairs</ref> ale například jako [[dvojhvězda]].

Chladné, prachoplynné mračno se začne většinou pod vlivem nějakého vnějšího faktoru (výbuch supernovy, srážka s jiným mračnem, [[srážka galaxií]]) smršťovat. Jakmile oblast dosáhne dostatečné hustoty hmoty a splní [[Jeansovo kritérium nestability]], začíná kolabovat pod vlastní gravitací.<ref>{{cite book
 | first=Michael David | last=Smith | year=2004
 | title=The Origin of Stars | publisher=Imperial College Press
 | isbn=1-86094-501-5 | pages=57–68 }}</ref>

[[Soubor:Natal Microcosm.jpg|vlevo|náhled|[[Protohvězda]]]]

Během kolapsu mraku vytvářejí jednotlivé shluky hustšího prachu a plynu, tzv. [[Bokovy globule]]. Během kolapsu globulí a růstu hustoty se gravitační energie přeměňuje na teplo a teplota stoupá. S nárůstem teploty stoupá také rychlost rotace mraku. V mračnu se začínají tvořit hustší oblasti, zárodky samotných hvězd. Tyto zárodky s hmotností až deset tisíc slunečních hmotností dále kolabují. Postupně začíná volnému gravitačnímu hroucení bránit vnitřní tlak. Když mrak dosáhne zhruba stabilního stavu, vzniká jádro tzv. [[protohvězda|protohvězdy]].<ref>{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = Seligman
 | jméno = Courtney
 | url = http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20080623190408/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm
 | datum archivace = 2008-06-23
 | titul = Self-published
 | datum přístupu = 2006-09-05
 | nedostupné = ano
}}</ref> Protohvězdy jsou bouřlivé, svítící, nestabilní objekty, které se nadále scvrkávají. Tyto hvězdy před hlavní posloupností často obklopuje disk prachu a plynu, tzv. [[protoplanetární disk]], a zdrojem jejich vyzařování je hlavně uvolňování gravitační energie. Období gravitačního kolapsu trvá zhruba 10–15 milionů let. Mladé hvězdy s hmotností méně než 2&nbsp;''M''<sub>⊙</sub> ([[Sluneční hmotnost|hmotností Slunce]]) se nazývají hvězdy T Tauri. Hvězdy s větší hmotností se nazývají Herbig Ae / Be hvězdy. Tyto mladé hvězdy vyzařují podél své osy rotace proudy plynu, což může snížit moment hybnosti vznikající hvězdy, v podobě malých mlhovinovitých oblastí známých jako [[Herbigův–Harův objekt|Herbigovy–Harovy objekty]].<ref>{{cite book
 | last1=Bally | first1=J. | last2=Morse | first2=J.
 | last3=Reipurth | first3=B. | year = 1996
 | title=The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks
 | booktitle = Science with the Hubble Space Telescope – II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995
 | editor1-last=Benvenuti | editor1-first=Piero
 | editor2-first=F. D. | editor2-last=Macchetto
 | editor3-first=Ethan J. | editor3-last=Schreier
 | publisher=Space Telescope Science Institute | page=491
 | bibcode=1996swhs.conf..491B
}}</ref><ref name="smith04">{{cite book
 | first=Michael David | last=Smith
 | title=The origin of stars | page=176 | year=2004
 | isbn=1-86094-501-5
 | publisher=Imperial College Press
}}</ref> Tyto proudy v kombinaci se zářením blízkých masivních hvězd mohou rozehnat okolní mrak, ve kterém hvězda vznikla.<ref>{{cite news
 | first=Tom | last=Megeath | date=May 11, 2010
 | title=Herschel finds a hole in space
 | url=http://www.esa.int/esaCP/SEMFEAKPO8G_index_0.html
 | publisher=ESA | accessdate=2010-05-17 }}</ref> Nakonec teplota a tlak v jádru protohvězdy vzrostou natolik, že se zapálí termojaderné reakce. Gravitační síla se vyrovná s tlakem záření přicházejícího z jádra, hvězda se přestane dále zmenšovat a usadí se na [[hlavní posloupnost]]i, kde stráví až 90 % svého života.

První hvězdy, které vznikaly ve vesmíru, byly pravděpodobně dost odlišné od současných. Šlo o nesmírně hmotné a zářivé objekty s hmotnostmi nejméně 15 hmotností Slunce. První hvězdy také neobsahovaly prvky těžší než helium, protože tyto prvky ještě neexistovaly. Jejich životnost však byla krátká, necelý milion let.

=== Další vývoj ===
[[Soubor:RedDwarfNASA.jpg|náhled|Umělecká představa o blízkém pohledu na [[červený trpaslík|červeného trpaslíka]], nejběžnější typ hvězdy v naší [[Galaxie Mléčná dráha|Galaxii]]]]

Na začátku života hvězdy T Tauri následují [[Hajašiho stopa|Hajašiho stopu]] – zmenšují se a klesá jejich svítivost, teplota zůstává zhruba stejná. Lehčí T Tauri hvězdy přecházejí do [[hlavní posloupnost]]i, zatímco těžké hvězdy pokračují [[Henyeyho stopa|Henyeyho stopou]]. To, jak dlouho hvězda setrvá v poměrně stabilní fázi hlavní posloupnosti, závisí na její počáteční hmotnosti. Hmotnější hvězdy paradoxně žijí kratčeji, protože termojaderné reakce v jejich jádrech probíhají mnohem bouřlivěji než v málo hmotných hvězdách. Život hvězdy s hmotností Slunce trvá celé miliardy let, život mnohem hmotnějších obrů a nadobrů jen miliony nebo dokonce jen statisíce let. Od začátku hlavní posloupnosti se zvyšuje podíl hélia v jádře hvězdy, rychlost jaderné fúze pomalu narůstá spolu s teplotou a svítivostí hvězdy.<ref>{{cite journal | display-authors=1
 | last1=Mengel | first1=J. G. | last2=Demarque | first2=P.
 | last3=Sweigart | first3=A. V. | last4=Gross | first4=P. G.
 | title=Stellar evolution from the zero-age main sequence
 | journal=Astrophysical Journal Supplement Series
 | year=1979 | volume=40 | pages=733–791
 | bibcode=1979ApJS...40..733M | doi = 10.1086/190603
}}</ref> Od doby, co Slunce dosáhlo hlavní posloupnost před 4,6 miliardami (4.6×10<sup>9</sup>) let, se jeho svítivost do dnešní doby podle výpočtů zvýšila o 40 %.

Pro většinu hvězd je množství hmoty ztracené prostřednictvím hvězdného větru zanedbatelné vzhledem k jejich hmotnosti. Slunce ztratí 10<sup>−14</sup> hmotností Slunce každý rok<ref>{{cite journal | display-authors=1
 | last1=Wood | first1=B. E. | last2=Müller | first2=H.-R.
 | last3=Zank | first3=G. P. | last4=Linsky | first4=J. L.
 | title=Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity
 | journal=The Astrophysical Journal | year=2002
 | volume=574 | issue=1 | pages=412–425
| doi = 10.1086/340797 | bibcode=2002ApJ...574..412W
|arxiv = astro-ph/0203437 }}</ref> nebo 0,01 % své celkové hmotnosti během celého života. Velmi těžké hvězdy však mohou ztratit 10<sup>−7</sup> až 10<sup>−5</sup> hmotností Slunce každý rok, což výrazně ovlivňuje jejich vývoj.<ref>{{cite journal
 | last1=de Loore | first1=C. | last2=de Greve | first2=J. P.
 | last3=Lamers | first3=H. J. G. L. M.
 | title=Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind
 | journal=Astronomy and Astrophysics | year=1977 | volume=61
 | issue=2 | pages=251–259
 | bibcode=1977A&A....61..251D }}</ref> Hvězdy, které měly na začátku více než 50&nbsp;''M''<sub>⊙</sub>, mohou během hlavní posloupnosti ztratit až polovinu celkové hmotnosti.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | url = http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/stellar-evolution/the-evolution-of-stars-between-50-and-100-times-the-mass-of-the-sun
 | titul = The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun
 | vydavatel = Royal Greenwich Observatory
 | datum přístupu = 2006-09-07
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20120603160705/http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/stellar-evolution/the-evolution-of-stars-between-50-and-100-times-the-mass-of-the-sun
 | datum archivace = 2012-06-03
 | nedostupné = ano
}}</ref>

Délka období, které hvězda stráví na hlavní posloupnosti, závisí především na množství paliva, které má hvězda k dispozici a rychlosti fúze, spalování toho paliva, tzn. původní hmotnosti a svítivosti hvězdy. Odhadovaná délka života Slunce je zhruba 10 miliard (10<sup>10</sup>) let. Těžké hvězdy spotřebovávají palivo velmi rychle a jejich život je krátký. Lehké hvězdy naopak utrácejí palivo velmi pomalu. Hvězdy lehčí než 0,25&nbsp;''M''<sub>⊙</sub>, tzv. [[Červený trpaslík|červení trpaslíci]], dokážou na fúzi využít téměř veškerou svou hmotnost, zatímco hvězdy s hmotností ~&nbsp;1&nbsp;''M''<sub>⊙</sub> využijí jako palivo pouze 10 % své hmotnosti. Kombinace nízké spotřeby a relativně velkých použitelných zásob paliva umožňuje podle výpočtů hvězdám s hmotností ~&nbsp;0,25&nbsp;''M''<sub>⊙</sub> existovat zhruba bilion (10<sup>12</sup>)<ref group="pozn.">Pojmenování čísla podle [[dlouhá škála|dlouhé škály]], obvyklé v kontinentální Evropě. Anglicky mluvící země používají [[krátká škála|krátkou škálu]], ve které se 10<sup>12</sup> označuje jako ''trilion''.</ref> let a nejlehčím hvězdám spalujícím vodík (0,08&nbsp;''M''<sub>⊙</sub>) dokonce 12 bilionů let.<ref name="adams">{{cite book
 | last=Adams | first=Fred C.
 | coauthors=Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve J. M
 | title=Red Dwarfs and the End of the Main Sequence
 | booktitle=Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets
 | pages=46–49
 | publisher=Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica
 | url=http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..22/PDF/RMxAC..22_adams.pdf
 | accessdate = 2008-06-24 }}</ref> A protože životnost takových hvězd je delší než současný odhadovaný věk vesmíru (13,8 miliardy let), pravděpodobně ještě žádné hvězdy lehčí než 0,85&nbsp;''M''<sub>⊙</sub><ref name="saomainseq">{{cite web | title=Main Sequence Lifetime |url=http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/M/Main+Sequence+Lifetime | work=Swinburne Astronomy Online Encyclopedia of Astronomy |publisher=Swinburne University of Technology }}</ref> neopustily hlavní posloupnost.

[[Soubor:H-R_diagram_-edited-3_(cs).png|náhled|360px|Příklad [[Hertzsprungův–Russellův diagram|Hertzsprungova–Russellova diagramu]] pro soubor hvězd zahrnujících Slunce (uprostřed) – viz níže Řazení hvězd]]

Prvky těžší než hélium hrají vedle hmotnosti velmi důležitou roli ve vývoji hvězdy. V astronomii se všechny prvky těžší než helium považují za kovy (ang. metal), koncentrace těchto prvků se nazývá [[metalicita]]. Metalicita může ovlivnit délku spalování paliva hvězdy, vznik magnetických polí<ref>{{cite journal
 | display-authors=1
 | last1=Pizzolato | first1=N. | last2=Ventura | first2=P.
 | last3=D'Antona | first3=F. | last4=Maggio | first4=A.
 | last5=Micela | first5=G. | last6=Sciortino | first6=S.
 | title=Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests
 | journal=Astronomy & Astrophysics
 | year=2001 | volume=373
 | issue=2 | pages=597–607
 | doi=10.1051/0004-6361:20010626
| bibcode=2001A&A...373..597P}}</ref> a má vliv i na intenzitu hvězdného větru.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | datum vydání = June 18, 2004
 | url = http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20041122143115/http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
 | datum archivace = 2004-11-22
 | titul = Mass loss and Evolution
 | vydavatel = UCL Astrophysics Group
 | datum přístupu = 2006-08-26
 | nedostupné = ano
}}</ref> Starší hvězdy [[II. populace|populace II]] mají kvůli složení molekulárního mračna, ze kterého vznikly, podstatně nižší metalicitu než mladší hvězdy [[I. populace|populace I]]. Postupem času se obsah těžších prvků v mezihvězdných mračnech zvyšuje, protože umírající hvězdy rozptýlí tyto prvky do okolí.

=== Zánik hvězd ===
Nejpočetnější hvězdy ve vesmíru, červení trpaslíci, zanikají nenápadně – po vyhoření veškerého paliva pozvolna chladnou až nakonec úplně zhasnou. Hvězdy s hmotností alespoň 0,4&nbsp;''M''<sub>⊙</sub><ref name="late stages" /> se po vyčerpání zásob vodíku v jádře nafouknou a ochladí (z hvězdy se sice uvolňuje tepla více, ale z jednoho čtverečního metru povrchu, zvětšeného nafouknutím, méně – povrch tedy chladne, přestože jádro se zahřálo a svítivost vzrostla). Vznikne [[červený obr]]. Zhruba za 5 miliard let, kdy Slunce vstoupí do této fáze, se jeho poloměr zvětší na zhruba 1 [[Astronomická jednotka|AU]] (150 mil. km). To představuje 250násobný nárůst. Slunce ve fázi obra ztratí přibližně 30 % své hmotnosti.<ref name="sun_future">{{cite journal | last1=Sackmann | first1=I. J. |last2=Boothroyd | first2=A. I. | last3=Kraemer | first3=K. E. | title=Our Sun. III. Present and Future | page=457 |journal=Astrophysical Journal | year=1993 | volume=418 | bibcode=1993ApJ...418..457S | doi = 10.1086/173407}}</ref><ref name="sun_future_schroder">{{cite journal | first1=K.-P. | last1=Schröder | last2=Smith | first2=Robert Connon | year=2008 |title=Distant future of the Sun and Earth revisited | doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume = 386 | issue=1 | page = 155 | bibcode=2008MNRAS.386..155S|arxiv = 0801.4031 }} See also{{cite news
 | url=http://www.newscientist.com/article/dn13369?feedId=online-news_rss20
 | title=Hope dims that Earth will survive Sun's death
 | date=February 22, 2008
 | work=NewScientist.com news service
 | first=Jason | last=Palmer
 | accessdate=2008-03-24 }}</ref>

V červených obrech do 2,25&nbsp;''M''<sub>⊙</sub> pokračuje spalování vodíku ve vrstvě obklopující jádro.<ref name="hinshaw">{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = Hinshaw
 | jméno = Gary
 | datum vydání = August 23, 2006
 | url = http://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_stars.html
 | titul = The Life and Death of Stars
 | vydavatel = NASA WMAP Mission
 | datum přístupu = 2006-09-01
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20080312214838/http://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_stars.html
 | datum archivace = 2008-03-12
 | nedostupné = ano
}}</ref> Nakonec v jádru vzroste teplota a tlak natolik, že začne fúze hélia. Průměr hvězdy se od té doby postupně zmenšuje a povrchová teplota stoupá. U větších, původně hmotnějších hvězd jádro přejde přímo ze spalování vodíku na spalování hélia.<ref name="iben"/>

Po spotřebování hélia v jádře pokračuje fúze ve vrstvě z uhlíku a kyslíku kolem horkého jádra. Hvězda pak ve vývoji pokračuje cestou podobnou s původní fází červeného obra, ale s vyšší povrchovou teplotou. S postupným zmenšováním hvězdného jádra narůstá intenzita záření z jeho povrchu, což vytvoří takový tlak záření na vnější vrstvy plynů, že je doslova odhodí a vytvoří [[planetární mlhovina|planetární mlhovinu]]. Pokud má jádro po odmrštění vnější atmosféry hmotnost menší než 1,4&nbsp;''M''<sub>⊙</sub>, tak se smrští na poměrně malý objekt velký přibližně jako Země – [[bílý trpaslík]]. Ten již není dostatečně těžký pro další stlačování materiálu. Je tak žhavý, že bude chladnout více než 13 miliard let, z toho plyne, že nejstarší takto zkolabované hvězdy ještě zdaleka nevychladly. Mohou mít hmotnost od 0,1&nbsp;až 1,4&nbsp;Sluncí. Jeden cm<sup>3</sup> má tak hmotnost cca 1&nbsp;tunu (tj.&nbsp;miliónkrát větší, než je hustota vody). Bílý trpaslík postupně, avšak velmi pomalu, vybledne na [[černý trpaslík|černého trpaslíka]].

Velmi těžké hvězdy s hmotností více než 9&nbsp;''M''<sub>⊙</sub> během fáze hoření hélia expandují a vytvářejí [[Červený veleobr|červeného veleobra]]. Poté, co vyčerpají palivo v jádru, pokračují ve spalování těžších prvků. Jádro se zmenšuje, dokud teplota a tlak nejsou dostatečné k fúzi uhlíku. Tento proces pokračuje dalšími fázemi, ve kterých je palivem nejprve neon, pak kyslík a křemík. Těsně před koncem života fúze pokračuje v sérii vrstev podobných cibuli. Každá vrstva spaluje jiný prvek.<ref>{{Citace elektronické monografie | url = http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/what-is-a-star | titul = What is a star? | vydavatel = Royal Greenwich Observatory | datum přístupu = 2006-09-07 | url archivu = https://web.archive.org/web/20120303020620/http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/what-is-a-star | datum archivace = 2012-03-03 | nedostupné = ano }}</ref>

Poslední fáze nastává, když hvězda začne produkovat železo. Protože jádro železa je vázáno pevněji než jiná, těžší jádra, fúze železa nevytváří žádnou energii a proces naopak energii spotřebovává.<ref name="hinshaw" /> Ze stejného důvodu se energie nedá získat ani štěpením železa. V relativně starých a velmi těžkých hvězdách se v jádru naakumuluje velké množství nereaktivního železa. Těžké prvky v těchto hvězdách se mohou dostat na povrch, a tak vznikne objekt známý jako [[Wolfova–Rayetova hvězda]] s hustým hvězdným větrem. Když železné jádro dosáhne hmotnosti > 1,4&nbsp;''M''<sub>⊙</sub>, nedokáže již více vzdorovat vlastní gravitaci. Jádro náhle kolabuje, elektrony se kombinují s protony a vytvářejí [[neutron]]y, neutrina a gama záření. Nárazová vlna vyvolaná kolapsem způsobí výbuch hvězdy, který označujeme jako [[Supernova|exploze supernovy]]. Supernovy jsou tak jasné, že na krátký okamžik prosvítí celou vlastní galaxii. Pokud se vyskytly v naší [[Galaxie Mléčná dráha|Galaxii]], daly se pozorovat [[pouhým okem]].<ref name="supernova">{{Citace elektronické monografie
 | datum vydání = April 6, 2006
 | url = http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html
 | titul = Introduction to Supernova Remnants
 | vydavatel = Goddard Space Flight Center
 | datum přístupu = 2006-07-16
}}</ref> Ještě mohutnější jsou exploze [[hypernova|hypernov]].

Většina hmoty hvězdy je rozmetána výbuchem supernovy (tak vznikají [[Planetární mlhovina|mlhoviny]] jako např. [[Krabí mlhovina]]) a to, co zůstane, je [[neutronová hvězda]] (která se někdy projevuje jako [[pulsar]]) nebo v případě největších hvězd (dostatečně velkých, aby zanechaly hvězdný zůstatek těžší než ~&nbsp;4&nbsp;''M''<sub>⊙</sub>) vznikne [[černá díra]]. V neutronové hvězdě je hmota ve stavu známém jako degenerovaná neutronová hmota, případně se v jádru může vyskytovat ještě exotičtější forma hmoty tzv. QCD hmota. V případě černé díry je hmota ve stavu, kterému v současnosti nerozumíme.<ref>{{cite journal | last1=Fryer | first1=C. L. | title=Black-hole formation from stellar collapse | journal=Classical and Quantum Gravity | year=2003 | volume=20 | issue=10 | pages=S73–S80 | doi = 10.1088/0264-9381/20/10/309 | bibcode=2003CQGra..20S..73F}}</ref>

Hmota, která je hvězdou vyvržena v podobě planetární mlhoviny nebo [[Pozůstatek supernovy|zbytků po výbuchu supernovy]], se neustále rozpíná, mísí se s mezihvězdnou hmotou a vrací se tím do oběhu, takže za nějaký čas z ní mohou vzniknout nové hvězdy.<ref name="supernova" /> Odvržené vnější vrstvy umírajících hvězd obsahují těžké prvky, které po zrecyklování další generací hvězd umožňují vznik kamenných planet.

== Skupiny hvězd ==
Kromě samostatných hvězd, jakou je například Slunce, existují [[Vícenásobná hvězda|vícenásobné hvězdné systémy]] tvořené dvěma nebo více gravitačně svázanými hvězdami, které se navzájem obíhají. Nejčastějším příkladem vícehvězdného systému je [[dvojhvězda]], ale systémy [[Trojhvězda|tří]] a více hvězd jsou také běžné. Takové vícehvězdné systémy jsou často z důvodu stability oběžných drah hierarchicky organizované soubory vzájemně se obíhajících hvězd.<ref>{{cite book
 | first1=Victor G. | last1=Szebehely
 | last2=Curran | first2=Richard B. | year=1985
 | title=Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies
 | publisher=Springer
 | isbn=90-277-2046-0 }}</ref> Existují i větší skupiny tzv. [[Hvězdokupa|hvězdokupy]].

V molekulárních mračnech vznikají hvězdy ve skupinách, které zůstávají minimálně po určitou dobu gravitačně vázány. V okolí Slunce vznikají hvězdy v útvarech zvaných [[Otevřená hvězdokupa|otevřené hvězdokupy]]. Jsou to poměrně volné skupiny desítek až stovek mladých hvězd, které se časem rozpadají. V minulosti v naší Galaxii vznikaly hvězdy i v mnohem hustších a kompaktnějších útvarech obsahujících až miliony hvězd. Tato seskupení se nazývají [[Kulová hvězdokupa|kulové hvězdokupy]], v současnosti však kulové hvězdokupy v naší Galaxii již nevznikají. Hvězdy v kulových hvězdokupách jsou silněji gravitačně vázány než členové otevřených hvězdokup a často zůstávají spolu až do svého zániku. Prostorově ohraničená skupina určitého typu hvězd společného původu, volnější než otevřená hvězdokupa, se nazývá [[hvězdná asociace]].

[[Soubor:Tarantula nebula detail.jpg|vlevo|náhled|Otevřená hvězdokupa (v pravém spodním okraji snímku) v [[Mlhovina Tarantule|mlhovině Tarantule]]]]

Hvězdy v rámci hvězdokup, ale také hvězdy, které se již ve hvězdokupách nenacházejí, většinou vytvářejí mnohem bližší a stabilnější konfigurace. Nejčastějším případem je dvojhvězda, kdy dvě přibližně stejně staré hvězdy obíhají kolem společného [[těžiště]]. V případě, že jedna složka je mnohem hmotnější než druhá, nachází se těžiště soustavy uvnitř hmotnější hvězdy a méně hmotná složka obíhá kolem ní podobně jako planety obíhají kolem Slunce. [[Pouhým okem]] vidíme na obloze takovou dvojici jako jeden bod. Některé dvojhvězdy lze rozlišit již malými [[dalekohled]]y, některé jen mohutnějšími přístroji a některé jsou u sebe tak blízko, že ani při nejvyšším dostupném rozlišení se je nepodaří pozorovat jako dvě oddělené hvězdy. To jsou takzvané [[spektroskopické dvojhvězdy]].

Někdy obíhají společné [[těžiště]] tři hvězdy. V takovém případě mluvíme o [[Trojhvězda|trojhvězdě]]. Nejčastěji tvoří trojhvězdí formaci centrální dvojice hmotnostně víceméně vyrovnaných hvězd, které obíhají společné těžiště a kolem nich v mnohem větší vzdálenosti obíhá méně hmotná třetí složka. Takový systém utváří například Slunci nejbližší soustava [[Alfa Centauri]]. Pokud společné těžiště obíhají čtyři hvězdy, mluvíme o [[Vícenásobná hvězda|čtyřhvězdě]]. Příkladem čtyřhvězdy je [[Epsilon Lyrae]], kterou tvoří dvě dvojice hvězd obíhající kolem společného těžiště. Gravitačně těsně vázaných hvězd může být i více než čtyři. Hvězdné systémy s více než dvěma složkami se označují souhrnným názvem [[Vícenásobná hvězda|vícenásobné hvězdy]]. Známou vícenásobnou hvězdou je například [[Trapez (Orion)|Trapéz]] v souhvězdí Orion. Dlouho převažoval názor, že většina hvězd se vyskytuje v gravitačně svázaných vícenásobných systémech. To je částečně pravda, zejména při obrovských hvězdách třídy O a B, kde se pravděpodobně až 80 % hvězd vyskytuje v takových systémech. Podíl samostatných hvězd se zvyšuje s klesající hmotností hvězd, a tak pouze u 255 červených trpaslíků je známa existence hvězdného společníka. A protože 85 % všech hvězd jsou právě červení trpaslíci, většina hvězd v Galaxii je pravděpodobně samostatná od narození.<ref>{{Citace elektronické monografie
| titul = Most Milky Way Stars Are Single
| url = https://pweb.cfa.harvard.edu/news/most-milky-way-stars-are-single
| vydavatel = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
| datum vydání = January 30, 2006
| datum přístupu = 2006-07-16
}}</ref>

Téměř všechny hvězdy tvoří spolu s mezihvězdnou hmotou a obrovskými množstvími [[Temná hmota|temné hmoty]] gigantické kompaktní systémy – galaxie. Hvězda, která je součástí nějaké galaxie, obíhá kolem jejího [[Galaktické jádro|jádra]]. I hvězdy zdánlivě vytržené z galaxií (například při vzájemných kolizích galaxií) zřejmě spadají pod gravitační vliv nějaké galaxie. Všechny hvězdy viditelné na obloze [[pouhým okem]] a menšími dalekohledy patří do naší Galaxie – Mléčné dráhy. Typická galaxie obsahuje stovky miliard hvězd, přičemž v pozorovatelném vesmíru se nachází více než 100 miliard (10<sup>11</sup>) galaxií.<ref>{{Citace elektronické monografie | titul=What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe? | vydavatel=Royal Greenwich Observatory | url=http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/faqs/what-is-a-galaxy-how-many-stars-in-a-galaxy-how-many-stars/galaxies-in-the-universe | datum přístupu=2006-07-18 | url archivu=https://web.archive.org/web/20151109083127/http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/faqs/what-is-a-galaxy-how-many-stars-in-a-galaxy-how-many-stars/galaxies-in-the-universe | datum archivace=2015-11-09 | nedostupné=ano }}</ref> Odhad počtu hvězd z roku 2010 říká, že ve viditelném vesmíru existuje 300 triliard (3×10<sup>23</sup>,<ref group="pozn.">V krátkém systému 300 ''sextilionů''.</ref>) hvězd.<ref>{{cite web
 | first=Seth | last=Borenstein | date=December 1, 2010
 | title=Universe's Star Count Could Triple | work=CBS News
 | url=http://www.cbsnews.com/stories/2010/12/01/tech/main7107200.shtml | accessdate=2011-07-14}}</ref>

== Vzdálenosti mezi hvězdami ==
Ve dvojhvězdách a vícenásobných hvězdách jsou vzdálenosti mezi jejich složkami relativně malé, někdy srovnatelné se vzdálenostmi planet od Slunce, jindy o něco větší. Mnohem větší jsou však vzdálenosti, jaké mají od sebe jednotlivé nesouvisející vícehvězdné systémy nebo osamělé hvězdy typu Slunce. Nejbližší hvězdou ke Slunci je Proxima Centauri vzdálená 39,9 bilionu km nebo 4,2 světelného roku. Trvalo by 150 000 let, než bychom se k ní dostali rychlostí, jakou kosmická stanice ISS obíhá kolem Země (8&nbsp;km / s = 27&nbsp;500&nbsp;km/h).<ref>3.99×10<sup>13</sup> km / (3×10<sup>4</sup> km/h × 24 × 365.25) = 1.5×10<sup>5</sup> let.</ref> Takové vzdálenosti jsou běžné pro vnitřek [[Galaktický disk|galaktického disku]].<ref>{{cite journal | last1=Holmberg | first1=J. | last2=Flynn | first2=C. | title=The local density of matter mapped by Hipparcos | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=313 | issue=2 | year=2000 | pages=209–216 | bibcode=2000MNRAS.313..209H | doi = 10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x |arxiv = astro-ph/9812404 }}</ref> Kvůli poměrně velkým vzdálenostem mezi hvězdami nejsou vzájemné srážky hvězd časté. Hvězdy jsou k sobě mnohem blíže v centru galaxií nebo v kulových hvězdokupách, kde se mezi nimi vyskytuje i více kolizí,<ref name="DarkMatter">{{Citace elektronické monografie | titul=Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic | vydavatel=CNN News | datum vydání=June 2, 2000 | url=http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ | datum přístupu=2006-07-21 | url archivu=https://web.archive.org/web/20130727232615/http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ | datum archivace=2013-07-27 | nedostupné=ano }}</ref> ale i mnohem dál, např. v [[Galaktické halo|galaktickém halo]].

== Pohyb hvězd ==
[[Soubor:Pleiades large.jpg|náhled|Mladé hvězdy otevřené hvězdokupy [[Plejády]] v [[souhvězdí Býka]]. Tyto hvězdy mají společné kinematické charakteristiky a společně se pohybují vesmírem.<ref>{{cite journal
 | last=Loktin | first=A. V.
 | title=Kinematics of stars in the Pleiades open cluster
 | journal=Astronomy Reports | volume=50 | issue=9
 | pages=714–721 | month=September | year=2006
 | doi=10.1134/S1063772906090058 | bibcode=2006ARep...50..714L }}</ref>]]

Pohyb hvězdy vzhledem k Slunci může poskytnout informace o původu a stáří hvězdy, a také o její struktuře a vývoji jejího galaktického okolí. Pohyb hvězdy popisují dvě složky: [[radiální rychlost]], což je rychlost ve směru k nebo od Slunce, a úhlový pohyb po [[nebeská sféra|nebeské sféře]], který se nazývá také [[vlastní pohyb]].

Radiální rychlost se určuje pomocí měření [[Dopplerův jev|dopplerovského posunu]] spektrálních čar hvězdy. Pokud jsou posunuty směrem k modrému konci spektra, hvězda se k nám přibližuje, pokud k červenému konci spektra, hvězda se od nás vzdaluje. Její rychlost se udává v kilometrech za sekundu (km/s). Vlastní pohyb hvězdy se určuje pomocí přesných astrometrických měření a udává se v tisícinách úhlové vteřiny ([[Vteřina|mas]]) za rok. Vlastní pohyb se dá prostřednictvím hvězdné [[paralaxa|paralaxy]] přeměnit na jednotky rychlosti. Hvězdy s vysokou hodnotou vlastního pohybu se nacházejí relativně blízko Slunce.

Z těchto dvou parametrů lze vypočítat rychlost hvězdy vzhledem k Slunci nebo při jejím pohybu v galaxii. Pozorování zjistila, že obecně mají hvězdy populace I nižší rychlosti než starší hvězdy populace II. Ty mají [[Eliptická dráha|eliptické oběžné dráhy]] nakloněné k rovině galaxie.<ref>{{cite journal
 | last = Johnson | first = Hugh M.
 | title=The Kinematics and Evolution of Population I Stars
 | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | year=1957 | volume=69 | issue=406 | page=54
 | bibcode=1957PASP...69...54J
 | doi=10.1086/127012 }}</ref> Porovnání pohybů blízkých hvězd vedlo k objevům hvězdných asociací. To jsou skupiny hvězd se společným místem původu v jediném obrovském molekulárním mračnu.<ref>{{cite journal
 | last1=Elmegreen | first1=B. | last2=Efremov | first2=Y. N.
 | title=The Formation of Star Clusters
 | journal=American Scientist
 | year=1999 | volume=86 | issue=3 | page=264 | url=http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1
 | accessdate=2006-08-23 | doi=10.1511/1998.3.264 | archiveurl = http://web.archive.org/web/20050323072521/http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1| archivedate = March 23, 2005|bibcode = 1998AmSci..86..264E }}</ref>

== Třídění hvězd ==
=== Podle teploty a svítivosti ===
{{Podrobně|Spektrální klasifikace}}

[[Soubor:HR-diag-w-text-cs.svg|náhled|HR diagram]]

Hlavním zdrojem informací o hvězdách je jejich světlo rozložené do [[Barevné spektrum|spektra]]. Charakter spektra hvězdy určuje především teplota atmosféry hvězdy. Současný systém klasifikace hvězd má původ na počátku [[20. století]]. Tehdy se hvězdy klasifikovaly od A po Q na základě síly čar vodíku. V té době nebylo známo, že hlavním faktorem ovlivňujícím sílu této čáry je teplota. Čára dosahuje maxima při 9 000 K a slábne při vyšších i nižších teplotách. Po seřazení klasifikace podle teploty už připomínala současné schéma.

Podle spektra čili teploty dělíme hvězdy do osmi hlavních tříd (W, O, B, A, F, G, K a M) a 5 vzácných tříd (Q, R, N, S, C). V rámci této klasifikace rozeznáváme hvězdy raného spektrálního typu (O, B, A) a hvězdy pozdního spektrálního typu (G, K, M, C, S). O jsou velmi horké hvězdy. Teplota postupně klesá až po M, což jsou takové chladné hvězdy, že v jejich atmosférách mohou vznikat [[molekula|molekuly]]. Několik netradičních spektrálních typů má speciální klasifikaci, mezi nejběžnější patří L a T, označující po pořadí nejchladnější hvězdy a hnědé trpaslíky. Každé písmeno má 10 podkategorií, očíslovaných od 0 po 9 s postupně klesající teplotou. Tento systém selhává při extrémních teplotách: hvězdy třídy O0 a O1 nemusí existovat. Bílí trpaslíci mají vlastní třídu označenou písmenem D. Ta se dále dělí na DA, DB, DC, DO, DZ, a DQ, podle převažujících čar ve spektru. Za tím následuje číselná hodnota označující teplotu.

Hvězdy zakreslené do grafu podle spektrální třídy a [[absolutní hvězdná velikost|absolutní velikosti]] (svítivosti) dávají tzv. [[Hertzsprungův–Russellův diagram]]. Hertzsprungův–Russellův diagram ukazuje, že hvězdy se seskupují do dvou větví, a to hlavní větve a větve obrů. V tomto diagramu je zřetelné dělení hvězd do:

* [[veleobr|nadobrů]],
* [[jasný obr|jasných obrů]],
* [[obr]]ů,
* [[podobr]]ů,
* [[hlavní posloupnost|hvězd hlavní posloupnosti]] (nejpočetnější skupina),
* [[Trpaslík (hvězda)|trpaslíků]] a
* [[podtrpaslík]]ů.

Hertzsprungův–Russellův diagram ukazuje i vývojovou cestu hvězd.

Svítivost nejenže odpovídá poloměru hvězd, ale má vliv i na jejich spektrální čáry. Většina hvězd leží na hlavní posloupnosti tvořené hvězdami spalujícími vodík. V grafu zobrazujícím jejich absolutní hvězdnou velikost a spektrální typ leží v úzkém pásu podél mírně zakřivené linie směřující z levého horního do pravého spodního rohu diagramu. Slunce je hvězdou hlavní posloupnosti typu G2, žlutou hvězdou s průměrnou teplotou a běžnou velikostí.

Přídavné kategorizování v podobě malého písmene za spektrálním typem se používá k označení speciální vlastnosti spektra, např. ''e'' znamená přítomnost emisní čáry, ''m'' znamená neobvyklou úroveň kovů a ''var'' znamená proměnnou hvězdu.

=== Podle zdroje energie ===
* [[Plazmová hvězda|plazmové hvězdy]] – jsou to hvězdy, ve kterých probíhají termojaderné reakce a průběžně tak vzniká nové vlastní záření. Patří sem obři, veleobři a hvězdy hlavní posloupnosti. Všechny hvězdy viditelné na obloze pouhým okem jsou plazmové hvězdy.
* [[degenerovaná hvězda|degenerované hvězdy]] – hvězdy, ve kterých již neprobíhají termojaderné reakce a jejich hmota je v degenerovaném stavu. Patří sem bílí trpaslíci, neutronové hvězdy a černé díry. Tyto hvězdy září pouze ze zásob energie nastřádaných v podobě tepla, případně nezáří vůbec.

== Doprovodná tělesa ==
[[Soubor:Sirius A and B artwork.jpg|náhled|Umělcova představa hvězd [[Sirius]] A (plazmová hvězda) a Sírius B (degenerovaná hvězda)]]
Kolem některých hvězd byla dokázána existence temných průvodců, kteří se nedají pozorovat dalekohledy a nejsou ani spektroskopickými dvojhvězdami. Přesto tito neviditelní společníci gravitačně působí na hvězdu. Mohou jimi být bývalé plazmové hvězdy, které se staly malými degenerovanými hvězdami, a proto jsou nepozorovatelné. Jde o bílé trpaslíky, neutronové hvězdy nebo černé díry. Jiné hvězdy mají zase mnohem méně hmotné společníky, což jsou buď hnědí trpaslíci nebo [[planeta|planety]]. Až do 90. let 20. století astronomové nevěděli, zda i jiné hvězdy mají planety. V posledním desetiletí se však začalo objevovat množství [[Exoplaneta|planet obíhajících kolem jiných hvězd]] a v současnosti jich známe již více než 900.<ref>{{Citace elektronické monografie
| url = http://www.planetarium.sk/extrasolar/
| datum přístupu = 2013-10-07
}}</ref>

== Názvy a označení ==
Již v minulosti dávali lidé hvězdám různá jména. Podobně jako s některými souhvězdími a samotným Sluncem, i s jednotlivými hvězdami se spojovala [[mytologie]].<ref name="mythology">{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = Coleman
 | jméno = Leslie S
 | url = http://frostydrew.org/papers.dc/papers/paper-myths/
 | titul = Myths, Legends and Lore
 | vydavatel = Frosty Drew Observatory
 | datum přístupu = 2012-06-15
}}</ref> Jména hvězd popisovala jejich vzhled (například [[Rutilicus]] – nažloutlý), část souhvězdí ([[Phekda|Phacd]] – stehno) nebo jejich roli v mytologii ([[Alcyone]] – jedna z mytických [[Plejády|Plejád]]). Dnes používaná jména pocházejí většinou ze [[staroarabština|staroarabštiny]], [[řečtina|řečtiny]], případně z [[latina|latiny]]. Zhruba každá šestá hvězda viditelná pouhým okem na obloze má své vlastní jméno, ale běžně se používá jen kolem 100 jmen. Novodobé pojmenování hvězd vlastním jménem je vzácné. Jedním z moderních názvů je například [[Gamma Velorum|Regor]].

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

Koncept souhvězdí existoval už během [[Babylonie|Babylonské civilizace]]. Starověcí astronomové si všimli, že hvězdy tvoří výrazné obrazce a spojili je s přírodními úkazy a mytologií. Dvanáct z těchto formací, které leží podél roviny [[ekliptika|ekliptiky]], vytvořilo základ [[astrologie]].<ref name="koch95">{{cite book | last1=Koch-Westenholz | first1=Ulla | last2=Koch | first2=Ulla Susanne | year=1995 | title=Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination | page=163 | volume=19 | series=Carsten Niebuhr Institute Publications | publisher=Museum Tusculanum Press | isbn=87-7289-287-0 }}</ref>

S objevem dalekohledu se zvyšovalo množství pozorovatelných hvězd a tak se začaly vytvářet a používat různé [[Hvězdný katalog|hvězdné katalogy]]. Autorem prvního hvězdného katalogu byl [[Hipparchos]], který zavedl i hvězdnou velikost (magnitudu). Zhruba kolem roku [[1600]] se začaly názvy souhvězdí používat k pojmenování nebeských těles v určité oblasti oblohy. Pro nejjasnější hvězdy oblohy se obvykle používá [[Bayerovo označení|Bayerovo značení]]. Sestává z [[řecká abeceda|řeckého písmene]] za kterým následuje [[genitiv]] latinského názvu souhvězdí, ve kterém se hvězda nachází. Hvězdy jsou označeny od alfy až po omegu obvykle (ne však vždy) od nejjasnější ([[alfa]]) až po nejslabší ([[omega]]). Pokud jasná hvězda viditelná pouhým okem nemá jméno ani Bayerovo značení, používá se většinou [[Flamsteedovo označení|Flamsteedovo značení]]. Použil jej [[John Flamsteed]] v katalogu hvězd ve své knize ''Historia coelestis Britannica''.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | url = http://www.iau.org/public/naming/
 | titul = Naming Astronomical Objects
 | vydavatel = [[Mezinárodní astronomická unie|International Astronomical Union]] (IAU)
 | datum přístupu = 2009-01-30
}}</ref><ref>{{Citace elektronické monografie
 | url = http://spider.seds.org/spider/Misc/naming.html
 | titul = Naming Stars
 | vydavatel = [[Students for the Exploration and Development of Space]] (SEDS)
 | datum přístupu = 2009-01-30
}}</ref> Je podobné Bayerovu s tím rozdílem, že namísto písmena řecké abecedy je arabská číslice. Kritériem, podle kterého jsou hvězdy s Flamsteedovym označením seřazeny, není jejich jasnost ale [[rektascenze]]. Slabší hvězdy nepozorovatelné pouhým okem mají přidělená čísla v různých katalozích např. [[SAO katalog|SAO]], [[Henry Draper Catalogue|HD]] a jiné. Čísla v těchto katalozích mají sice přiděleny všechny hvězdy do určité limitní magnitudy, ale v případě jasných hvězd se k označení většinou používá vlastní jméno či jedno z výše uvedených označení.

Zvláštní princip označení platí pro hvězdy ve vícenásobných systémech. Nejhmotnější složka systému má za svým katalogovým označením písmeno A, méně hmotná B a tak dále. Například [[Alfa Centauri|Alfa Centauri A]] je nejhmotnější hvězda systému (v tomto případě trojhvězdného) [[Alfa Centauri]], [[Gliese 165 B]] je druhá nejhmotnější hvězda systému [[Gliese 165]], [[Polárka C]] je třetí nejhmotnější hvězda systému [[Polárka]].

Jedinou mezinárodně uznávanou autoritou pro pojmenovávání nebeských těles je [[Mezinárodní astronomická unie]] (IAU).<ref name="space_law09">{{cite book | last1=Lyall | first1=Francis | last2=Larsen | first2=Paul B. | title=Space Law: A Treatise | page=176 | publisher=Ashgate Publishing, Ltd | year=2009 | isbn=0-7546-4390-5 | chapter=Chapter 7: The Moon and Other Celestial Bodies }}</ref> Několik soukromých společností přesto prodává jména hvězd. IAU se distancuje od těchto komerčních praktik a takto přidělená jména neuznává ani nepoužívá.<ref name="andersen10">{{Citace elektronické monografie | jméno=Johannes | příjmení=Andersen | titul=Buying Stars and Star Names | vydavatel=International Astronomical Union | url=http://www.iau.org/public/buying_star_names/ | datum přístupu=2010-06-24 }}</ref>

== Pozorování ==

Za jasné noci můžeme pouhým okem vidět při ideálním rovném [[Obzor|horizontu]] asi 3 000 – 5 000 hvězd. Už malým dalekohledem jich uvidíme mnohem víc. Všechny hvězdy viditelné pouhým okem nebo malým dalekohledem patří do naší Galaxie. První samostatné hvězdy byly v cizích galaxiích pozorovány až ve 20. století.

Polohu hvězd na obloze určujeme [[Soustava souřadnic|souřadnicemi]]. Vzhled hvězdy na obloze je vždy bodový, a to i v největších dalekohledech (výjimkou se v nedávné minulosti staly hvězdy [[Betelgeuze]] a [[Mira]]). Přechodem světla hvězdy atmosférou Země dochází ke [[scintilace|scintilaci]] (třpyt hvězd) a k [[Lom vlnění|refrakci]]. Díky scintilaci můžeme bezpečně rozeznat hvězdy od planet, u nichž ke scintilaci nedochází. Ačkoli barva hvězdy vypovídá o její teplotě, je často její odstín způsoben nějakým optickým klamem, nejčastěji právě [[Atmosféra Země|atmosférou Země]], ale také [[Oko|lidským okem]], [[Chromatická aberace|barevnou vadou]] čočky a podobně. Poblikávání hvězd však nemusí být způsobeno jen atmosférou Země, může se jednat o proměnné hvězdy či zákrytové dvouhvězdy, u nichž se jasnost s časem mění.

Hvězdy na obloze mají různou jasnost. Ta závisí na zářivosti hvězdy, její vzdálenosti od Země a na vlivu zemské atmosféry, přes kterou její světlo prochází. Různá vzdálenost hvězd od nás způsobuje, že některé hvězdy jsou při pozorování ze Země jasnější (Vega, [[Sirius]], [[Alfa Centauri|Toliman]]…) než jiné hvězdy, které jsou mnohem zářivější, ale nacházejí se ve větší vzdálenosti ([[Rigel]], [[Antares]], Polárka…). Jasnost hvězd na obloze určujeme tzv. [[Hvězdná velikost|vizuálními magnitudami]]. Čím má vizuální magnituda menší číslo, tím je hvězda jasnější a naopak čím vyšší číslo, tím nižší jas. Magnitudy nejjasnějších hvězd mají negativní hodnoty. Nejjasnější hvězda Sírius má magnitudu −1,43, Vega 0,03, Polárka 2,13 a Slunce −26,7. Nejslabší hvězdy, které při dobrých pozorovacích podmínkách ještě vidíme pouhým okem, mají magnitudu 6 a nejslabší hvězdy zachycené dalekohledy na [[Fotografická deska|fotografických deskách]] mají magnitudu až do 30. Hranice nejslabších pozorovatelných hvězd se zdokonalováním pozorovací techniky neustále posouvá k vyšším magnitudám.

{| class="wikitable" style="float: right; margin-left: 1em;"
|+ ''Počet hvězd s magnitudou nižší než''
!Zdanlivá<br />magnituda
!Počet&nbsp;<br />hvězd<ref>{{Citace elektronické monografie | url = http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | url archivu = https://web.archive.org/web/20080206074842/http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | datum archivace = 2008-02-06 | titul = Magnitude | vydavatel = National Solar Observatory—Sacramento Peak | datum přístupu = 2006-08-23 | nedostupné = ano }}</ref>
|- style="text-align: center;"
||0
||4
|- style="text-align: center;"
||1
||15
|- style="text-align: center;"
||2
||48
|- style="text-align: center;"
||3
||171
|- style="text-align: center;"
||4
||513
|- style="text-align: center;"
||5
||1 602
|- style="text-align: center;"
||6
||4 800
|- style="text-align: center;"
||7
||14 000
|}

Skutečná nebo absolutní magnituda hvězdy přímo souvisí se svítivostí hvězdy a představuje zdánlivou magnitudu hvězdy ve vzdálenosti 10 parseků (32,6 svět. roku) od Země.

Stupnice obou magnitud, zdánlivé a absolutní, jsou [[logaritmus|logaritmickými]] jednotkami: rozdíl magnitudy o jedno celé číslo představuje přibližně 2,5násobný (5. [[odmocnina]] ze 100 nebo cca 2,512) rozdíl ve svítivosti.<ref name="luminosity">{{Citace elektronické monografie | url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html | titul = Luminosity of Stars | vydavatel = Australian Telescope Outreach and Education | datum přístupu = 2006-08-13 | url archivu = https://web.archive.org/web/20140809120004/http://www.atnf.csiro.au/outreach//education/senior/astrophysics/photometry_specparallax.html | datum archivace = 2014-08-09 | nedostupné = ano }}</ref> To znamená, že hvězda první magnitudy (+1,00) je přibližně 2,5krát jasnější než hvězda druhé magnitudy (+2,00) a 100krát jasnější než hvězda šesté magnitudy (+6,00). Rozdíl v jasnosti (ΔL) dvou hvězd vypočítáme tak, že od magnitudy méně jasné hvězdy (m<sub>f</sub>) odečteme magnitudu jasnější hvězdy (m<sub>b</sub>) a tento rozdíl se použije jako [[Umocňování|exponent]] základního čísla 2,512. Příklad:

:<math> \Delta{m} = m_\mathrm{f} - m_\mathrm{b} </math>
:<math>2.512^{\Delta{m}} = \Delta{L}</math>

Absolutní magnituda hvězdy (M) a zdánlivá magnituda (m), vzhledem ke svítivosti a vzdálenosti od Země nejsou ekvivalentní. Například Sírius se zdánlivou magnitudou −1,44 má absolutní magnitudu 1,41.

Zdánlivá magnituda Slunce je −26,7, ale jeho absolutní magnituda je pouze 4,83. Sírius, nejjasnější hvězda na naší obloze, je zhruba 23krát jasnější než Slunce, zatímco [[Canopus]], druhá nejjasnější hvězda na obloze, s absolutní magnitudu −5,53, je zhruba 14 000krát jasnější než Slunce. Přestože Canopus je mnohem jasnější než Sirius, je Sírius zdánlivě jasnější, protože Sírius se nachází 8,6 světelného roku od Země a Canopus mnohem dál, ~ 310 ly.

Nejjasnější známá hvězda s nejvyšší absolutní magnitudou −14,2 je [[LBV 1806-20]]. Tato hvězda je přinejmenším 5 000 000krát jasnější než Slunce.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | příjmení1 = Hoover
 | jméno1 = Aaron
 | datum vydání = January 15, 2004
 | url = http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20070807035239/http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm
 | datum archivace = 2007-08-07
 | titul = Star may be biggest, brightest yet observed
 | vydavatel = HubbleSite
 | datum přístupu = 2006-06-08
 | nedostupné = ano
}}</ref> Nejméně zářivé hvězdy, jaké jsou momentálně známy, se nacházejí ve hvězdokupě [[NGC 6397]]. Nejmatnější červený trpaslík ve hvězdokupě má magnitudu 26 až 28. Jas těchto hvězd se dá přirovnat ke svíčce na narozeninovém dortu na Měsíci pozorovaném ze Země.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | datum vydání = August 17, 2006
 | url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/37/image/a/
 | titul = Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397
 | vydavatel = HubbleSite
 | datum přístupu = 2006-06-08
}}</ref>

== Historie výzkumu ==
[[Soubor:Dibuix de Leo.png|náhled|Lidé viděli vzory ve hvězdách už od starověku.<ref name="forbes" /> Tato kresba, vytvořená roku [[1690]] [[Johannes Hevelius|Johannem Heveliem]], zobrazuje [[souhvězdí Lva]].<ref>{{cite book
 | first=Johannis | last=Hevelius | year=1690
 | title=Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia
 | location=Gdansk }}</ref>]]
[[Soubor:LeoCC.jpg|náhled|Souhvězdí Lva, jak ho lze pozorovat pouhým okem. Spojnice nejsou skutečné a byly přikresleny]]

Z historického pohledu byly hvězdy důležité ve všech civilizacích po celém světě, zejména jako součásti náboženských praktik. Krom toho se též používaly k [[Navigace|navigaci]] a orientaci na noční obloze. Mnoho [[starověk]]ých astronomů věřilo, že jsou hvězdy na [[nebeská sféra|nebeské sféře]] umístěny trvale a že jsou jinak neměnné. Podle zvyklostí astronomové seskupili hvězdy do [[souhvězdí]] a používali je ke sledování pohybů planet a odvození polohy Slunce.<ref name="forbes">{{cite book
 | last1=Forbes | first1=George | title=History of Astronomy
 | publisher=Watts & Co. | location=London | year=1909
 | url=http://www.gutenberg.org/ebooks/8172
 | isbn=1-153-62774-4 }}</ref> Pohyb Slunce vůči hvězdnému pozadí (a [[Obzor|horizontu]]) posloužil k vytvoření [[kalendář]]e, který pak našel využití hlavně v zemědělství.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = Tøndering
 | jméno = Claus
 | url = http://webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html
 | titul = Other ancient calendars
 | vydavatel = WebExhibits
 | datum přístupu = 2006-12-10
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20191121041104/http://www.webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html
 | datum archivace = 2019-11-21
 | nedostupné = ano
 }}</ref> [[Gregoriánský kalendář]], který je v současnosti používaný po celém světě, je sluneční kalendář založený na úhlu [[Rotace Země|osy otáčení]] Země vzhledem ke své nejbližší hvězdě – Slunci.

Nejstarší přesně datovaný popis hvězdné oblohy pochází z dob [[Starověký Egypt|starověké egyptské]] astronomie, konkrétně z roku [[1534 př. n. l.|1534]] před naším letopočtem.<ref>{{cite journal
 | last=von Spaeth | first=Ove
 | title=Dating the Oldest Egyptian Star Map
 | journal=Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology
 | year=2000 | volume=42 | issue=3 | pages=159–179
 | url=http://www.moses-egypt.net/star-map/senmut1-mapdate_en.asp
 | accessdate=2007-10-21 | doi=10.1034/j.1600-0498.2000.420301.x|bibcode = 2000Cent...42..159V }}</ref> Nejraněji známé hvězdy z katalogu byly sestaveny dávnými [[Babylonie|babylonskými]] astronomy [[Mezopotámie]] na konci druhého tisíciletí před naším letopočtem, během [[Kassité|období Kassitů]] (cca 1531–1155 př. n. l.).<ref name="north 1995 30 31">{{cite book | last=North | first=John | year=1995 | title=The Norton History of Astronomy and Cosmology | location=New York and London | pages=[https://archive.org/details/nortonhistoryofa0000nort/page/30 30–31] | publisher=W.W. Norton & Company | isbn=0-393-03656-1 | url=https://archive.org/details/nortonhistoryofa0000nort/page/30 }}</ref>

První hvězdný katalog [[Starověké Řecko|řecké]] astronomie vytvořil [[Aristyllus]] asi 300 let př. n. l. za pomoci [[Timocharis|Timochara]].<ref>{{cite book
 | last=Murdin | first=P. |date=November 2000
 | chapter=Aristillus (c. 200 BC)
 | doi=10.1888/0333750888/3440
 | title=Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics 
 | bibcode=2000eaa..bookE3440
 | isbn=0-333-75088-8 }}</ref> [[Katalog Hipparchos|Hipparchův katalog hvězd]] z přibližně 2. stol. př. n. l. zahrnoval 1 020 hvězd a byl použit pro sestavení [[Almagest|Ptolemaiova hvězdného katalogu]].<ref>{{cite book
 | first=Gerd | last=Grasshoff | year=1990
 | title=The history of Ptolemy's star catalogue
 | publisher=Springer | pages=1–5 | isbn=0-387-97181-5 }}</ref> [[Hipparchos]] je znám svým objevem první zaznamenané [[Nova|novy]].<ref>{{Citace elektronické monografie
 | jméno = Antonios D.
 | příjmení = Pinotsis
 | titul = Astronomy in Ancient Rhodes
 | vydavatel = Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens
 | url = http://conferences.phys.uoa.gr/jets2008/historical.html
 | datum přístupu = 2009-06-02
}}</ref> Mnoho souhvězdí a jmen hvězd pocházejících z řecké astronomie se používá dodnes.

Navzdory zdánlivé neměnnosti nebes si byli [[Čína|čínští]] astronomové vědomi toho, že se čas od času mohou objevit nové hvězdy.<ref name="clark">{{cite conference
 | last1=Clark | first1=D. H. | last2=Stephenson | first2=F. R.
 | title=The Historical Supernovae
 | booktitle=Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute
 | pages=355–370
 | publisher=Dordrecht, D. Reidel Publishing Co
 | date=June 29, 1981 | location=Cambridge, England
 | bibcode=1982sscr.conf..355C
}}</ref> V roce 185 n. l. byli první, kdo pozorovali a psali o supernově, dnes známé jako [[SN 185]].<ref>{{cite journal
 | last1=Zhao | first1=Fu-Yuan | last2=Strom | first2=R. G. | last3=Jiang | first3=Shi-Yang
 | title=The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova
 | journal=Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics
 | year=2006 | volume=6 | issue=5 | pages=635–640 | doi=10.1088/1009-9271/6/5/17 |bibcode = 2006ChJAA...6..635Z }}</ref> Nejjasnější hvězdná událost v zaznamenané historii byla [[Supernova 1006|supernova SN 1006]], která byla pozorována r. [[1006]]. Napsal o ní [[Starověký Egypt|egyptský]] astronom [[Abú Hasan Alí ibn Ridwan al-Misrí]] a několik čínských astronomů.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | datum vydání = March 5, 2003
 | url = http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html
 | titul = Astronomers Peg Brightness of History's Brightest Star
 | vydavatel = NAOA News
 | datum přístupu = 2006-06-08
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20030402121341/http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html
 | datum archivace = 2003-04-02
 | nedostupné = ano
 }}</ref> Supernova [[SN 1054]], která způsobila zrod [[Krabí mlhovina|Krabí mlhoviny]], byla rovněž pozorována čínskými a [[Starověký Orient|islámskými]] astronomy.<ref name="SN1054">{{cite web
 | last1=Frommert | first1=Hartmut | last2=Kronberg | first2=Christine
 | date=August 30, 2006 | work=SEDS
 | publisher=University of Arizona
 | title=Supernova 1054 – Creation of the Crab Nebula
 | url=http://messier.seds.org/more/m001_sn.html
}}</ref><ref name="PASP1942">{{cite journal
 | last=Duyvendak | first=J. J. L.
 | title=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles
 | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume=54 | issue=318 | pages=91–94
 |date=April 1942 | bibcode=1942PASP...54...91D
 | doi=10.1086/125409 }}<br />
{{Cite journal
 | last=Mayall | first=N. U. | last2=Oort |first2=Jan Hendrik
 | title=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects
 | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume=54 | issue=318 | pages=95–104 |date=April 1942 | bibcode=1942PASP...54...95M
 | doi=10.1086/125410
}}</ref><ref>{{cite journal | display-authors=1
 | last1=Brecher | first1=K. | last2=Fesen | first2=R. A.
 | last3=Maran | first3=S. P. | last4=Brandt | first4=J. C. | year=1983
 | title=Ancient records and the Crab Nebula supernova
 | journal=The Observatory | volume=103 | pages=106–113
 | bibcode=1983Obs...103..106B }}</ref>

Středověcí islámští astronomové dali mnoha hvězdám svá arabská jména, která se používají dodnes, a vymysleli mnoho astronomických nástrojů, s jejichž pomocí bylo možné vypočítat polohu hvězd. Postavili první velké výzkumné [[observatoř]]e, a to zejména za účelem sepsání hvězdných katalogů ''[[Zij]]''.<ref>{{cite journal
 |last=Kennedy |first=Edward S. |year=1962
 |title=Review: ''The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory'' by Aydin Sayili
 |journal=[[Isis (journal)|Isis]] |volume=53
 |issue=2 |pages=237–239 |doi=10.1086/349558 }}</ref> Patří mezi ně i ''Kniha stálic'' ([[964]]), napsaná [[Perská říše|perským]] astronomem [[Abdurrahmán ibn Umar as-Súfí|Abdurrahmánem ibn Umar as-Súfím]], který sledoval počet hvězd, hvězdokup (včetně [[Omicron Velorum]] a [[Collinder 399]]) a galaxií (včetně [[galaxie v Andromedě]]).<ref name="Jones">{{cite book
 | title=Messier's nebulae and star clusters
 | url=http://books.google.cz/books?id=IuhLR35I9QUC&pg=&dq#v=onepage&q=&f
 | first=Kenneth Glyn | last=Jones
 | publisher=[[Cambridge University Press]]
 | year=1991 | isbn=0-521-37079-5 | page=1 }}</ref> Podle [[Ahmad Zahoor|Ahmada Zahoora]] v 11. století perský učenec [[Aliboron]] popsal galaxie jako velké množství fragmentů, které mají vlastnosti mlhavých hvězd.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = Zahoor
 | jméno = A.
 | rok = 1997
 | url = http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20080626074150/http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html
 | datum archivace = 2008-06-26
 | titul = Al-Biruni
 | vydavatel = Hasanuddin University
 | datum přístupu = 2007-10-21
 | nedostupné = ano
}}</ref>

Podle [[Josep Puig|Josepa Puigeho]] [[Andalusie|andaluský]] astronom [[Avempace|Ibn Bádždža Abú Bakr Muhammad]] vyslovil hypotézu, že se [[Galaxie Mléčná dráha|Mléčná dráha]] skládá z mnoha hvězd, které se téměř jakoby navzájem dotýkaly a vypadají jako souvislý obraz jen díky vlivu [[Lom vlnění|refrakce]] [[sublunární sféra|sublunárního]] materiálu.<ref name="Montada">{{Citace elektronické monografie
 | jméno = Josep Puig
 | příjmení = Montada
 | titul = Ibn Bajja
 | vydavatel = [[Stanford Encyclopedia of Philosophy]]
 | url = http://plato.stanford.edu/entries/ibn-bajja
 | datum vydání = September 28, 2007
 | datum přístupu = 2008-07-11
}}</ref> Brzy evropští astronomové, jako [[Tycho Brahe]], identifikovali nové hvězdy na noční obloze (později nazvané novy), což naznačovalo, že nebesa nejsou neměnná. Roku [[1584]] [[Giordano Bruno]] navrhl, že jsou hvězdy to samé, co Slunce, a že rovněž mohou mít své planety na oběžných drahách, přičemž ty dokonce mohou být i podobné Zemi.<ref name="he history">{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = Drake
 | jméno = Stephen A.
 | datum vydání = August 17, 2006
 | url = http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html
 | titul = A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy
 | vydavatel = NASA HEASARC
 | datum přístupu = 2006-08-24
}}</ref> Tato myšlenka byla již dříve vyslovena starověkými řeckých filozofy [[Démokritos|Démokritem]] a [[Epikúros|Epikúrem]] i středověkými islámskými kosmology jako byl [[Fachruddín ar-Rází]].<ref>{{Citace elektronické monografie
 | jméno1 = Peter
 | příjmení1 = Greskovic
 | jméno2 = Peter
 | příjmení2 = Rudy
 | datum vydání = July 24, 2006
 | url = http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/
 | titul = Exoplanets
 | vydavatel = ESO
 | datum přístupu = 2012-06-15
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20081010140635/http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/
 | datum archivace = 2008-10-10
 | nedostupné = ano
 }}</ref>

[[William Herschel]] byl astronom, který se zajímal mj. i o rozdělení hvězd na obloze. Od roku 1780 vykonával řadu měření na 600 různých místech a v každém z nich spočítal pozorované hvězdy. Z toho vyvodil, že jejich počet se neustále zvyšuje směrem k jedné straně oblohy, ve směru jádra Mléčné dráhy. Jeho syn, [[John Herschel]] tuto studii opakoval na [[jižní polokoule|Jižní polokouli]] a našel totožný nárůst ve stejném směru.<ref>{{cite journal
 | last=Proctor | first=Richard A.
 | title=Are any of the nebulæ star-systems? | journal=Nature
 | year=1870 | pages=331–333
 | url=http://digicoll.library.wisc.edu/cgi-bin/HistSciTech/HistSciTech-idx?type=div&did=HISTSCITECH.0012.0052.0005&isize=M
 | issue=13
 | doi=10.1038/001331a0 | volume=1 |bibcode = 1870Natur...1..331P }}</ref> Kromě dalších úspěchů je William Herschel také znám svým objevem, že některé hvězdy neleží těsně u sebe jen z pohledu pozorovatele, tvoříce tak zdánlivě vzájemný pár (tzv. [[optická dvojhvězda]]), ale že tyto hvězdy jsou společníky fyzickými a skutečně se navzájem ovlivňují tvoříce tak systémy [[Dvojhvězda|dvojhvězd]].

Věda o [[Spektroskopie|spektroskopii]] hvězd byla propagována [[Joseph von Fraunhofer|Josephem von Fraunhoferem]] a [[Angelo Secchi]]m. Porovnáním spekter hvězd Siria a Slunce zjistili, že rozdíly v síle a počtu jejich [[Spektrální čára|absorpčních čar]] – tmavých linek – byly způsobeny absorpcí určitých frekvencí atmosférou. Roku [[1865]] začal Secchi třídit hvězdy do spektrálních typů,<ref>{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = MacDonnell
 | jméno = Joseph
 | url = http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20110721210124/http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm
 | datum archivace = 2011-07-21
 | titul = Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics
 | vydavatel = [[Fairfield University]]
 | datum přístupu = 2006-10-02
 | nedostupné = ne
}}</ref> nicméně moderní verzi klasifikačního schématu vyvinula až [[Annie Jump Cannon]]ová na přelomu 20. století.

[[Soubor:Alpha Centauri AB over limb of Saturn PIA10406.jpg|náhled|vlevo|[[Alfa Centauri]] [[Alfa Centauri A|A]] a [[Alfa Centauri B|B]] na okraji [[Prstence Saturnu|Saturnova prstence]].]]

První přímé měření vzdálenosti bylo provedeno roku [[1838]] [[Friedrich Wilhelm Bessel|Friedrichem Wilhelmem Besselem]] pomocí techniky [[Paralaxa (astronomie)|paralaxy]] na hvězdě [[61 Cygni]] (11,4 svět. let daleko). Měření paralaxou prokázala naprostou oddělenost hvězd.<ref name="he history" /> Význam pozorování dvojhvězd rostl v průběhu 19. století. Roku [[1834]] Bessel vypozoroval změny od předpokládaného pohybu hvězdy Sirius a odvodil tak skrytého společníka. [[Edward Charles Pickering]] objevil první spektroskopický binární systém roku [[1899]], když pozoroval periodické rozštěpení spektrálních čar hvězdy [[Mizar]] se 104denní periodou.

Během prvních desetiletí dvacátého století došlo k vyhotovení důležitých teoretických prací o fyzické struktuře hvězd. Roku [[1913]] byl vyvinut [[Hertzsprungův–Russellův diagram|HR diagram]], který dopomohl ještě většímu astrofyzikálnímu studiu hvězd. Nově vyvinuté modely úspěšně vysvětlovaly vnitřek hvězd a jejich vývoj. [[Cecilia Payne-Gaposchkinová]] jako první ve své disertační práci z roku 1925 vyslovila myšlenku, že hvězdy jsou složeny převážně z vodíku a helia.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | url = http://cwp.library.ucla.edu/Phase2/Payne-Gaposchkin,_Cecilia_Helena@861234567.html
 | titul = " Payne-Gaposchkin, Cecilia Helena." CWP
 | vydavatel = [[Kalifornská univerzita|University of California]]
 | datum přístupu = 2013-02-21
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20050318221903/http://cwp.library.ucla.edu/Phase2/Payne-Gaposchkin,_Cecilia_Helena@861234567.html
 | datum archivace = 2005-03-18
 | nedostupné = ano
}}</ref> Díky pokrokům v [[kvantová fyzika|kvantové fyzice]] bylo možné lépe pochopit spektra hvězd a to tak umožnilo stanovit chemické složení jejich atmosfér.

== Pohledy filozofů ==
=== Anaximandros ===
[[Anaximandros]] tvrdí, že se látka plodící od věčnosti teplo a chlad při vzniku tohoto světa oddělila a že z ní kolem vzduchu, který obklopuje zem, vyrostla jakási ohnivá koule jako kůra kolem stromu. Když se pak tato koule roztrhla a rozdělila do různých prstencovou pásů, vznikly Slunce, Měsíc a hvězdy.

== Hypotetické hvězdy ==
V průběhu dějin výzkumu hvězd vzniklo v myslích vědců i autorů sci-fi množství hypotetických hvězd. Mezi nejznámější příklady patří hypotetická hvězda smrti [[Nemesis (hvězda)|Nemesis]], jejíž koncept vznikl roku [[1983]]. Vytvořili jej [[paleontolog]]ové David M. Raup a John Sepkoski v reakci na domnělou periodicitu ve vymírání v dějinách Země. Hvězda (zřejmě hnědý nebo červený trpaslík) by měla být vzdálená jen asi 1,5–3 světelné roky od našeho Slunce. Dnes již není její existence považována za reálnou<ref>http://www.osel.cz/index.php?clanek=8182</ref>.

== Odkazy ==
=== Poznámky ===
<references group="pozn." />

=== Reference ===

{{Překlad
 | jazyk = sk
 | článek = Hviezda
 | revize = 5767785
 | jazyk2 = en
 | článek2 = Star
 | revize2 = 619144997
}}

<references/>

=== Literatura ===

* {{Citace monografie
  | autor = Josip Klezcek
  | rok = 2002
  | titul = Velká encyklopedie vesmíru
  | vydavatel = Academia
  | isbn = 80-200-0906-X
}}
* {{Citace monografie
  | autor = Róbert Čeman
  | autor2 = Eduard Pittich
  | spoluautoři = Alexandra Fuknová, Anna Lališová
  | titul = Vesmír 2 Hviezdy - Galaxie
  | vydavatel = MAPA Slovakia Bratislava
  | město = Bratislava
  | rok = 2003
  | isbn = 80-8067-074-9
}}
* {{Citace periodika
  | titul = Najmasívnejšia hviezda sa ešte nenašla
  | periodikum = Kozmos
  | rok = 2010
  | měsíc = říjen
  | ročník = XLI
  | číslo = 5
  | strany = 9–12
}}
* {{cite book | first1=Cliff | last1=Pickover | authorlink=Cliff Pickover | year=2001 | title=The Stars of Heaven | publisher=Oxford University Press | isbn=0-19-514874-6 | url-access=registration | url=https://archive.org/details/starsofheaven00pick }}
* {{Citace monografie | jméno1=John | příjmení1=Gribbin | autor=John Gribbin | rok=2001 | titul=Stardust: Supernovae and Life–The Cosmic Connection | url=https://archive.org/details/stardustsupernov0000john | vydavatel=[[Yale University Press]] | isbn=0-300-09097-8}}
* {{cite book | first1=Stephen | last2=Hawking | title=A Brief History of Time | authorlink=Stephen Hawking | year=1988 |publisher=Bantam Books | isbn=0-553-17521-1}}

=== Související články ===

* [[Seznam nejbližších hvězd]]
* [[Seznam nejbližších jasných hvězd]]
* [[Hvězdný atlas]]
* [[Hvězdný čas]]
* [[UBV systém]]

=== Externí odkazy ===
* {{commonscat|Stars}}
* {{Wikislovník|heslo=hvězda}}
* {{Otto|heslo=Hvězdy}}
* {{Wikicitáty|téma=Hvězda}}
* {{Citace monografie | příjmení = Mikulášek | jméno = Zdeněk | odkaz na autora = Zdeněk Mikulášek | příjmení2 = Krtička | jméno2 = Jiří | titul = Základy fyziky hvězd | url = http://astro.physics.muni.cz/download/documents/skripta/F3080.pdf | vydavatel = Přírodovědecká fakulta MU Brno | místo = Brno | rok = 2005 | vydání = | počet stran = 464 | isbn = }}
* {{Citace elektronické monografie | příjmení=Kaler | jméno=James | titul=Portraits of Stars and their Constellations | vydavatel=University of Illinois| url=http://stars.astro.illinois.edu/sow/sow.html | datum přístupu=2010-08-20 }}
* {{cite web | title=Query star by identifier, coordinates or reference code | work=SIMBAD | publisher=Centre de Données astronomiques de Strasbourg | url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-fid | accessdate=2010-08-20 }}
* {{Citace elektronické monografie | titul=How To Decipher Classification Codes | vydavatel=Astronomical Society of South Australia |url=http://www.assa.org.au/sig/variables/classifications.asp | datum přístupu=2010-08-20 }}
* {{Citace elektronické monografie | titul=Live Star Chart | vydavatel=Dobsonian Telescope Community | url=http://www.mydob.co.uk/community_star.php | datum přístupu=2010-08-20 | url archivu=https://archive.today/20121204180007/http://www.mydob.co.uk/community_star.php | datum archivace=2012-12-04 | nedostupné=ano }} View the stars above your location
* {{Citace elektronické monografie |display-authors = 1 |příjmení1 = Prialnick |jméno1 = Dina |příjmení2 = Wood |jméno2 = Kenneth |příjmení3 = Bjorkman |jméno3 = Jon |příjmení4 = Whitney |jméno4 = Barbara |příjmení5 = Wolff |jméno5 = Michael |příjmení6 = Gray |jméno6 = David |příjmení7 = Mihalas |jméno7 = Dimitri |titul = Stars: Stellar Atmospheres, Structure, & Evolution |rok = 2001 |vydavatel = University of St. Andrews |url = http://www-star.st-and.ac.uk/~kw25/teaching/stars/stars.html |datum přístupu = 2010-08-20 |url archivu = https://web.archive.org/web/20210211123306/http://www-star.st-and.ac.uk/~kw25/teaching/stars/stars.html |datum archivace = 2021-02-11 |nedostupné = ano }}

{{Hvězdy}}
{{Autoritní data}}
{{1000 nejdůležitějších článků}}

[[Kategorie:Hvězdy| ]]
[[Kategorie:Astrofyzika]]