Hviezda

Hviezda alebo zastarano stálica je plazmové (plynné), približne guľovité teleso vo vesmíre, ktoré má vlastný zdroj viditeľného žiarenia, drží ho pokope jeho vlastná gravitácia a má hmotnosť 0,08 až 300 hmotností Slnka. Vo hviezdach je sústredená väčšina viditeľnej hmoty vesmíru. Najbližšou hviezdou k Zemi je Slnko, ktoré je zdrojom väčšiny energie našej planéty. Pri vhodných atmosférických podmienkach sú v noci zo Zeme viditeľné aj iné hviezdy. Kvôli obrovským vzdialenostiam vyzerajú ako množstvo nehybných, viac či menej blikajúcich svetelných bodov.
Pod pojmom hviezda sa v starom chápaní myslel takmer každý objekt na nočnej oblohe ako planéta, kométa atď. okrem Mesiaca. V užšom astronomickom význame sú hviezdy len tie kozmické guľovité objekty, ktoré vyžarujú viditeľné žiarenie. Počas veľkej časti svojej existencie prenesene nazývanej "život hviezdy" je zdrojom tohto žiarenia termonukleárna fúzia vodíka na hélium v jadre hviezdy. Tá uvoľňuje energiu, ktorá prechádza vnútrom hviezdy a je vyžiarená do vonkajšieho priestoru. Potom, ako hviezda vyčerpá zásoby vodíka, vznikajú vo hviezde chemické prvky ťažšie ako hélium. Pred koncom života môžu hviezdy obsahovať aj degenerovanú hmotu. Astronómovia zisťujú hmotnosť, vek, metalicitu (chemické zloženie) a mnohé ďalšie vlastnosti hviezd pomocou pozorovania pohybu hviezdy vesmírom, svietivosti a analýzou jej žiarenia. Graf porovnávajúci teplotu hviezd s ich svietivosťou, známy ako Hertzsprungov-Russellov diagram, umožňuje zistiť vek a stav vývoja hviezdy.
Hviezda začína ako kolabujúci mrak materiálu zložený hlavne z vodíka, hélia a stopových množstiev ťažších prvkov. Hneď ako dosiahne jadro hviezdy dostatočnú hustotu, vodík sa začne nukleárnou fúziou premieňať na hélium a vyžarovať energiu. Vnútro hviezdy prenáša energiu smerom od jadra kombináciou procesov žiarenia a konvekcie. Tento vnútorný tlak zabraňuje tomu, aby hviezda skolabovala pod vlastnou gravitáciou. Hviezdy s hmotnosťou väčšou ako 0,4 hmotnosti Slnka po vyčerpaní vodíka v jadre expandujú a stávajú sa červeným obrom. V niektorých prípadoch vznikajú fúziou ťažšie prvky. Potom sa hviezda vyvinie do degenerovaného stavu, keď je časť jej hmoty rozptýlená do medzihviezdneho média, z ktorého neskôr vznikne nová generácia hviezd s vyšším podielom ťažších prvkov. Jadro hviezdy sa zmení na bieleho trpaslíka, neutrónovú hviezdu alebo čiernu dieru.
Dvoj- a viachviezdne systémy sa skladajú z dvoch alebo viacerých gravitačne zviazaných hviezd. Ak obiehajú príliš blízko seba, tak ich vzájomné gravitačné pôsobenie môže výrazne ovplyvniť ich vývoj. Hviezdy tvoria časť omnoho väčších gravitačných štruktúr ako hviezdokopy a galaxie. Pohybujú sa aj medzi galaxiami.
Hviezdy sa na nočnej oblohe voči sebe navzájom zdanlivo nepohybujú, preto sa v minulosti nazývali stálice na rozdiel od bludíc (planét). V skutočnosti sa vo vesmíre pohybujú obrovskou rýchlosťou až niekoľko sto kilometrov za sekundu, ale vzhľadom na ich obrovskú vzdialenosť sa voľným okom pozorovateľné zmeny v polohách hviezd prejavia až po storočiach či dokonca tisícročiach. Dôsledkom tejto zdanlivej nehybnosti utvárajú veľmi výrazné konfigurácie hviezd na oblohe, ktoré starovekí astronómovia združili do obrazcov tvoriacich základy súhvezdí a asterizmov. Astronómovia tiež pomenovali najjasnejšie hviezdy a vytvorili rozsiahle katalógy hviezd.
Hviezdy patria medzi najpočetnejšie a najľahšie pozorovateľné vesmírne objekty aj bez optických prístrojov. Väčšinu ostatných telies vo vesmíre vidíme len preto, lebo odrážajú svetlo hviezd (napr. planéty), alebo sú budené k svojmu žiareniu žiarením hviezd (napr. emisné hmloviny). Hviezdy môžu byť centrami planetárnych sústav.
Odvetvie astronómie zaoberajúce sa hviezdami sa nazýva stelárna astronómia.

Vlastnosti

Hviezdy majú rôzne fyzikálne vlastnosti, ktoré sa v určitých hraniciach líšia.

Žiarenie

Energiu, ktorú hviezdy produkujú ako následok jadrovej fúzie, vyžarujú do vesmíru buď ako elektromagnetické žiarenie alebo v podobe častíc. Tieto vyžiarené častice tvoria hviezdny vietor, ktorý prúdi z vonkajších vrstiev v podobe voľných protónov a elektricky nabitých alfa a beta častíc. V jadre hviezdy vzniká aj stály prúd neutrín.
Farba hviezdy je daná tou frekvenciou viditeľného svetla, ktorú hviezda vyžaruje najintenzívnejšie. Táto frekvencia závisí od teploty vonkajších vrstiev hviezdy. Okrem viditeľného svetla vyžarujú hviezdy aj iné formy elektromagnetického žiarenia, ktoré je pre ľudské oko neviditeľné. Elektromagnetické žiarenie hviezd pokrýva celé elektromagnetické spektrum, od najdlhších vlnových dĺžok rádiových vĺn cez infračervené žiarenie, viditeľné svetlo, ultrafialové žiarenie po najkratšie röntgenové a gama žiarenie. Tieto frekvencie umožňujú poznávať fyziku hviezd.
Astronómovia dokážu pomocou spektra hviezdy určiť jej povrchovú teplotu, metalicitu a rýchlosť rotácie. Ak je známa vzdialenosť hviezdy, tak sa dá určiť aj svietivosť a na základe hviezdnych modelov sa dá odhadnúť hmotnosť, polomer, povrchová gravitácia a doba rotácie. Zakrivenie okolia hviezdy jej gravitáciou sa využíva na určenie hmotnosti samostatných hviezd. Na základe týchto parametrov je možné odhadnúť aj vek hviezdy.
Svietivosť hviezdy predstavuje množstvo vyžiarenej energie za jednotku času. Závisí od jej povrchovej teploty a polomeru. Udáva sa v jednotkách výkonu. Hviezdy väčšinou nevyžarujú energiu rovnomerne celým povrchom. Napr. rýchlo rotujúca hviezda Vega má väčší energetický tok na póloch ako pozdĺž rovníka.
Oblasti povrchu s teplotou a svietivosťou nižšou ako priemerné hodnoty hviezdy sú známe ako hviezdne škvrny. Vo všeobecnosti majú malé hviezdy ako Slnko na disku len nevýrazné hviezdne škvrny. Väčšie, obrie hviezdy majú výraznejšie škvrny a tiež je na nich pozorovateľné výrazné okrajové tmavnutie, tzn. ich jas klesá smerom k okrajom hviezdneho disku.

Chemické zloženie

Do objavu spektroskopie v 19. storočí sa nevedelo, z čoho sa hviezdy skladajú. Gustavovi Robertovi Kirchhoffovi sa v druhej polovici 19. storočia podarilo dokázať, že istá tmavá čiara v slnečnom spektre je spôsobená rozžeraveným sodíkom. Bola to prvá indícia objavu, že hviezdy sa skladajú z rovnakých chemických prvkov ako telesá na Zemi. Nakoľko však zároveň všetko napovedalo tomu, že hviezdy sú veľmi horúce, tieto prvky sa vyskytujú väčšinou voľne a teda nie sú viazané v početných chemických zlúčeninách ako to poznáme na Zemi. Len najchladnejšie hviezdy majú na svojom povrchu niektoré jednoduché chemické zlúčeniny, napríklad TiO, CH a CN (na Slnku napr. OH, MgH, SiH). V dôsledku vysokej teploty je veľa atómov tiež ionizovaných. Zmes voľných elektricky nabitých častíc (iónov) a neutrálnych častíc sa nazýva plazma.
V jadrách hviezd, kde je teplota najvyššia a dosahuje minimálne 7 miliónov stupňov, je existencia akejkoľvek chemickej zlúčeniny nemožná. Hmota hviezd v týchto častiach je v stave atómových jadier a voľných leptónov. Niektoré záverečné štádiá hviezd nie sú zložené z plazmy, ale z tzv. degenerovaného plynu.
Jednotlivé prvky sa v spektre hviezdy prejavujú ako čiary. Podľa ich meraní je najzastúpenejší chemický prvok vo všetkých plazmových hviezdach vznikajúcich v našej Galaxii vodík (71 %). Po ňom nasleduje hélium (27 %). Ostatné prvky tvoria oproti vodíku a héliu len nepatrnú prímes, ktorej množstvo nie je pri všetkých hviezdach rovnaké. Podiel ťažkých prvkov sa zisťuje prostredníctvom obsahu železa v hviezdnej atmosfére, pretože železo je bežný prvok a jeho absorpčné (tmavé) čiary sa merajú relatívne ľahko. Keďže molekulárne mračná, z ktorých vznikajú hviezdy, sa postupne obohacujú o ťažšie prvky z výbuchov supernov, môžeme chemické zloženie použiť aj na odvodenie veku hviezdy a toho, koľkú generáciu hviezd od vzniku vesmíru hviezda predstavuje. Staršie hviezdy majú menšie zastúpenie ťažších chemických prvkov ako mladšie. Podiel ťažkých prvkov môže taktiež naznačovať, že hviezda má planetárny systém. Chemické zloženie hviezd sa časom mení v dôsledku termonukleárnych reakcií, ktoré menia prvky na iné prvky.
HE 1327-2326 je hviezdou s najnižším odmeraným obsahom železa. Obsahuje len 1/200 000 železa, ktoré sa nachádza v Slnku. Naopak, μ Leonis obsahuje takmer dvojnásobok železa v porovnaní so Slnkom a hviezda 14 Herculis s planetárnym systémom ho obsahuje až trojnásobok. Existujú aj hviezdy so zvláštnym chemickým zložením a vykazujú vyššie množstvá niektorých prvkov, hlavne chrómu a prechodných kovov.

Hmotnosť

Najvýznamnejšou charakteristikou hviezd je ich hmotnosť, ktorá určuje ich štruktúru a vývoj. Stredná hmotnosť hviezd je polovica hmotnosti Slnka. Predpokladá sa, že v mladšom vesmíre vznikali hmotnejšie hviezdy, než pozorujeme dnes. Súčasné hmotnosti pozorovaných hviezd sa riadia tzv. Salpeterovým zákonom pomenovanom po astronómovi Edwinovi Salpeterovi, ktorý ho sformuloval. Zákon hovorí, že hviezdy s nízkou hmotnosťou sú oveľa početnejšie než hviezdy s vysokou hmotnosťou. Hviezdy s nízkou hmotnosťou sa totiž v súčasných podmienkach v galaxiách ľahšie formujú a ich život je oproti hmotnejším hviezdam tiež dlhší, pretože termojadrové reakcie v nich prebiehajú menej intenzívne a ich jadrové palivo teda dlhšie vydrží.
Určiť hmotnosť hviezdy pokiaľ tá nie je zložkou hviezdnej sústavy, je náročné. Jedna z metód je analýza jej spektra, ďalšia meranie svietivosti, ktorá je priamo závislá od hmotnosti hviezdy. V prípade dvojhviezdy astronómovia určia jej hmotnosť pozorovaním vzájomného obehu zložiek pomocou Keplerových a Newtonových zákonov.

Hraničná hmotnosť

Množstvo hmoty tvoriacej hviezdy je fyzikálnymi zákonmi obmedzené. Pri nízkej metalicite majú najmenšie hviezdy majú asi 8,3 % hmotnosti Slnka, čo je zhruba 87-násobok hmotnosti najhmotnejšej planéty slnečnej sústavy – Jupitera. Teoretické minimum hmotnosti hviezdy s rovnakou metalicitou, akú má Slnko, je 75-násobok hmotnosti Jupitera. Hviezdy s menšou hmotnosťou ako tento limit nemôžu existovať, pretože teplota a tlak v ich jadre by boli príliš nízke na zapálenie termojadrových reakcií. Telesá približujúce sa k spodnému limitu tejto hmotnosti sa nazývajú hnedé trpaslíky. Najmenšia známa hviezda, ktorá ešte spaľuje v jadre vodík, je AB Doradus C s hmotnosťou 93-násobku hmotnosti Jupitera.
Na hornom hmotnostnom limite sa však teoretici nevedia zjednotiť. Väčšina odhadov sa pohybuje okolo 100 – 120 hmotností Slnka, pretože sa predpokladá, že väčšiu hviezdu by silný tlak žiarenia v jej vnútri roztrhal skôr, ako by dosiahla hlavnú postupnosť (pozri nižšie). Tomuto zodpovedajú aj pozorovania – pokiaľ sa niekedy pozorovala "hviezda" s väčšou hmotnosťou, podrobnejší rozbor ukázal, že ide minimálne o dvojhviezdu alebo hviezdokopu. Iné odhady horného limitu hovoria o 130 – 170 hmotnostiach Slnka. Zo skúmania hviezdokopy Arches vyplýva, že 150-násobok hmotnosti Slnka predstavuje v súčasnej ére vesmíru hornú hranicu hmotnosti hviezd pri ich vzniku z hmloviny. Niektorí stelárnici však nevylučujú ani hviezdu, ktorá by mohla byť 1000-krát hmotnejšia než Slnko. Najhmotnejšie hviezdy sú nadobry spektrálnych typov O2 a O3. Príkladom extrémne hmotnej hviezdy je hviezda Éta Carinae. Éta Carinae váži 100-150-krát viac ako Slnko a dĺžka jej života je len niekoľko miliónov rokov. Hviezda R136a1 vo hviezdokope RMC 136a však váži podľa meraní 265-krát viac ako Slnko. Hviezdy ťažšie ako 150-násobok hmotnosti Slnka vznikajú podľa štúdie kolíziami a splynutím ťažkých hviezd v tesnom systéme dvoch hviezd, z ktorých každá mala menej ako 150 hmotností Slnka. Prvé hviezdy, ktoré vznikli po Veľkom tresku, však mohli mať podľa výpočtov viac než 300 hmotností Slnka.

Hustota

Priemerná hustota hmoty v hviezdach sa pohybuje od  1/10 000 000 (červené nadobry) až do 1 000 000 gramov (jednej tony) na cm³ (biele trpaslíky). Objekty ako neutrónové hviezdy a kvarkové hviezdy sú ešte podstatne hmotnejšie. Ich hustota hmoty dosahuje až 100 miliónov ton na cm³. Teplota a hustota plynov smerom do vnútra hviezdy rýchlo narastá.

Veľkosť

Okrem Slnka sú všetky hviezdy na oblohe kvôli obrovským vzdialenostiam viditeľné len ako mihotavé svetelné body. Slnko je tiež hviezda, ale je dostatočne blízko na to, aby sme ju videli ako disk. Hviezdou s najväčšou zdanlivou veľkosťou po Slnku je R Doradus s uhlovým priemerom iba 0,057 uhlovej sekundy.
Disky väčšiny hviezd sú veľmi malé na to, aby sa dali priamo pozorovať dnešnými pozemskými teleskopmi. Na vytváranie obrázkov sa používajú interferometre. Ďalšou technikou merania uhlovej veľkosti je tzv. zákryt, kedy sa uhlová veľkosť dá vypočítať z presných meraní zmeny jasu hviezdy pri zákryte Mesiacom.
Rozsah veľkostí hviezd je obrovský. Kolíše v rozhraní od veľkosti 20 – 45 km u neutrónových hviezd (najmenšia hviezda by sa zmestila do Liptovskej Mary) až do veľkosti stonásobkov priemeru Slnka (nadobry – napríklad Betelgeuze v súhvezdí Orión, s priemerom 650-krát väčším ako priemer Slnka ~ 900 000 000 km). Polomery hviezd môžu byť až 3000-krát väčšie než je polomer Slnka. Vo všeobecnosti platí, že so vzrastajúcim priemerom hviezdy klesá jej hustota.

Vek

Vek väčšiny hviezd je medzi 1 – 10 miliardami rokov. Najstaršou objavenou hviezdou je HE 1523-0901, ktorej vek sa odhaduje na 13,2 miliardy rokov.
Čím je hviezda ťažšia, tým má kratšiu životnosť, pretože v jadrách ťažkých hviezd je väčší tlak, čo spôsobuje rýchlejšie spaľovanie vodíka. Najťažšie hviezdy žijú v priemere len pár miliónov rokov, zatiaľ čo najľahšie spaľujú svoje palivo pomaličky a vydrží im na desiatky až stovky miliárd rokov.

Rotácia

Rotácia hviezdy sa dá zistiť pomocou spektroskopických meraní alebo presnejšie sledovaním rotácie hviezdnych škvŕn. Mladé hviezdy rotujú rýchlejšie, niekedy je rýchlosť rotácie na rovníku vyššia ako 100 km/s. V týchto prípadoch odstredivá sila na rovníku silne vydúva hmotu hviezdy. Rotačná rýchlosť hviezdy typu B, Achernar, je 225 km/s a preto je jej rovníkový polomer o 50 % väčší ako polárny polomer. Takéto hodnoty rýchlosti rotácie sú tesne pod hranicou 300 km/s, za ktorou by sa hviezda rozpadla. Slnko sa otočí okolo svojej osi s rýchlosťou 1,994 km/s raz za 25 – 35 dní. Magnetické pole a hviezdny vietor spôsobujú významné spomalenie rotácie hviezd počas ich vývoja na hlavnej postupnosti.
Degenerované hviezdy sa vyvinuli do stavu kompaktnej hmotnosti, čo má za následok vysoké rotačné rýchlosti. Tieto rýchlosti sú však nízke v porovnaní s rýchlosťami predpokladanými na zachovanie momentu hybnosti – tendencie rotujúceho telesa vyrovnávať zmenšenie veľkosti zrýchlením rotácie. Veľká časť momentu hybnosti hviezdy sa stratí následkom straty hmotnosti prostredníctvom hviezdneho vetra. Napriek tomu pulzary dosahujú vysoké rýchlosti rotácie, napríklad, v prípade Krabieho pulzaru, 30 otáčok za sekundu.

Teplota

Povrchová teplota hviezd hlavnej postupnosti závisí od rýchlosti produkcie energie v jadre a jeho okolí. Zvyčajne je daná efektívnou teplotou, čo predstavuje teplotu ideálneho čierneho telesa, ktoré vyžaruje energiu s rovnakou svietivosťou povrchu ako hviezda. Efektívna teplota nie je reprezentatívna hodnota, pretože teplota sa smerom do jadra zvyšuje. Teplota v jadre hviezdy je niekoľko miliónov kelvinov.
Teplota hviezdy ovplyvňuje proces ionizácie rozličných prvkov, výsledkom toho sú charakteristické absorpčné čiary v spektre. Povrchová teplota hviezdy, absolútna magnitúda a absorpčné vlastnosti sa používajú na klasifikáciu hviezd.
Veľké hviezdy hlavnej postupnosti dosahujú povrchovú teplotu 50 000 K. Menšie hviezdy ako Slnko majú povrchové teploty niekoľko tisíc K. Najnižšie teploty, okolo 3 600 K, dosahujú červené obry, ale vďaka svojmu obrovskému povrchu majú vysoké svietivosti.

Magnetické pole

Magnetické pole hviezdy vzniká vo vnútri hviezdy, v oblastiach, v ktorých prebieha konvekčná cirkulácia. Tento pohyb horúcej, vodivej plazmy funguje ako dynamo, generuje magnetické polia presahujúce hviezdu. Sila magnetického poľa sa mení s hmotnosťou a zložením hviezdy. Množstvo magnetickej aktivity na povrchu závisí od rýchlosti rotácie hviezdy. Táto povrchová aktivita vytvára hviezdne škvrny. Hviezdne škvrny sú oblasti so silným magnetickým poľom a teplotou nižšou ako normálna povrchová teplota. Koronárne slučky sú vypuklé magnetické polia vychádzajúce z aktívnych oblastí – miest s výraznými javmi na povrchu hviezdy – do vysokej hviezdnej atmosféry, koróny. Erupcie sú výtrysky vysoko energetických častíc vyžiarených rovnakou magnetickou aktivitou.
Mladé, rýchlo rotujúce hviezdy majú zvyčajne vyššiu úroveň povrchovej aktivity. Magnetické pole môže pôsobiť na hviezdny vietor a postupne spomaliť rotáciu hviezdy. Preto staršie hviezdy, ako napr. Slnko, rotujú omnoho pomalšie a majú nízku povrchovú aktivitu. Úroveň aktivity starších hviezd sa zvyčajne cyklicky mení a na určité obdobia môže úplne ustať.

Zánik hviezd

Najpočetnejšie hviezdy vo vesmíre, červené trpaslíky, zanikajú nenápadne – po vyhorení všetkého paliva pozvoľna chladnú až napokon úplne zhasnú. Hviezdy s hmotnosťou aspoň 0,4 M⊙ sa po vyčerpaní zásob vodíka v jadre nafúknu a ochladia. Vznikne červený obor. Zhruba o 5 miliárd rokov, keď Slnko vstúpi do tejto fázy, sa jeho polomer zväčší na zhruba 1 AU (150 mil. km). To predstavuje 250-násobný nárast. Slnko vo fáze obra stratí približne 30 % svojej hmotnosti.
V červených obroch do 2,25 M⊙ pokračuje spaľovanie vodíka vo vrstve obklopujúcej jadro. Nakoniec v jadre vzrastie tlak natoľko, že začne fúzia hélia. Priemer hviezdy sa odvtedy postupne zmenšuje a povrchová teplota stúpa. Pri väčších hviezdach jadro prejde priamo zo spaľovania vodíka na spaľovanie hélia.
Po spotrebovaní hélia v jadre pokračuje fúzia vo vrstve okolo horúceho jadra z uhlíka a kyslíka. Hviezda potom vo vývoji pokračuje cestou paralelnou s pôvodnou fázou červeného obra, ale s vyššou povrchovou teplotou. S postupným zmenšovaním hviezdneho jadra narastá intenzita žiarenia z jeho povrchu, čo vytvorí taký tlak žiarenia na vonkajšie vrstvy plynov, že ich doslova odhodí a vytvorí planetárnu hmlovinu. Ak má jadro po odvrhnutí vonkajšej atmosféry hmotnosť menšiu ako 1,4 M⊙, tak sa zmrští na pomerne malý objekt veľký približne ako Zem – biely trpaslík. Ten už nie je dostatočne ťažký na ďalšie stláčanie materiálu. Biely trpaslík však ešte dlho svieti z nažiarených zásob a postupne, veľmi pomaly, vybledne na čierneho trpaslíka.
Veľmi ťažké hviezdy s hmotnosťou viac ako 9 M⊙ počas fázy horenia hélia expandujú a vytvárajú červeného nadobra. Potom, ako vyčerpajú palivo v jadre, pokračujú v spaľovaní ťažších prvkov. Jadro sa zmenšuje, až kým teplota a tlak nie sú dostatočné na fúziu uhlíka. Tento proces pokračuje ďalšími fázami, v ktorých je palivo najskôr neón, potom kyslík a kremík. Tesne pred koncom života fúzia pokračuje v sérii vrstiev podobných cibuli. Každá vrstva spaľuje iný prvok.
Posledná fáza nastáva, keď hviezda začne produkovať železo. Keďže jadro železa je pevnejšie viazané ako hociktoré iné ťažšie jadro, fúzia železa nevytvára žiadnu energiu – a proces, naopak, spotrebúva energiu. Z rovnakého dôvodu sa energia nedá získať ani štiepením železa. V relatívne starých a veľmi ťažkých hviezdach sa v jadre naakumuluje veľké množstvo nereaktívneho železa. Ťažké prvky v týchto hviezdach sa môžu dostať na povrch, a tak vznikne objekt známy ako Wolfova-Rayetova hviezda s hustým hviezdnym vetrom. Keď železné jadro dosiahne hmotnosť >1,4 M⊙, už viac nedokáže vzdorovať vlastnej gravitácii. Jadro náhle kolabuje, elektróny sa kombinujú s protónmi a vytvárajú neutróny, neutrína a gama žiarenie. Nárazová vlna vyvolaná kolapsom spôsobí výbuch hviezdy, ktorý označujeme ako explózia supernovy. Supernovy sú také jasné, že na krátky okamih presvietia celú vlastnú galaxiu. Ak sa vyskytli v našej Galaxii, dali sa pozorovať voľným okom. Ešte mohutnejšie sú explózie hypernov.
Väčšina hmoty hviezdy je rozmetaná  výbuchom supernovy (tak vznikajú hmloviny ako napr. Krabia hmlovina) a to, čo zostane, je neutrónová hviezda (ktorá sa niekedy prejavuje ako pulzar) alebo v prípade najväčších hviezd (dostatočne veľkých, aby zanechali hviezdny zostatok ťažší ako ~4 M⊙) vznikne čierna diera. Pri neutrónovej hviezde je hmota v stave známom ako degenerovaná neutrónová hmota, prípadne môže v jadre obsahovať ešte exotickejšiu formu hmoty tzv. QCD hmotu. V prípade čiernej diery je hmota v stave, ktorému v súčasnosti nerozumieme.
Hmota, ktorá je hviezdou vyvrhnutá v podobe planetárnej hmloviny alebo zvyškov po výbuchu supernovy, sa neustále rozpína, mieša sa s medzihviezdnou hmotou a vracia sa tým do obehu, takže o nejaký čas z nej môžu vzniknúť nové hviezdy. Odvrhnuté vonkajšie vrstvy umierajúcich hviezd obsahujú ťažké prvky, ktoré po zrecyklovaní ďalšou generáciou hviezd umožňujú vznik kamenných planét.
Modely života hviezd sú len teóriami – vzhľadom na veľkú dĺžku života aj tých najkratšie žijúcich hviezd ľudstvo ešte nemalo možnosť sledovať nejakú hviezdu od jej vzniku až po zánik. Tieto modely vychádzajú z pozorovania hviezd s odlišnými vlastnosťami – hviezd hlavnej postupnosti, obrov, bielych trpaslíkov a podobne, pričom sa predpokladá, že počas dlhého časového obdobia dochádza k postupným premenám hviezd z jednej pozorovanej formy na druhú.

Skupiny hviezd

Okrem samostatných hviezd, akou je napríklad Slnko, existujú viachviezdne systémy tvorené dvomi alebo viacerými gravitačne zviazanými hviezdami, ktoré sa navzájom obiehajú. Najčastejším príkladom viachviezdneho systému je dvojhviezda, ale systémy troch a viacerých hviezd sú tiež bežné. Takéto viachviezdne systémy sú často z dôvodu stability obežných dráh hierarchicky organizované súbory vzájomne sa obiehajúcich hviezd. Existujú aj väčšie skupiny tzv. hviezdokopy.
V molekulárnych mračnách vznikajú hviezdy v skupinách, ktoré zostávajú minimálne po určitý čas gravitačne viazané. V okolí Slnka vznikajú hviezdy v útvaroch zvaných otvorené hviezdokopy. Sú to pomerne voľné skupiny desiatok až stoviek mladých hviezd, ktoré sa časom rozpadajú. V minulosti v našej Galaxii vznikali hviezdy aj v oveľa hustejších a kompaktnejších útvaroch obsahujúcich až milióny hviezd. Tieto zoskupenia sa nazývajú guľové hviezdokopy, v súčasnosti však guľové hviezdokopy v našej Galaxii už nevznikajú. Hviezdy v guľových hviezdokopách sú silnejšie gravitačne viazané ako členovia otvorených hviezdokôp a často zostávajú spolu až do svojho zániku. Priestorovo ohraničená skupina určitého typu hviezd spoločného pôvodu, voľnejšia ako otvorená hviezdokopa, sa nazýva hviezdna asociácia.
Hviezdy v rámci hviezdokôp, ale aj hviezdy, ktoré sa už v hviezdokopách nenachádzajú, väčšinou vytvárajú oveľa bližšie a stabilnejšie konfigurácie. Najčastejším prípadom je dvojhviezda, kedy dve približne rovnako staré hviezdy obiehajú okolo spoločného centra, alebo, v prípade, že jedna zložka je oveľa hmotnejšia ako druhá, menej hmotná zložka obieha okolo hmotnejšej
podobne ako planéty obiehajú okolo Slnka. Voľným okom vidíme na oblohe takúto dvojicu ako jeden bod. Niektoré dvojhviezdy možno rozlíšiť už malými ďalekohľadmi, niektoré len mohutnejšími prístrojmi a niektoré sú pri sebe tak blízko, že ani pri najvyššom dostupnom rozlíšení sa ich nepodarí pozorovať ako dve oddelené hviezdy. To sú takzvané spektroskopické dvojhviezdy.
Niekedy obiehajú spoločné ťažisko tri hviezdy. V takomto prípade hovoríme o trojhviezde. Najčastejšie tvorí trojhviezdnu formáciu centrálna dvojica hmotnostne viac-menej vyrovnaných hviezd, ktoré obiehajú spoločné ťažisko a okolo nich v oveľa väčšej vzdialenosti obieha menej hmotná tretia zložka. Takýto systém utvára napríklad Slnku najbližšia sústava Alfa Centauri. Ak spoločné ťažisko obiehajú štyri hviezdy, hovoríme o štvorhviezde. Príkladom štvorhviezdy je Epsilon Lyrae, ktorú tvoria dve dvojice hviezd obiehajúce okolo spoločného ťažiska. Gravitačne tesne viazaných hviezd môže byť aj viac ako štyri. Hviezdne systémy s viac ako dvoma zložkami sa označujú súhrnným názvom viacnásobné hviezdy. Známou viacnásobnou hviezdou je napríklad Trapéz v súhvezdí Orióna. Dlho prevažoval názor, že väčšina hviezd sa vyskytuje v gravitačne zviazaných viachviezdnych systémoch. To je čiastočne pravda, najmä pri obrovských hviezdach triedy O a B, kde sa pravdepodobne až 80 % hviezd vyskytuje v takýchto systémoch. Podiel samostatných hviezd sa zvyšuje s klesajúcou hmotnosťou hviezd, a tak iba u 255 červených trpaslíkov je známa existencia hviezdneho spoločníka. A keďže 85 % všetkých hviezd sú práve červené trpaslíky, väčšina hviezd v Galaxii je pravdepodobne samostatná od narodenia.
Takmer všetky hviezdy tvoria spolu s medzihviezdnou hmotou a obrovskými množstvami tmavej hmoty gigantické kompaktné systémy – galaxie. Hviezda, ktorá je súčasťou nejakej galaxie, obieha okolo jej jadra. Aj hviezdy zdanlivo vytrhnuté z galaxií (napríklad pri vzájomných kolíziách galaxií) zrejme spadajú pod gravitačný vplyv nejakej galaxie. Všetky hviezdy viditeľné na oblohe voľným okom a menšími ďalekohľadmi patria do našej Galaxie – Mliečnej cesty. Typická galaxia obsahuje stovky miliárd hviezd a v pozorovateľnom vesmíre sa nachádza viac ako 100 milliárd (10¹¹) galaxií. Odhad počtu hviezd z roku 2010 hovorí, že vo viditeľnom vesmíre existuje 300 sextiliónov (3×10²³) hviezd.

Vzdialenosti medzi hviezdami

V dvojhviezdach a viacnásobných hviezdach sú vzdialenosti medzi ich zložkami relatívne malé, niekedy porovnateľné so vzdialenosťami planét od Slnka, inokedy o niečo väčšie. Omnoho väčšie sú však vzdialenosti, aké majú od seba jednotlivé nesúvisiace viachviezdne systémy alebo osamelé hviezdy typu Slnko. Najbližšou hviezdou k Slnku je Proxima Centauri vzdialená 39,9 trilióna km alebo 4,2 svetelného roka. Trvalo by 150 000 rokov, kým by sme sa k nej dostali rýchlosťou, akou kozmická stanica ISS obieha okolo Zeme (8 km/s – 27 500 km/h). Takéto vzdialenosti sú bežné pre vnútro galaktického disku. Kvôli pomerne veľkým vzdialenostiam medzi hviezdami nie sú vzájomné zrážky hviezd časté. Hviezdy sú k sebe omnoho bližšie v centre galaxií alebo v guľových hviezdokopách, kde sa medzi nimi vyskytuje aj viac kolízií, ale aj omnoho ďalej, napr. v galaktickom halo.

Pohyb hviezd

Pohyb hviezdy vzhľadom na Slnko môže poskytnúť informácie o pôvode a veku hviezdy, a tiež o jej štruktúre a vývoji jej galaktického okolia. Pohyb hviezdy popisujú dve zložky: radiálna rýchlosť, čo je rýchlosť v smere ku alebo od Slnka, a uhlový pohyb po nebeskej sfére, ktorý sa nazýva aj vlastný pohyb.
Radiálna rýchlosť sa určuje Dopplerovým posunom spektrálnych čiar hviezdy. Ak sú posunuté smerom k modrému koncu spektra, hviezda sa k nám približuje, ak k červenému koncu spektra, hviezda sa od nás vzďaľuje. Jej rýchlosť sa udáva v kilometroch za sekundu, km/s. Vlastný pohyb hviezdy sa určuje pomocou presných astrometrických meraní a udáva sa v mili-uhlových sekundách (mas) za rok. Vlastný pohyb sa dá prostredníctvom hviezdnej paralaxy premeniť na jednotky rýchlosti. Hviezdy s vysokou hodnotou vlastného pohybu sa nachádzajú relatívne blízko Slnka.
Z týchto dvoch parametrov možno vypočítať rýchlosť hviezdy vzhľadom na Slnko alebo pri jej pohybe v galaxii. Pozorovania zistili, že vo všeobecnosti majú hviezdy I populácie nižšie rýchlosti ako staršie hviezdy II populácie. Tie majú eliptické obežné dráhy naklonené k rovine galaxie. Porovnanie pohybov blízkych hviezd viedlo k objavom hviezdnych asociácií. To sú skupiny hviezd so spoločným miestom pôvodu v jedinom obrovskom molekulárnom mračne.

Sprievodné telesá

Okolo niektorých hviezd sa dokázala existencia temných sprievodcov, ktorí sa nedajú pozorovať ďalekohľadmi a nie sú ani spektroskopickými dvojhviezdami. Napriek tomu títo neviditeľní spoločníci gravitačne pôsobia na hviezdu. Môžu nimi byť bývalé plazmové hviezdy, ktoré sa stali malými degenerovanými hviezdami a preto sú nepozorovateľné. Ide o bielych trpaslíkov, neutrónové hviezdy, alebo čierne diery. Iné hviezdy majú zase oveľa menej hmotných spoločníkov, čo sú buď hnedé trpaslíky alebo planéty. Až do 90.-tych rokov 20. storočia astronómovia nevedeli, či aj iné hviezdy majú planéty. V poslednom desaťročí sa však začalo objavovať množstvo planét obiehajúcich okolo iných hviezd a k októbru 2018 ich poznáme už viac ako 3850.

Názvy a označenie

Už v minulosti dávali ľudia hviezdam rôzne mená. Podobne ako s niektorými súhvezdiami a samotným Slnkom, aj s jednotlivými hviezdami sa spájala mytológia. Mená hviezd popisovali ich vzhľad (napríklad Rutilicus – žltkastý), časť súhvezdia (Phacd – stehno) alebo ich úlohu v mytológii (Alcyone – jedna z mýtických Plejád). Dnes používané mená pochádzajú väčšinou zo staroarabčiny, gréčtiny, prípadne z latinčiny. Zhruba každá šiesta hviezda viditeľná voľným okom na oblohe má svoje vlastné meno, ale bežne sa používa len okolo 100 mien. Novodobé pomenovanie hviezd vlastným menom je zriedkavé. Jednou z novodobo pomenovaných hviezd je napríklad Regor.
Koncept súhvezdí existoval už počas Babylonskej civilizácie. Starovekí astronómovia si všimli, že hviezdy tvoria výrazné obrazce a spojili ich s prírodnými úkazmi a mytológiou. Dvanásť z týchto formácií, ktoré ležia pozdĺž roviny ekliptiky, vytvorilo základ astrológie.
S objavom ďalekohľadu sa zvyšovalo množstvo pozorovateľných hviezd a tak sa začali vytvárať a používať rôzne hviezdne katalógy. Autorom prvého hviezdneho katalógu bol Hipparchos, ktorý zaviedol aj hviezdnu veľkosť (magnitúdu). Zhruba okolo roku 1600 sa začali názvy súhvezdí používať na pomenovanie nebeských telies v určitej oblasti oblohy. Pre najjasnejšie hviezdy oblohy sa zvyčajne používa Bayerovo označenie. Pozostáva z gréckeho písmena za ktorým nasleduje genitív latinského názvu súhvezdia, v ktorom sa hviezda nachádza. Hviezdy sú označené od alfy až po omegu zvyčajne (nie však vždy) od najjasnejšej (alfa) až po najslabšiu (omega). Pokiaľ jasná hviezda viditeľná voľným okom nemá meno ani Bayerovo označenie, používa sa väčšinou Flamsteedovo označenie. Použil ho John Flamsteed v katalógu hviezd vo svojej knihe "Historia coelestis Britannica". Je podobné Bayerovmu s tým rozdielom, že namiesto písmena gréckej abecedy je arabská číslica. Kritériom, podľa ktorého sú hviezdy s Flamsteedovym označením zoradené, nie je ich jasnosť ale rektascenzia. Slabšie hviezdy nepozorovateľné voľným okom majú pridelené čísla v rozličných katalógoch napr. SAO, HD a iné. Čísla v týchto katalógoch majú síce pridelené všetky hviezdy do určitej limitnej magnitúdy, ale v prípade jasných hviezd sa na označenie väčšinou používa vlastné meno či jedno z vyššie uvedených označení.
Osobitný princíp označenia platí pre hviezdy vo viacnásobných systémoch. Najhmotnejšia zložka systému má za svojim katalógovým označením písmeno A, menej hmotná B a tak ďalej. Napríklad Alfa Centauri A je najhmotnejšia hviezda systému (v tomto prípade trojhviezdneho) Alfa Centauri, Gliese 165 B je druhá najhmotnejšia hviezda systému Gliese 165, Polárka C je tretia najhmotnejšia hviezda systému Polárka.
Jedinou medzinárodne uznávanou autoritou pre pomenovávanie nebeských telies je Medzinárodná astronomická únia (IAU). Niekoľko súkromných spoločností napriek tomu predáva mená hviezd. IAU sa dištancuje od týchto komerčných praktík a takto pridelené mená neuznáva ani nepoužíva.

Anaximandros

Anaximandros tvrdí, že sa látka plodiaca od večnosti teplo a chlad pri vzniku tohto sveta oddelila a že z nej okolo vzduchu, ktorý obklopuje zem, vyrástla akási ohnivá guľa ako kôra okolo stromu. Keď sa potom táto guľa roztrhla a rozdelila do rozličných kruhovitých pásov, vznikli Slnko, Mesiac a hviezdy.