Hvězdy můžeme dělit podle různých kriterií: na jednoduché a složené (dvojhvězdy, trojhvězdy…), na stálé a proměnné (pulsující), na novy, supernovy a hypernovy…
Hvězdy můžeme dělit podle různých kriterií: na jednoduché a složené (dvojhvězdy, trojhvězdy…), na stálé a proměnné (pulsující), na novy, supernovy a hypernovy…
Stálou hvězdou (stálicí) je naše Slunce – jeho zářivý výkon se během slunečního cyklu mění maximálně \(\pm 0{,}25\;\%\).
Proměnné hvězdy jsou hvězdy, jejichž jasnost se s časem mění. Změna jasnosti může být buď periodická nebo neperiodická. Periody ve změnách jasnosti mohou být různé, většinou v rozsahu od několika hodin do několika desítek dní. Změna jasnosti může mít různé příčiny a jejich studiem je možno získat informace o nejdůležitějších charakteristikách hvězd. Proměnné hvězdy se dělí na dvě základní skupiny:
- Fyzické proměnné: skutečně proměnné hvězdy, známe různé typy pulsující proměnné, explozivní proměnné.
- Optické proměnné: jedná se pouze o zdánlivě proměnnou hvězdu, ve skutečnosti jde o zákrytovou dvojhvězdu nebo o rotační hvězdy, které mají na svém povrchu tmavé skvrny nebo nepravidelné chemické rozložení.
Pulsující proměnné hvězdy mění svoji jasnost periodickým rozpínáním a smršťováním – pulsací. Pulsaci způsobují změny v hydrostatické rovnováze hvězdy v jejich vnějších vrstvách.
Explozivní proměnné hvězdy dělíme na supernovy různých typů, což jsou stadia života hmotných hvězd, kdy se výbuchem uvolní velké množství energie. Existují různé typy supernov, o kterých pojednává kapitola Vývoj hvězd. Při výbuchu hypernovy dochází ke zhroucení hvězdy na černou díru.
Valná většina hvězd v našem okolí je vázaná ve dvojhvězdách a vícenásobných systémech. Mezi hvězdami systému je gravitační vazba a hvězdy obíhají po elipsách, v jejichž společném ohnisku je těžiště soustavy. Vícenásobné systémy hvězd vždy sestávají z různého počtu dvojhvězd. Například trojhvězdy sestávají z těsné dvojhvězdy, která obíhá kolem společného těžiště s třetí složkou, která je několikrát dál. Stejně tak čtyřhvězdy sestávají buď ze dvou dvojhvězd, nebo z jedné dvojhvězdy, kdy další dvě složky obíhají kolem společného těžiště.
Dvojhvězdy můžeme rozdělit do čtyř typů podle způsobu jejich objevení:
Vizuální: Objeveny opticky, nejčastěji pomocí dalekohledu, obvykle se jedná o tělesa velmi vzájemně vzdálená, ale s použitím interferometru se potřebná vzdálenost pro pozorování snižuje. Jsou to např. složky dvojhvězdy Sirius.
Astrometrické: Odhaleny díky nerovnoměrnosti pohybu hmotnější složky. Druhá složka je obvykle velmi málo hmotná, proto je špatně pozorovatelná a že se jedná o dvojhvězdu se dá odhadnout právě z nerovnoměrnosti pohybu těžší složky.
Spektroskopické: Objeveny podle periodických změn polohy spektrálních čar v důsledku Dopplerova jevu při oběhu složek. Že se jedná o dvojhvězdu se dá zjistit jen díky tomuto vzájemnému přibližování a vzdalování složek hvězdy.
Zákrytové: Nalezeny podle pravidelného kolísání v jasnosti soustavy, složky se vzhledem k pozorovateli ze Země vzájemně zakrývají. Historicky se dělí na tři hlavní typy světelných křivek (viz obrázek):
Světelné křivky zákrytových dvojhvězd
Světelná křivka typu Algol je označena podle první objevené zákrytové dvojhvězdy. Vyznačuje se konstantní jasností mimo zákryt i během zákrytu.
Světelná křivka typu β Lyrae je nazývána podle druhé objevené zákrytové dvojhvězdy. Jasnost soustavy se u této dvojhvězdy plynule mění ve všech orbitálních fázích, i mimo zákryty, přičemž hloubka minim se výrazně liší.
Světelná křivka typu W Ursae Majoris je charakteristická dvěma podobnými minimy, krátkou periodou oběhu a také plynulými změnami ve všech fázích orbitální periody.
