Ottův slovník naučný/Hvězdy
Hvězdy v širším smyslu jsou tělesa nebeská, jako stálice, oběžnice, vlasatice; ale i slunce, měsíc a zemi nazývati můžeme hvězdami. Stálice jsou slunce nesmírně vzdálená, slunce pak je stálice nám poměrně velmi blízká. V užším smyslu rozumíme h-dami stálice, t. j. ony h., které na rozdíl od slunce, měsíce a oběžnic mění své místo na nebi mezi ostatními tak nepatrně, že tato změna teprve po delším čase je znatelna. Staří představovali si, že jsou h. na zdánlivé báni nebeské upevněny. Aristotelés užívá pro stálice výrazu technického  (»« II, 8.); z té představy povstalo u Cicerona sidera infixa coelo (»De natura deorum« I, 13), u Plinia (II, 6 a 24) čteme »«, u Manilia (II, 35) . Nazývali proto h.  neb , na počátku doby císařů římských však již .

Od oběžnic liší se h. stálice svým třpytěním, oběžnice září klidně; h. stálice mají vlastní světlo, oběžnice odražené světlo sluneční, o čemž nás poučuje polariskop; neboť světlo stálic není polarisováno, kdežto světlo oběžnic je polarisováno. Dalekohledem poznáváme další rozdíl; čím dokonalejší dalekohled, tím menším bodem zdá se býti stálice, užijeme-li i silného zvětšení, oběžnice však jeví se plochou kruhovou tím většího průměru, čím silněji dalekohled zvětšuje, zároveň však ubývá světlosti. Zdánlivé průměry, jaké jeví jasnější h. v dalekohledu nebo v oku, vznikají ohybem světla; v dokonalých dalekohledech je tato vada co možná odstraněna.

V dalším míníme h-dami jen stálice. H. prostým okem viditelné liší se na první pohled svým jasem čili svou ; o skutečné velikosti a vzdálenosti h-zd dosud málo víme (viz ). Již Řekové rozeznávali 6 tříd h-zd dle jejich jasnosti čili zdánlivé velikosti: do třídy prvé vřadili h. nejjasnější, do třídy 6. h. dobrým okem za příznivých okolností právě ještě viditelné. V Almagestu Ptolemaiově je u každé h. udána zdánlivá její velikost. Peršan al-Súfí rozeznával ve svém seznamu h-zd, pořízeném v X. stol., v každé třídě h. jasnější, střední a slabší a označoval tyto stupně připojením číslice třídy předcházející nebo následující: h. druhé třídy na př. označoval: jasnější 2.1, střední 2, slabší 2.3. Argelander a W. Struve zavedli při každé třídě 10 stupňů. Po vynalezení dalekohledu rozšířilo se třídění h-zd i na h. teleskopické. Teprve v době nejnovější podařilo se pečlivě a přesně srovnávati zdánlivé velikosti h-zd čili měřiti a čísly vyjádřiti poměrné množství světla různými h-dami vyzařovaného (v. ). Jest pozoruhodno, že odhady Ptolemaiovy, ač celkem byly dosti libovolné, jen u málo h-zd bylo třeba pozměniti. První třída h-zd obsahuje arci h. velmi různé jasnosti. Pouhý odhad rozdílu světlosti okem není tu spolehlivý, poněvadž rozdíly ty jsou veliké; proto se při h-dách 1. tř. nic nepořídí methodou Argelandrovou, jinak výbornou. Za to fotometry mohou býti srovnávány přímo h. různé velikosti. Pickering sestavil ze svých měření  jasnějších stálic; podle jeho seznamu mají velikost: α Canis majoris −1·4, (negativní velikost znamená, že h-da je jasnější než h-da 0té třídy), α Argus −0·8, α Centauri −0·1, α Bootis +0·1, α Aurigae, β Orionis 0·2, α Lyrae 0·4, α Canis min., α Eridani 0·6, α Orionis, β Centauri 0·8, α Crucis 0·9, α Tauri, α Aquilae 1·0, α Scorpii 1·1, α Virginis, β Geminorum 1·2, α Pisc. austr. 1·3, α Leonis 1·4, β Crucis 1·5, α Cygni, ε Canis maj., α Geminorum 1·6, γ Orionis, α Gruis, ε Orionis, γ Crucis, ζ Orionis 1·8, β Tauri, η Ursae maj., λ Scorpii, β Argus, ε Ursae maj. 1·9, α Ursae maj., α Persei, ν Argus, β Aurigae, ε Argus, δ Canis maj. 2·0, Θ Scorpii, Θ Centauri, α Pavonis, α Andromedae, α Ursae min., γ Geminorum 2·1, β Canis maj., α Hydrae, α Arietis, ζ Ursae maj. 2·2 atd. Fotometrická měření udávají však přímo : Pickering na př. srovnával světlost h-zd se světlostí polárky (α Ursae min.) a shledal tato čísla pro poměry jejich světlosti: α Canis maj. 4·41 (t. j. 4·41krát světlejší než polárka), α Bootis 1·21, β Orionis 0·89, α Lyrae 1·05, α Aurigae 1·03, α Canis min. 0·75, α Orionis 0·44, α Tauri 0·48, α Aquilae 0·42, α Leonis, α Virginis 0·33, α Cygni 0·31, α Geminorum 0·29 atd. Úplný seznam velikosti h-zd dle tříd podávají pro severní nebe katalog »Bonner Durchmusterung«, pro nebe jižní Gouldova »Uranometria Argentina«. Nejnovější katalog světlostí 3522 h-zd (»Helligkeitscatalog von 3522 Sternen«) pro pásmo 0° až +20° deklinace pořídili Müller a Kempf. Viz též Grussovo dílo »Z říše h-zd« str. 655 a n.

 h-zd. K označení oběžnic a jednotlivých jasných nebo jinak vynikajících stálic užívalo se zajisté od nejstarších časů zvláštních jmen. Pět planet známých starým označovalo se veskrze jmény bohů: Merkur (Dobropán), Venuše (Krasopaní), Mars (Smrtonoš), Jupiter (Kralomoc) a Saturn (Hladolet). Zvyk ten dle svědectví Diodóra Sicilského pochází od Chaldejců. Ještě Platón a Aristotelés užívali jen takových označení; později ujala se jména popisná. Tak nazýván Merkur neb Apollón »blyštícím& se«#32;(jako stříbro, , nebo , lesk stříbra): Venuše též Isis, Aphrodité, Juno, zvěstující jako jitřenka ranní svítání, nazývala se Eósforos nebo Fósforos, lat. Lucifer, jako večernice pak Hesperos nebo lat. Vesper; Mars nebo Herkules měl přijmení , t. j. ohnivý; Jupiter neb Osiris označoval se příjmením boha slunečního Faethón, t. j. svítící, a Saturn nebo Nemesis byl , t. j. lesknoucí se. Také u Indů nacházíme podobná popisná jména; v sanskrtu jmenuje se Venuše ’subra, lesklou, Saturn ’sanaičara, pomalu obíhající, putující. Pro stálice zavedená jména ze šedého starověku rozmnožili hlavně Arabové, z nichž mnohá dostala se na nás zkomolena. Většinou však zapomenuta, poněvadž množství jejich paměť příliš obtěžovalo a hvězdáři naučili se hvězdy jinak označovati. Již Alessandro Piccolomini ve své knize o stálicích »«, která vyšla r. 1539 (též 1568 a 1579) jako přídavek ke spisu jeho o zeměkouli »«, označoval na mapách i v textu jednotlivé stálice souhvězdí latinskými písmeny, ale návrh ten zůstal nepovšimnut. Teprve návrh učiněný Janem Bayerem v »Uranometrii« (1603) došel povšimnutí. Bayer navrhl, aby se každé h-dě přidalo písmeno a to jasnějším h-dám souhvězdí první písmeno, slabším pak pozdější písmena abecedy řecké a kdyby se těmi nevystačilo, pak písmeno abecedy latinské. Flamsteed pak ve svém atlantu »« (1729) označoval h. číslicemi pokračujícími dle rektascense a podržel i označení Bayerovo, jakož i starší jména. Ve větších seznamech hvězdních označují se ovšem h. rektascensí a deklinací, nikoli jmény. Poněvadž mnohých starších jmen v astrognosii (hvězdoznalství) dosud se užívá, nelze tohoto prostředku orientačního zcela pominouti; následuje tedy seznam nejčastějších jmen s označením Bayerovým: 

Další podrobnosti viz ve spisech: Victor Lach,  (Lipsko, 1796) a Christian Ludwig Ideler,  (Berlín, 1809).

 h-zd v jednotlivých třídách uveden již ve čl.  str. 424. Zdravým normálním okem vidíme za příznivých okolností na celém nebi asi 5500 h-zd, u nás, kde jen tři čtvrtiny všech h-zd nad obzor vystupují, asi 4000. Pozorujeme-li nebe dalekohledem, roste počet h-zd značně; obrovskými dalekohledy naší doby viděti je celkem asi 100 millionů h-zd. Nejvíce h-zd nalézá se ve Mléčné dráze (v. t.).

Jelikož h. na nebi zcela nepravidelně rozděleny se býti zdají, jevila se záhy potřeba lišiti zvláště nápadné skupiny a označovati je jmény, jež se vztahovala na život lidu, jeho zvyky nebo na osoby mythologické. (Viz .) Je pravděpodobno, že jednotlivé jasné h. označeny byly zvláštními jmény dříve, než ještě h. ve skupiny byly spojeny. Jména ta jsou většinou původu arabského, ale v době nynější skoro všecka již zanikla; jen některých užívá se častěji, jako Arktur, Aldebaran, Capella, Algol, Mizar atd. (Viz nahoře .) H. jednotlivých souhvězdí 1.—4. vel. označují se nyní v seznamech a na mapách podle návrhu Jana Bayera, jejž provedl ve své »Uranometrii« (Augšpurk, 1603), malými písmeny řecké abecedy, při čemž se béře ohled jednak na velikost, jednak na místo v souhvězdí. Nestačí-li písmena abecedy řecké, užívá se písmen abecedy latinské malých i velkých (posledními písmeny počínajíc od R označují se dle návrhu Argelandrova h. měnlivé R, S  Z, nemají-li již jiného označení), jakož i čísel pro h. slabší, kterými je označil ve svém seznamu Flamsteed. U h-zd teleskopických udává se rektascence a deklinace nebo číslo většího seznamu díla »Bonner Durchmusterung« nebo jiného. Chceme-li jednotlivá souhvězdí a h. v nich seznati, můžeme použiti k tomu globu hvězdného, který dá se tak postaviti, jak toho poloha souhvězdí vyžaduje (viz ), neb uranoskopu od Böhma. Mimo to poslouží nám hvězdní mapy, a to nejdříve malé, přehledné, obsahující jen h. nejjasnější (viz mapy nebe sev. a již. a též v Studničkově Zeměpise a Grussově »Z říše hvězd«). Vyjdeme od známého souhvězdí na př. Velkého Medvěda a vedeme přímky od h. ke h-dě čili užíváme tak zvaného  (v. t. a ). K podrobnější známosti ovšem třeba také podrobnějších map, jako jsou Eduarda Heise »Atlas coelestis novus« s katalogem (Kolín n. R., 1872), Schurigovy »Tabulae coelestes«, Kleinův »Sternatlas« (Lipsko, 1888) a j. Účelům hvězdářským slouží podrobné mapy a katalogy, jichž je veliký počet; seznam nejdůležitějších obsahuje R. Wolfův »Handbuch der Astron.« (Curich, 1890).

O přesném určení místa h-zd viz , , [[../Délka|, , , , [[../Nebe|. Azimut a výška mění se neustále, protože se země otáčí kolem své osy; ale i ostatní souřadnice mění se zvolna, protože se zvolna mění poloha osy zemské (viz  a ), nebo že celá soustava sluneční v prostoru světovém pokračuje (viz , ), nebo že stálice mají vlastní pohyb (viz doleji ).

H. liší se též svou . Převládá sice barva bílá až žlutavobílá, ale jsou též h. jiné barvy, zvláště červenavé. Mezi 4984 h-dami vel. 1.—8. je 2628 bílých, 1042 žlutých, 420 červených, 375 oranžových, 39 zelených, 281 modrých a 14 fialových. Barvy ty ovšem nikdy silně nevynikají ani v nejmocnějších dalekohledech. V některých souhvězdích převládají určité barvy, na př. v Plejadách modrá, v Orionu zelená, v Eridanu a Velrybě žlutá, v Herkulu fialová. Z h-zd 1. velikosti jsou červené Antares, Aldebaran, Arcturus a Betelgeuze. Bílé jsou Sirius, Spica a Vega, žlutavé Capella a Pollux. Snadněji než pouhým okem poznáme zbarvení h-zd dalekohledem; tu shledají se hlavně u podvojných h-zd též barvy modrá, zelená, popelavá a j. V době novější věnuje se barvám h-zd větší pozornost, zejména červenavým, poněvadž většina h-zd měnlivých jeví barvy červené a oranžové. Již Lalande sebral 1807 seznam červených h-zd, později pak zvláště Schellerup, D’Arrest, Schmidt, Secchi, Webb, Birmingham, Chambers a j. získali si zásluh o jejich poznání. Schellerup a Birmingham vydali obšírné seznamy těchto h-zd, poslední Birminghamův uvádí 658 červených a žlutavých, Chambersův pak 719. Pamětihodné je pozorování Birminghamovo, že červená barva u měnlivých h-zd více vyniká, ubývá-li jasnosti. H-da nejčervenější pouhým okem viditelná je měnlivá μ Cephea, již Herschel nazval h-dou granátovou; poněkud slabší je měnlivá R Zajíce, krvavě červená je h-da 8. vel. v jižním Kříži. Další h. červené jsou: α Skopce, ο Velryby, α Hydry, γ Lva, α Štíra, γ Draka. Ohnivě červené jsou dle Vogela: γ Orla, α Kozorožce, ε Pegasa, ζ Cephea, β Pegasa. Barvy h-zd podvojných jeví mnoho kontrastů. Různí pozorovatelé míní, že se barvy h-zd mění, u některých dokonce periodicky. Posuzovati barvy h-zd je však velmi nesnadno; úsudek ten je vždy více méně subjektivní a k tomu je barva h. úkaz velmi složitý, jak dokazuje rozbor spektrální. Že některé h, barvu mění, je možné, historický doklad proto máme u Siria. Tuto h-du označují Cicero, Horác, Seneca a Ptolemaios jako červenou, kdežto uvedený již Súfí o této vlastnosti se nezmiňuje. Ku přesnějšímu určování barev h-zd sestrojil Zöllner ke svému fotometru astronomickému přístroj  (viz ). Klein v Kolíně n. R. domníval se již před 30 léty, že h-da α Vel. Medvěda mění periodicky barvu, Pekeloh pak určil dokonce periodu změny na 32 dní, ale jiní zkušení pozorovatelé o správnosti těchto výsledků pochybují. Prof. V. Šafařík ve článku »Über den Farbenwechsel von α Ursae majoris«. (»Vierteljahrschrift d. astr. Gesellsch.« roč. 14.) nepopírá sice v zásadě změny barev u h-zd, ale myslí, že barva se mění jen zdánlivě, protože se mění světlost. Barva h-zd označuje se dle návrhu Kleina a Schmidta čísly. Dunér, Šafařík a F. Krueger označují takto: 0 zcela bílou, 1 modravě běložlutou, 2 žlutavě bílou, 3 žlutavou, 4 žlutou, 5 žlutou jako sláma, 6 oranžovou, 7 zlatožlutou, 8 červenavou, 9 měděně červenou, 10 čistě červenou barvu.

Zöllner vysvětliti se snažil změnu barev u h-zd přechodem jejich ze stavu tekutého, zářícího, do stavu, v němž znenáhla tvoří se chladnější nesvítivá kůra (v. ), Doppler již r. 1842 vysvětloval různé barvy h-zd a změny barev pohybem h-zd (viz ), avšak Fizeau ukázal, že, ačkoli náhled Dopplerův u zvuku pokusy byl potvrzen, přece nedá se změna barvy takto vykládati. Co by se oku mělo jeviti jako změna barvy, jeví se spektrálním rozborem jako pošinování barevných čar a to, blíží-li se nám h-da, ke konci fialovému, vzdaluje-li se, k červenému konci vidma. Barva však a její změny závisí na vidmu h. a jeho změnách. Proto se nejnověji studují vidma h-zd, zejména absorpční. Frid. Krueger vydal takový katalog h-zd barevných, vyznamenávajících se vidmem absorpčním, a popisuje vidma h-zd hlavně III. a IV. typu vidmového (viz ).

Kdežto většina h-zd má stálou světlost, jsou i takové, jejichž světlost se mění, h.  (, stellae variabiles). Chandlerův druhý katalog udává až do r. 1893 260 h-zd měnlivých. Světlost roste, nabývá v jisté době (epocha) hodnoty největší (maximum), pak jí ubývá a ona klesá na hodnotu nejmenší (minimum); doba od jednoho maxima ke druhému neb od minima k následujícímu jest období (perioda). Vyjdeme-li od některé doby (epochy, maxima nebo minima) a představíme-li si úsečkami na ose čas, pořadnicemi pak relativní hodnoty světlosti a spojíme-li konce pořadnic, obdržíme , která nám celý průběh změny světla znázorní. Změny světlosti činí u některých h-zd měnlivých jen několik stupňů (dle methody Argelandrovy), na př. u R Lyry, α, δ Oriona, α Kassiopeje, u jiných však 7, 8 a více tříd, na př. u ο Velryby, R Andromedy. Období změny je u některých proměnných krátké, za 5½ hodiny prodělá na př. U Pegasa všechny fase, u jiných trvá dvě léta i více, na př. u R a T Librae. Odvětví h-zd měnlivých založil Fr. Argelander, se zdarem je pěstovali J. Schmidt, Winnecke, Schönfeld; také Chandler, Yendell, Parkhurstové, Dunér a j. obohatili naše vědomosti, u nás zejména V. Šafařík. Celkem můžeme rozděliti h. měnlivé na dvě hlavní skupiny; jedna obsahuje h., jež mění světlost dosti  i co do periody i co do průběhu změny (křivky světlosti), druhá takové, jež mění světlost , u nichž nemůžeme určiti ani periodu ani postup změny (křivku světlosti) a její velikost. H. měnlivé nejsou na nebi pravidelně rozděleny, nalézají se někde hromadně a to hojněji mezi h-dami jasnými než mezi teleskopickými. Většina jich je barvy červenavé, dle Chandlera tím červenější, čím delší je perioda. Skoro všecky h. měnlivé silněji zbarvené mají vidmo třídy III. a) a III. b); h. jako Algol mají vidmo třídy I a.

Pickering rozdělil h. měnlivé na 5 tříd: 1. H. nové (občasné, temporérní), jako T Koruny, B Kassiopeje a j. (viz níže); 2. h. s velikými změnami světlosti, jež se dějí za několik měsíců ano i roků a  poněkud i nepravidelně, jako ο Velryby, χ Labuti a j.: 3. h. s malými změnami světlosti, jejichž průběh je málo znám, na př. α Oriona, α Kassiopeje a j.; 4. h. s pravidelnou a krátkou periodou jako β Lyry, δ Cephea, η Orla a j.; 5. h. také se stejnoměrnou a krátkou periodou, při nichž se změna světlosti (silné ubývání a přibývání) v málo hodinách děje, jako β Persea, λ Býka, δ Vah a j. Při třídě 1. vysvětluje se náhlé vzplanutí h-zd pochody fysikálně-chemickými (viz níže); při třídě 2. působí asi příčiny pravidelně se opakující, ale účinek jejich mění se příčinami nepravidelně působícími. Malé a dosud i málo známé nepravidelné změny tř. 3. je nesnadno vvsvětliti. Změny světlosti při tř. 4. vysvětluje Pickering otáčením se h-zd, jež jsou na různých místech povrchu nestejně jasny a mimo to sploštěny ve směru osy. Zöllner domnívá se (»Photometr. Unters.«, 1865), že h. nalézají se na různém stupni vývoje a že některé z nich přecházejí ze stavu tekutého do stavu pevného; na nich tvoří se prý ochlazená kůra, vrstva, počátky to pevnin, nebo plovou na povrchu strusky, jež následkem rotace těchto uhasínajících h-zd poháněny jsou odstředivostí k rovníku. Takové nepravidelnosti povrchu mají pak za následek nepravidelnosti změn světlosti. U 5. tř. vysvětlují se změny světlosti tmavými průvodci, jež občas před h. předstupují a nám povrchy jejich zakrývají. Jsou to tedy vlastně h. podvojné jako Sirius a Procyon. Na základě pozorování změn světlosti Algola (β Persea), jež vykonal Schönfeld v l. 1859—70, vypočítal Pickering dráhu této podvojné h.

Takových h-zd měnlivých, jako jest Algol, známe posud 13; jsou tyto:

Vogelovi zdařilo se potvrditi domněnku shora uvedenou o tmavém průvodci Algola a sice pošinutím čar ve vidmu Algola a dokázati, že se Algol před minimem od nás vzdaluje, po minimu zase k nám se blíží rychlostí 5·7 mil za vteřinu. Stejně vysvětlují se změny světlosti u ostatních h-zd typu Algolova, k čemuž jen ještě přistupuje, že obě složky dvojhvězdy nemají týž poměr světlostí jako Algol (1 : 40); na př. při Y Labuti jsou obě složky skoro stejně světlé, při Z Herkula jest jedna 2krát světlejší než druhá. Jasnější h. třídy 2. s dlouhou periodou jsou tyto: 

Většina těchto h-zd měnlivých jeví periodické nerovnosti. První h-du měnlivou pozoroval David Fabricius r. 1596 jako h-du 3. vel. na krku Velryby, která později zmizela; Bayer má ji ve své Uranometrii (1603) jako ο Ceti poznamenanou a Fabricius viděl ji opět r. 1609, Holwarda r. 1638. Když pak ji Hevel a Boulliau soustavně pozorovali, seznali, že asi ve 332 dnech tato zázračná h-da, Mira Ceti, s 3. vel. klesá, až je neviditelna, a ve 2. pol. této periody opět se ke 3. vel. vrací. Argelander spracoval pak veškera pozorování novější i některá starší. Ke tř. 3. patří tyto jasnější h. měnlivé nepravidelně:

Nejjasnější h. měnlivé s krátkou periodou tř. 4. u nás viditelné jsou tyto:

Podrobnosti viz při souhvězdích jednotlivých, jakož i ve spisech odborných, v uvedených již spisech Studničkově a Grussově, v Kleinově »Führer am Sternenhimmel« a j.

Pickering shledal cestou spektro-fotografickou, že perioda světlosti β Lyrae souvisí se změnami vidma h. té. Bělopolski pak nalezl, že některé čáry jsou občas podvojné, což vykládá tím, že se tu skládají vlastně 2 vidma čili že světlo vychází ze dvou zdrojů, že to h-da . Posud však nelze vvsvětliti všechny podrobnosti složitého úkazu toho. Vogel zkoumal též vidmo β Lyrae a jiných h-zd I. typu a došel zajímavých výsledků. Více o tom viz .

H. nové nebo počasné (temporérní) jsou takové, které pojednou vzplanou na nebi velmi jasně svítíce, ale za krátkou dobu opět mizejí, nebo tak slabě svítí, že jen mocnými dalekohledy jsou viditelny. V čínských seznamech Ma-tuan-lin, jejichž překlad opatřil Eduard Biot (»Connaissance des temps«, 1846), nazývají se ke-sing (hosté cizinci). Alex. Humboldt sebral 21 takových úkazů h-zd nových, k nimž v době nejnovější (do r. 1895) přibylo 8. Z těch je až do vynalezení dalekohledu jen 7 zaručených.

1. R. 134 př. Kr. pozorovali v Číně v červenci v souhvězdí Štíra mezi h-dami β a ρ novou h-du snad totožnou s onou, jejíž nenadálé objevení se pohnulo Hipparcha, aby založil seznam h-zd. — 2. R. 123 po Kr. v prosinci také v Číně mezi h-dami α Hercula a α Hadonoše. — 3. R. 173 po Kr. dne 10. pros. objevila se zvláštní veliká h-da (dle udání Ma-tuan-linova, jakož i 3 následující) mezi α a β Centaura, která zmizela teprve po 8 měsících, když byla po sobě 5 barvami zazářila nebo se třpytila. — 4. R. 369 po Kr. od března do srpna bez udání místa. — 5. R. 386 mezi λ a φ Střelce, kdež h-da  od dubna do července. — 6. R. 389 za císaře Honoria objevila se, jak vypravuje Cuspinianus, jenž h-du viděl, u α Orla, zasvítila jako Venuše a po 3 nedělích zmizela. — 7. R. 393 v bř. uvádí se v seznamu Ma-tuan-linově h-da v ocase Štíra. — 8. R. 827 (?) za chalífy al Mamúna pozorovali arabští hvězdaři Hálí a Džafar ben Muhammed Albumazár v Babylóně novou h-du ve Štíru, jež svítila jako měsíc ve čtvrti a po 4 měsících zmizela. — 9. R. 945 h-da mezi Cepheem a Kassiopejí na kraji mléčné dráhy, jakož i h-da r. 1264 tamže, jak uvádí český hvězdář Cyprian Leovitius (Lvovický ze Lvovic, 1524—74) odvolávaje se na psanou kroniku. — 10. R. 1011 v ún. mezi σ a φ Střelce (dle Ma-tuan-lina). 11. H-da r. 1012 (nebo snad 1006) na začátku května dle kronikáře ve sv. Havle Hepidanna a Araba Ibn Asíra ve Skopci; byla silného jasu a tři měsíce viditelna. — 12. R. 1203 koncem čce h-da modravobílá, podobná Saturnovi, v ocase Štíra. — 13. R 1230 prostřed prosince mezi Hadonošem a Hadem, rozplynula se koncem bř. 1231 (Ma-tuan-lin). — 14. R. 1260 h-da Lvovického mezi Cepheem a Kassiopejí, o níž Cosmas a jeho pokračovatel se nezmiňuje, ač si všímá zjevů nebeských bedlivě. — 15. R. 1572 11. list. v Kassiopeji h-da pozorovaná Tychonem v Herritzwadtu, když ubíral se večer do svého obydlí, zářící jako Venuše v největším lesku. Bylo ji viděti i v poledne. Neměnila místa, ale slábla, až po 17 měsících oku zmizela. Se světlostí měnila se i barva, nejprve byla bílá, pak žlutá a červená; v květnu 1573 byla opět bílá a zůstala bílou až do zmizení. Svá pozorování uveřejnil Tycho v »Progymnasmatech« (1. díl, Praha, 1602) a ve spise »De nova stella a. 1572«. Pavel Fabricius pozoroval ji již koncem října 1572, farář Bernard Lindauer ve Winterthuru viděl ji již 7. list., prof. Maurolico v Messině od 8. list. a Lvovický od 25. list. Tadeáš Hájek z Hájku napsal o ní spis (v. t.). — 16. R. 1578 v ún. h-da jako slunce bez udání souhvězdí (Ma-tuan-lin). — 17. Roku 1584 1. čce h-da u π Štíra dle čínského pozorování. — 18. R. 1600 h-da na prsou Labuti na počátku krku (34 Cygni dle Bayera). Pozorována byla nejdříve zeměpiscem Vilémem Jansonem a teprve v kv. 1602 Keplerem, který ji viděl jako h-du 3. vel. Od r. 1619 ubývalo jí jasnosti a zmizela r. 1621. R. 1655 pozoroval ji opět Dom. Cassini jako h-du 3. vel., načež opět zmizela. R. 1665 v list. nalezl ji opět Hevel, přibývalo jí světlosti, ale 3. vel. nedosáhla, mezi l. 1667 a 1682 byla jen 6. velikosti a tak zůstala. Označuje se nyní na mapách písmenem P Cygni. — 19. R. 1604 10. říj. objevena byla Brunovským, žákem Keplerovým, h-da v Hadonoši »větší než první vel., než Jupiter a Saturn, ale méně jasná než Venuše«, kterou prý Herlicius již 27. září spatřil. Po h-dě z r. 1572 je to nejslavnější h-da nová. Slábla v lesku, až zmizela poč. r. 1606. Pozorovali ji Kepler, Bürgi, Fabricius. Kepler vydal o ní v Praze r. 1606 zvláštní spis: »De stella nova in pede Serpentarii«. — 20. R. 1612 pozoroval Bürgi novou h-du v Orlu. — 21. R. 1670 20. čna viděl P. Anthelme ve hlavě Lišky h-du 3. vel., jež v září t. r. zmizela a 17. bř. 1671 opět se objevila jako h-da 4. vel. Pozoroval ji D. Cassini, při čemž měnila světlost. Pak sklesnuvši na vel. 6. zmizela na dobro 29. bř. 1672. — 22. R. 1648 27. dub. objevil Hind v Hadonoši novou červenavou h-du 6. vel., viditelnou 30 dní pouhým okem; později ubývalo jí jasnosti, takže r. 1850 byla 10. a 1856 11. vel., od r. 1867 je vel. 12—13. — 23. R. 1860 21. kv. nalezl Auwers h-du 7. vel. ve hvězdokupě Messier 80 ve Štíru, která však již 16. čna. zmizela. — 24. R. 1866 v kv. vzplanula náhle h-da v souhvězdí Koruny sev. T (Coronae). Nejdříve ji uzřel 12. kv. John Birmingham v Tuamu. Téhož večera byla však skoro současně od pěti jiných hvězdářů zpozorována jako h-da 2. vel. Ubývalo jí velmi rychle světlosti, tak že 18. kv. pouhému oku zmizela a zůstala od pol. r. 1867 jasnosti h. asi 9. vel. Spektrální rozbor ukázal, že vzplanutí její spojeno bylo s výbuchem žhavých plynů. Vidmo jevilo se složeným z vidma žhavého tělesa pevného, jež obsahovalo tmavé čáry absorpční, jako u slunce a jiných h-zd, a z vidma jasných čar příslušných vodíku. Výbuchem plynů vzplanul povrch h. a když teplo vyzářeno bylo do světového prostoru, klesala jasnost rozpáleného povrchu. — 25. R. 1876 24. list. vzplanula podobně h-da v souhvězdí Labuti (T Cygni); spatřil ji nejprve Schmidt. Světlosti byla jako h-da 3. vel., znenáhla jí ubývalo dosti pravidelně, na zač. bř. 1877 byla 8·3 vel. Vidmo bylo opět složené, nepřetržité s pruhy absorpčními a 9 jasnými čarami, z nichž 3 náležejí vodíku. Pozorovali je Vogel, Lohse, Cornu, Copeland. — 26. R. 1885 v srpnu vzplanula h-da nová v mlhovině Andromedy, jevící celkem stejné úkazy ve vidmu. — 27. R. 1893 23. ledna objevil Anderson jižně od χ a 26 Vozky novou h-du 6. vel. Vidmo podobalo se vidmu nové h. z r. 1876 v prvém stadiu. Skládalo se později ze dvou, z nichž jen jedno jevilo široké jasné čáry; čásť jasných čar vodíkových v jednom vidmu byla pošinuta proti temným ve druhém vidmu. Dle Vogla předpokládá zjev ten dvě tělesa, jež blízko sebe přecházejí. Seeliger myslí, že se úkaz dá vysvětliti tím, že h-da vstoupila do kosmického mračna a že teplem vzbuzeným třením vzplanula. — 28. R. 1893 26. říj. objevila pí. M. Flemingová novou h-du v souhvězdí Normy, když zkoumala fotogr. snímek, jejž zhotovil 10. čce prof. Solon S. Bailey. — 29. R. 1895 objevena byla fotograficky nová h-da v souhvězdí Lodi Argo. Fotogr. snímek pořízen byl 14. dub. 1895 na astr. stanici arequipské. S počátku považovaly se nové h. za nová stvoření, jichž dříve nebylo a jež po krátkém životě opět v nic se rozpadla. Je však nyní patrno, že h. ty před vzplanutím na místě tom se nalézaly a po zhasnutí ještě se na něm nacházejí. Můžeme h. nové považovati za h. měnlivé s dlouhou nepravidelnou periodou; náhlé vzplanutí a zhasnutí dočasné jsou jen fase přirozeného vývoje h., jakož se děje i na naší zemi, překvapí-li nás výbuch sopky.

H.  jsou stálice, jež prostému oku jeví se jednoduchými, kdežto dalekohledem vidíme h. 2, 3, 4 i více. H. podvojné nazýváme též  nebo  a jednotlivé členy jejich složkami. Prostým okem rozeznáváme ještě dvě stejně jasné h., svírají-li směrnice v oku úhel nejméně 80″. Takových dvojhvězd můžeme na nebi dosti spatřiti, na př. Mízár čili ζ Velkého Medvěda má ve vzdálenosti 11′ souseda Alcor, h-du 5. velikosti, u Aldebarána v Býku je dvojice ϑ1 a ϑ2 Tauri; kdo má velmi bystrý zrak. rozezná dvojici ε a 5 v Lyře. Ale všechny takové dvojice nejsou h. podvojné, těmi rozumíme ony dvojhvězdy, jejichž vzdálenost obnáší nejvýše ½′, obyčejně jen několik vteřin obloukových; těch nemůžeme prostým okem uzřiti, nýbrž jen dalekohledem. Teprve po vynalezení dalekohledu bylo možno poznati vlastní dvojhvězdy. Pohledneme-li dalekohledem na h-du Mízár, přesvědčíme se, že má ve vzdálenosti 14″ ještě jednoho souseda 5. vel.; jest tedy podvojnou. Podobně rozdělí nám dalekohled obě h. v Lyře, ε a 5, každou ve dvojhvězdu, jejichž vzdálenost obnáší 2″—3″. Že h. tak těsně u sebe se nalézají, může býti dvojí příčina: buďto jsou obě h. daleko od sebe, ale za sebou, tak že se na nebe blízko sebe promítají, nebo jsou h. skutečně blízko sebe, podléhajíce vzájemné přitažlivosti. Ony nazýváme  (optickými), tyto  (fysickými). Jakého druhu nějaká dvojhvězda je, o tom rozhodne pozorování vzájemné polohy. K tomu cíli slouží vzdálenost obou h-zd, jež udává se vteřinami obloukovými, a úhel posiční, jenž se udává stupni a sice od severu na východ, jih a západ. Byla-li vzájemná poloha dvou složek jednou přesně určena, shledáme snad po více létech, že se tato poloha změnila. Toho může býti příčinou buď vlastní, samostatný pohyb jedné nebo druhé h. (neb i obou), nebo pohyb jedné h. kolem druhé následkem přitažlivosti vzájemné. O tom rozhodnouti můžeme dalším pozorováním, neboť vlastní pohyb h. děje se v přímce, pohyb přitažlivostí způsobený ve křivce. Seznáme-li tedy z dalšího pozorování, že relativní pohyb obou složek je přímočarý, máme před sebou h-du podvojnou zdánlivou, v opačném případě však skutečnou. Mnohé h. mají značný vlastní pohyb; je-li u dvou složek týž, je pravděpodobno, že jsou skutečné dvojhvězdy.

I po vynalezení dalekohledu věnovalo se s počátku dvojhvězdám málo pozornosti. Jednotlivé h. podvojné byly sice známy (na př. Rob. Hooke poznal 1644 γ ve Skopci, Riccioli 1650 Mízár, Hevel 1659 α Kozorožce a 61 Labuti, Dom. Cassini 1678 β ve Štíru a čtyrnásobnou ϑ v Orionu, Feuillée 1709 α Centaura, Bradley 1719 γ v Panně a α Blíženců), ale nepřikládáno tomu váhy.  vyslovil ve spise »Kosmologische Briefe über die Einrichtung des Weltbaues« (Augšpurk, 1761) domněnku, že mají stálice temné průvodce, kteří podléhají zákonu přitažlivosti, farář John  brzy potom uveřejnil pojednání ve »Phil. Tr.« 1767, v němž dokazoval, že seskupení mnohých h-zd, na př. Plejad, a dvojhvězd nemůže býti nahodilým, nýbrž že jsou k sobě přidržovány přitažlivostí, ale náhledu toho nikdo si nepovšiml. Vlastní obrat způsobil teprve Christian , který pilným pozorováním na hvězdárnách ve Schwetzingách a Mannheimu přišel k témuž úsudku jako Lambert a Michell a ku pravé podstatě h-zd podvojných poukázal. Spisy jeho »Gründliche Vertheidigung neuer Beobachtungen von Fixsterntrabanten« (Mannh., 1778) a »De novis in coelo sidereo phaenomenis in miris stellarum fixarum comitibus Manhemii detectis« (t., 1779), v nichž 80 h-zd podvojných uvádí, jsou prvním rozhodným krokem k netušenému vývoji astronomie h-zd podvojných. Za práce své doznal Mayer jen posměchu u současníků, teprve V. Struve a Mädler poznali jejich cenu.

Teprve když V.  s obezřetností a vytrvalostí jemu vlastní vyhledávati počal dvojhvězdy, s počátku jen, by dle návrhu Galileiho změřiti mohl parallaxu a tím i vzdálenost větší složky od země, a r. 1782 Kr. Spol. londýnské předložil seznam 269 h-zd podvojných, umlkli protivníci. Když pak předložil druhý seznam 434 a třetí 145 dvojhvězd a nezvratně dokázal vnitřní jich spojení, že se totiž pohybují kolem společného těžiště, zmizely pochybnosti dokonce. Pozorování jeho uveřejněna jsou ve »Phil. Tr.« 1782 a 1785, jakož i v Mem. astr. spol. 1822. V. Herschel nespokojil se měřením rektascense a deklinace složek v poledníku jako Mayer, nýbrž zavedl určování polohy vzájemné mikrometrem. Tím položil pevný základ k tomuto odboru astronomie, ponechav další vývoj nástupcům. Mezi nimi vynikli syn jeho Sir John Herschel a přítel tohoto James South. John Herschel pořídil velecenný seznam dvojhvězd jižních (2100 hv.), které pozoroval na mysu Dobré Naděje 20palcovým reflektorem, dále uveřejnil ve »Phil. Tr.« 1824 a v Mem. astr. spol. 1826—36 6 seznamů dvojhvězd severních a sestavil veškeré do r. 1870 objevené h. podvojné a pomnožné u veliký seznam čítající 10.500 čísel, uspořádaný dle rektascensí (Mem. astr. spol. sv. XL., 1874). Vedle toho získal si velikých zásluh o theorii výpočtu drah h-zd podvojných udav několik method (t. V., VIII.).

V pracích V. Herschela pokračoval velikolepě F. G. W. , jehož práce budou vždy východištěm dalších zkoumání na tomto poli. Práce jeho záležela ve vyhledávání a katalogisování h-zd podvojných, v mikrometrickém vyměřování jich, ve vyšetřování velikosti a barvy a v určování poloh na poledníkovém kruhu. Za dva roky (1825—27) vyšetřil Struve novým 14″ refraktorem Fraunhoferovým 120.000 h-zd 1.—9. vel. a seznal 3112 h-zd podvojných. Výsledky obsáhlých a pečlivě provedených prací podal v četných pojednáních, zvláště pak souborně v těchto 3 odborných dílech: »Catalogus novus stellarum duplicium et multiplicium« (Derpt, 1827); přesné polohy 2710 h-zd podvojných a pomnožných obsaženy jsou ve hlavním díle »Stellarum duplicium et multiplicium mensurae micrometricae « (Petrohrad, 1837). Struve rozdělil h. vzdálenosti od 0″—32″ na 8 tříd (V. Herschel na 4): tř. 1. od vzdálenosti 0″—1″ obsahuje 91 dvojhvězd, tř. 2. od vzd. 1″—2″ 314 párů, 3. tř. od vzd. 2″—4″ 535 párů, 4. tř. od vzd. 4″—8″ 582 párů, 5. tř. od vzd. 8″—12″ 352 párů, 6 tř. od vzd. 12″—16″ 231 párů a 7. a 8. tř. od vzd. 16″—32″ 535 párů; v dodatcích obsazeno je 55 jasných h-zd podvojných vzd. 32″—7′ a 13 h-zd pomnožných s velikým pohybem vlastním. Třetí velké dílo, »Stellarum fixarum imprimis duplicium et multiplicium positiones mediae pro epocha 1830·0 « (Petrohrad, 1852), obsahuje přesné polohy 27.600 hlavních h-zd, z nichž může býti později poznáno, jsou-li h. spojeny jen opticky nebo fysicky. Také syn jeho Otto Struve, který se súčastnil prací otcových, pokračoval v tom směru a zejména ukázal, jak možno měřením umělých h-zd podvojných určiti a vymýtiti některé chyby systematické. Dříve užívalo se k jich měření mikrometrů vláknových. Bessel první užil k tomu heliometru a objevil nových 257 h-zd. Od té doby pěstuje se obor ten velmi pilně a nelze všech jednotlivých prací uváděti. Vynikající pracovníci na poli tom jsou: South, Dawes, Fletscher, Miller, Lassell, Mädler, Kaiser, Dunlop, Jacob, Powell, Encke a Galle, Winnecke, Bond, Mitchell, Secchi, Dembowski, lord Wrotesley, Wichmann, C. A. F. Peters, Auwers, Dunér, R. Engelmann, Schiaparelli, Jedrzejewicz, A. Hall a S. W. Burnham.

Poněvadž hmoty složek u h-zd podvojných se valně neliší, připadá těžiště soustavy mimo hlavní h-du a každá h-da pohybuje se dle zákona Newtonova kolem společného těžiště ve dráze elliptické. Jelikož hmot h-zd podvojných neznáme, nemůžeme stanoviti ani polohu těžiště a absolutních drah h-zd; jest se nám spokojiti s relativní drahou průvodce kolem hlavní h. pokládané za nehybnou. Relativní dráha ta je podobna absolutní dráze kolem těžiště. Dále sluší pamatovati, že ellipsa pozorovaná vzniká průmětem pravé ellipsy na zdánlivou kouli nebeskou. Známe-li dráhu zdánlivou, najdeme snadno i dráhu pravou. Dráha pak je určena, známe-li její elementy, totiž délku uzlu (posiční úhel bodu, v němž se protínají zdánlivá a pravá ellipsa), vzdálenost periastra (příhvězdí, t. j. nejbližšího místa průvodce od hlavní h. ve dráze pravé), která se čítá od uzlu, dále  dráhy pravé ke dráze zdánlivé; těmi určena je poloha dráhy v prostoru. Tvar a velikost její udávají: výstřednost ellipsy, doba oběhu, veliká poloosa (udává se vteřinami) a doba, kdy prošel průvodce periastrem. Pohyb je přímý (direktní), rostou-li při něm úhly posiční, tedy od severu na východ, jih a západ, jinak je zpětný (retrogradní). Je-li sklon 90°, zdá se nám, že průvodce pohybuje se v přímce, při čemž bývá někdy hlavní h-dou zakryt. Poněvadž jsou dvojhvězdy od nás velice vzdáleny, nemá pohyb země valného vlivu na zdánlivou dráhu jejich. Pohyb h-zd podvojných ukázal, že i v těchto tak vzdálených soustavách platí všeobecný zákon Newtonův o přitažlivosti. Na tom zakládají se též všechny methody, sloužící k určení drah dvojhvězd. Method takových bylo několik vymyšleno a to grafických i početních: podali je Savary, Encke, J. Herschel, Klinkerfuess, Thiele, Kovalski, Glasenapp, Wilson, Villarceau a j. Známe dvojhvězdy s různou dobou oběhu, na př. 11 let, 26 let, 100 let, ale i několik set, ba snad i tisíc let. Elementy h-zd s dobou oběhu více než 100 let nelze dosud přesně udati, tím větší nejistota bude u elementů drah dvojhvězd s delší ještě dobou oběhu. V násl. přehledu sestavena jsou udání některých drah h-zd podvojných s dobou oběhu do 100 let. Σ znamená seznam Vil. Struve (ΟΣ seznam Otty Struve) a číslice za tím číslo h. v seznamu tom.

Jakožto zvláštnost budiž uvedeno, že průvodce h. ζ Herkula nyní již po třetí vykonal dráhu svou kolem hlavní h. před zrakem pozorovatelů. Památny jsou h. Sirius a Prokyon (α Malého a Vel. Psa); různé nepravidelnosti u vlastním pohybu jich přivedly Bessela na domněnku, že mají oba průvodce relativně temné, neboť svítivost není podstatnou vlastností hmoty. Myšlénka Besselova překvapila a nalezla s počátku odpor, ale byla zkušeností potvrzena jako správná; neboť r. 1862 podařilo se A. Clarkovi v Bostoně objeviti tušeného tmavšího průvodce Siria. Průvodce Prokyona, pro nějž Auwers r. 1861 vypočítal na základě materiálu i elementy dráhy, podařilo se objeviti prof. Schäberlovi 12. list. 1896 na Lickově hvězdárně jako h-du 13. vel., ač potvrdí-li se zpráva ta. Podobně odvodil Auwers z veškerého materiálu průchodních pozorování Siria dráhu, jíž probíhá jasná h-da kolem těžiště soustavy. Elementy soustavy Siriovy vypočítal v pojednání Beiträge zur Kenntniss des Sirius-Systems (»Astr. Nachr.« č. 3084—85). Pro dráhu soustavy Prokyona vypočetl Auwers kruh, dobu oběhu 40 let. Zvláštní zmínky zasluhuje ještě h-da podvojná 61 Labuti. Vil. Struve shledal, že se obě složky pohybují skoro v přímce. I myslilo se, že se obě h. pohybují každá samostatně. Ale L. Struve a C. F. W. Peters dokázali, že veškerým spolehlivým pozorováním vyhovuje dráha skoro kruhovitá s dobou oběhu asi 1100 let, nebo dráha ellipsovitá s dobou oběhu 783 let. J. Wilsing v Postupimi měřil na astrofótogrammech vzdálenost obou složek a shledal, že se periodicky mění asi ve 22 měsících, ovšem nepatrně (asi 0·3″). V Postupimi dokázali fotografováním vidma u některých h-zd změny rychlosti pohybu. O Algolu byla již zmínka učiněna při h-dách měnlivých. Podobné pošinování čar pozorováno bylo r. 1889—90 při vidmu h. α Panny (Spica); nepochybně je α Panny h-da podvojná. Vogel vypočetl příslušné elementy ve spise »Untersuchung über d. Eigenbewegung d. Sterne im Visionsradius auf spectrographischem Wege« (Post., 1892). Podobně objevili v Cambridgei (v Americe) podvojnost h. β Vozky a ζ Vel. Medvěda (Mízár) z rozdvojení čar spektrálních.

H. podvojné jsou na nebi celkem stejně rozděleny jako obyčejné; nejvíce se jich vyskytuje v mléčné dráze a na blízku, nejméně kolem její pólů. Mezi h-dami jasnými jeví se nápadně mnoho h-zd podvojných.

U dvojhvězd vynikají  více než u jednoduchých; také je u nich větší rozmanitost, vyskytují se téměř všechny barvy vidma. Nejobyčejnější je barva bílá, nejvzácnější barva zelená. Často doplňují se barvy obou h-zd na bílou: na př. η Kassiopeje, větší h-da je žlutá, menší nachová, při α Herkula větší oranžová, menší smaragdová, β Labuti větší žlutá, menší safirová. W. Struve shledal mezi 596 dvojhvězdami tyto výsledky: barvy stejné bylo 375 dvojhvězd, a to bílých 295, žlutobílých 27, žlutavých 35, žlutých 11, zlatožluté 2 a modrých 5; barvy podobné shledal u 101 dvojhvězdy, a to žlutavých a bílých 30, modravých a bílých 53, nestejně žlutých 13 a nestejně modrých 5; zcela různé barvy nalezl u 120 dvojhvězd, a to 52 žlutých a modrých, 52 žlutých a modravých, 16 zelených a modrých. Ještě větší rozmanitost barev je u potrojných a pomnožných; γ Andromedy má na př. hlavní h-du zlatožlutou, 1 družici modravou a 1 fialovou, ι Kassiopeje hlavní h-du červenavou, obě družice modré, 35 Kštic Bereniky hlavní h-du červenou, jednoho průvodce barvy modré, druhého bílé, 12 Rysa hlavní h-du a 1 družici zelenavé barvy, druhou modré. Dvojhvězdy s větším rozdílem jasností mají většinou družice fialové.

Známe nyní přes 11.000 h-zd podvojných, z nichž je asi 6000 do vzdálenosti 32″ s průvodcem až do 10. velikosti. Mnohé podvojné h. poznány byly později potrojnými. Na některých místech nebe vyskytují se skupiny h-zd podvojných, na př. ε a 5 Lyry, u S Jednorožce 5 dvojic (Σ 950, 951, 952, 3117 a 3118, hlavní h-da S Jednorožce Σ 950 je měnlivá). O relativním pohybu složek pojednal C. Flammarion ve svém »Catalogue des Etoiles doubles et multiples«  (Paříž, 1878), v němž uvádí 819 dvojic se zaručeným pohybem relativním, z nichž je 731 dvojhvězd, 73 potrojných, 12 čtveronásobných, 2 pateronásobné a 1 šesteronásobná.

Zajímavo je, že se podařilo důvtipu T. Seea podati vysvětlení o vzniku h-zd podvojných. Vycházeje od theorie slapů podané G. Darwinem vyšetřoval mathematicky rovnovážný tvar otáčejících se kapalin a shledal, že trojosý ellipsoid nabývá při jisté rychlosti tvaru hruškovitého a že při ještě větší rychlosti rozděluje se ve dvě tělesa.

Na některých místech nebe shledáváme větší nebo menší  h-zd tvořících oddělené skupiny, jmenujeme je hvězdokupami (viz ).

O  viz , o  viz , o vidmě h-zd viz .

. Na stálicích pozorujeme nejprve zdánlivý pohyb denní; zdá se nám, že se otáčejí kolem osy světové od východu k západu za 24 hodin hvězdních; je to však účinek otáčení se země kolem osy své směrem opačným. Mimo to mění h. místo své následkem  (v. t), t. j. zdánlivého předbíhání, ve skutečnosti však couvání bodu jarního, od něhož se délky a rektascense počítají, které obnáší ročně asi 50″ obloukových; pro tuto příčinu neustále přibývá délek a rektascensí. Dále mění se místo h-zd periodicky pro  (kolísání osy zemské)  světla h-zd; h-da probíhá totiž ellipsou kolem svého středního místa. Podobně účinkuje na změnu místa h-zd roční jejich  (v. t.). Konečně třeba ještě dbáti pohybu h-zd podvojných a pomnožných kolem společného těžiště a změny místa následkem lomu světla (refrakce, v. t.). H., jichž rektascense a deklinace a příslušné změny těchto souřadnic byly co nejpečlivěji určeny, slují  (viz  h.). Přihlížíme-li při pozorování ke všem uvedeným změnám místa h-zd, shledáme, že u některých h-zd zbývají pak ještě změny místa z příčiny neznámé; změny ty přičítáme  h-zd ve světovém prostoru. Poněvadž pohyb ten u různých h-zd je různě veliký a různým směrem se děje, nastává po dlouhém čase změna ve skupení h-zd v souhvězdích, kterou znázorňuje vyobr. č. 1858. Z toho poznáváme, že vlastně není stálic, které by vzájemné polohy po všechny časy neměnily ve smyslu starých, jak učil slavný Riccioli ještě r. 1665. První dokázal vlastní pohyb stálic Halley, srovnav šířky Siria, Arktura a Aldebarána určené r. 1717 s délkami, jak je udává seznam Hipparchův (Ptolemaiův) Almagest: shledal rozdíl 37, 42 a 33 minut obloukových (»Phil. Trans« 1718, sv. XXX.). Postoupilť Sirius od založení Říma na nebi o ½ průměru měsíce, Arktur o 2½ průměru úplňku. Ještě jistěji dokázal Jakub Cassini vlastní pohyb Arktura, srovnav délku, jak ji sám určil (1738), s délkou ustanovenou před 66 léty (1672) Richerem. Více se tím zabýval Tob. Mayer (viz jeho »De motu fixarum proprio«, Gotinky 1760, Opera inedita I.), srovnav pozorování svá s polohami h-zd, jež určil r. 1706 Olaf Römer; shledal vlastní pohyb u 56 h-zd větší než 10″ za 50 let. Po smrti Mayerově ujal se práce té Maskelyne, ředitel hvězdárny greenwichské, a určil vlastní pohyb 12 h-zd velmi přesně. Později věnovala se takovému zkoumání vlastního pohybu veliká pozornost, jak patrno z četných prací o tom předmětu, jež podali Triesnecker, Lalande, Piazzi, Pond, Bessel, Cacciatore, Baily, Argelander, W. Struve, Oeltzen, Quetelet a mn. j. Hlavně k tomu přispěly práce vykonané při katalogisování h-zd, jež podnikli Piazzi a Bradley. Posice Bradleyovy pro 3222 h-zd přepočítal Bessel ve svém epochálním díle »Fundamenta astronomiae (1818) pro r. 1755 a vyzkoumal vlastní pohyby několika set h-zd. Argelander podal (1837) velmi přesný seznam 560 h-zd s větším pohybem vlastním, Mädler (1848) určil pohyb více než 3200 h-d seznamu Bradleyova (»Dorpater Beob.« sv. XIV.), J. Bossert v Paříži vyšetřil vlastní pohyb 2641 h-zd a též v seznamu astron. spol. zaznamenán je u velikého počtu h-zd vlastní pohyb. Celkem známe vlastní pohyb více než 4000 h-zd. Pracemi na jižních hvězdárnách (v Melbournu, na mysu Dobré Naděje a j.) získán byl cenný materiál o pohybu h-zd jižních. Některé h. nejeví od časů Bradleyových značnějšího pohybu vlastního.

Fotografií nebe získán byl pro budoucnost pevný základ pro určování vlastního pohybu h-zd až do 14. velikosti. Je pravdě podobno, že všechny h. mají vlastní pohyb, třeba že se dosud nepodařilo dokázati jej; neboť jde tu o měření veličin tak malých, že mohou býti chybami pozorování zakryty. Z dosavadních výsledků měření plyne, že jasnější h. mají větší vlastní pohyb, ač pravidlo to není bez výjimek. Tak má největší dosud pozorovaný pohyb vlastní h-da 7. vel. uvedená v seznamu Groombridgeově pod č. 1830, pak h-da 7·2 vel. v seznamu Lacailleově č. 9352, pak h-da 8·2 vel. pásem Cordobských a teprve na místě 10. přichází α Centaura vel. 1.

Připojený seznam obsahuje h., jejichž vlastní pohyb roční je větší než 1 vteřina oblouková:

U ostatních h-zd je vlastní pohyb tak nepatrný, že teprve po dlouhém čase (100 létech) obnáší několik vteřin obloukových. Pozorovaný vlastní pohyb h-zd jest však jen průmět pohybu skutečného. Kdybychom věděli, v jaké vzdálenosti se h. nacházejí a jaký úhel svírá směr pohybu se zornicí, mohli bychom vlastní pohyb skutečný vypočísti. Úhlu onoho neznáme, známe však přibližně vzdálenost h-zd některých; můžeme tedy vypočísti složku pohybu na zornici kolmou a ta nazývá se průmětem skutečného pohybu. Ten obnáší za rok milliony kilometrů, na př. u Polárky 110, u Siria 963, u α Vozky 1420, u Arktura 2646, u 85 Pegasa 3583, u 3077 Bradleye 5650, u 1830 Groombridge 8882 atd. Vlastní pohyb h-zd děje se přímočarně, čímž liší se takové h. zdánlivě podvojné (opticky) od dvojhvězd skutečných, jejichž dráha je křivá. Dosavadní výsledky pozorování nenasvědčují tomu, že se h. pohybují ve drahách konečných, kolem nějakého středu, jak se toho domníval Mädler, hledaje střed ten v nejjasnější h-dě Kuřátek, Alcyoně. Náhled ten, že je jakési centrální slunce pro celou soustavu stálic, vyvrácen byl C. A. F. Petersem. (Viz o tom  a , jakož i Gruss, »Z říše h-zd« str. 660.)

Vyšetřování pohybu stálic směrem, jímž zříme, děje se methodou spektrální: pozoruje se pošinování čar ve vidmu (viz ). První pokusy takové učinili Huggins (»Phil. Tr.« 1868) a po něm Vogel (»Astr. Nachr.« sv. 82.), dále hvězdárna greenwichská a Seabroke. Veliké přesnosti nabyla pozorování ta, když H. C. Vogel v Postupimi r. 1888 začal fotograficky určovati pošinování čar ve vidmech. Dosavadní výsledky měření Voglových podává násl. přehled, v němž číslice znamenají rychlost za vteřinu vyjádřenou kilometry, + vzdalování, − přibližování: α Andromedy +5, β +11, γ −13, α Boóta −8, ε −16, α Býka +49, β +8, α Kassiopeje −15, β +8, α Blíženců −30 (?), β +1, γ −17, α Hadonoše +19, β Herkula −35, α Koruny sev. +32, α Labuti −8, γ −6, α Lva −9, β −12, γ −39, δ −14, α Lyry −15, α Mal. Medvěda −26, β +14, α Vel. Medvěda −12, β −29, γ −27, ε −30, ζ −31, η −26, α Oriona +17, β +16, γ +9, δ +1, ε +26, ζ +15, α Orla −37, α Panny −16, α Pegasa +1, β +7 (?), ε +8, a Persea −10, β −2, α Mal. Psa −9, α Vel. Psa −16, α Skopce −15, β Vah −9 (?), α Vozky +24, β −28. Největší dosud pozorovaná rychlost je +6·5 zeměp. mil u α Býka a 5·2 z. m. u γ Lva. Není pochybnosti, že další badání v tomto směru prováděné mocnými přístroji vědomosti naše o pohybu stálic značně rozšíří. Jest ještě uvážiti, že pozorovaný vlastní pohyb h-zd ve směru zornice není absolutní, nýbrž že sloučen je s pohybem soustavy sluneční a tedy je relativní a že pohyb ve směru, jímž zříme, jest jen zdánlivý, způsobený opačným pohybem. Můžeme tedy říci, že v pohybu h-zd vlastním obráží se pohyb soustavy sluneční a proto lze doufati, že se časem podaří z tohoto vlastního pohybu h-zd ve směru zornice vyzkoumati pohyb soustavy sluneční. Ku přesnému určení bodu, kam pohyb slunce a soustavy jeho směřuje (apexu), nestačí dosavadní materiál pozorovací, za to však lze již stanoviti z něho rychlost pohybu slunečního.

 h-zd jest úkaz, při němž h. rychle mění své místo a to nejen směrem svislým, ale i vodorovným. Poprvé pozoroval je Al. z Humboldtů 22. čna r. 1799 před východem slunce ve výši 3500 m n. m. na svahu Piku Teneriffy v Malpayse a to prostým okem i dalekohledem. H. nízko u obzoru podivuhodně kolísaly nejen směrem svislým, ale i vodorovným, úkaz trval asi 7—8 minut a zmizel dlouho před východem slunce. Na témže místě pozoroval jej 9. srpna r. 1842 princ Adalbert pruský. Podobné úkazy naskytly se i jiným. Schweizer zkoumal úkaz ten a myslí, že je subjektivní; vysvětluje jej tím, že oko, nemá-li pevného směru, nevydrží dlouho hleděti týmže směrem. Pozorovatel pak přenáší kmitavý pohyb oka na h-du. Tomu však je na odpor, že kolísání Schweizerovi přestalo, jakmile hleděl dalekohledem, kdežto Humboldt je pozoroval i dalekohledem. Snad lze vysvětliti kolísání ono prouděním různě teplých vrstev vzduchu. Podobné kolísání h-zd pozoruje se dalekohledem při neklidném povětří, kdy se dalekohled třese. H. pohybují se pak v křivkách. —  h-zd (motus trepidationis) rozumí se též střídavý pohyb nebe, jaký mu omylem připisovali středověcí hvězdáři až do Tyga Braha. Původcem tohoto náhledu je Arab Tábit (Thebit) ben Korra v IX. stol. Myslil, že praecesse (v. t.) neděje se jedním směrem, nýbrž že aequinoctium (rovnodennost) kolísá kolem střední polohy.

 () je rychlá změna jejich světlosti spojená se změnami barev. Zdá se. jako by h. zhasínaly a opět vzplávaly. V krajinách tropických pozoruje se třpytění h-zd, panuje-li sucho, jen do výše 15—20° nad obzorem; má-li však pršeti, pozná se to napřed ze třpytění h-zd vysoko nad obzorem stojících. U nás též z úkazu toho soudí se na déšť. Hlavně třpytí se stálice, světlo oběžnic je klidné; avšak i Venuše a Merkur mající menší průměr se třpytí. Dufour shledal z dlouholetých pozorování tato pravidla: 1. Červené h. třpytí se za stejných okolností méně než bílé. 2. Vyjmouc obzor třpytí se h. tím více, čím tlustší vrstvou vzduchu světlo prochází a čím větší je refrakce. 3. Mimo barvy působí při třpytění h-zd ještě jiné podstatné okolnosti, hlavně různá povaha světla h-zd. Arago hleděl vysvětliti úkaz ten interferencí (křížením) světla. Ovzduší naše skládá se z vrstev různě hutných, paprsky světla vycházející od h. různě se lomí a vlny světelné přicházejí do oka proběhnuvše různé dráhy. I může se státi, že se vlnivý pohyb ten ruší, obnáší-li rozdíl drah lichý počet polovln, anebo že se vlnění sesiluje při rozdílu drah, jenž obnáší sudý počet polovln. Tím by se vysvětlila měna jasnosti. Poněvadž však světlo h-zd není jednoduché, nýbrž složené z různobarvých paprsků, jimž přísluší různé délky vln, může se státi, že se vlnění jedné barvy ruší, čímž pak vzniká barva smíšená, nikoli již bílá. Že oběžnice značných průměrů se netřpytí, vysvětluje Arago tím, že se tu světlo zrušené jednoho bodu nahrazuje světlem ostatních jasných bodů. Plocha oběžnice jest jako shluk h-zd, jež světlo křížením zrušené vzájemně nahrazují a tak světlu oběžnice původní barvu udržují. Pravidla Dufourova, zvláště třetí, potvrdil Belgičan Montigny z dlouholetých pozorování, neboť i on shledal, že změny barev souvisí s vidmovou povahou světla h-zd. Používal ku pozorování dalekohledu, před jehož očnicí byl přístroj k měření změny barev, scintillometr (v. t.). Montigny shledal, že za vteřinu nastává různý počet změn barev podle toho, kterému typu spektrálnímu dle Secchiho h-da náleží. Bílé h. 1. typu mají průměrně 86 změn, žluté 2. typu 69, červenavé 3. typu jen 56. Montigny nesouhlasí s vysvětlením, jež podal Arago, nýbrž myslí, že totální odraz světla na povrchu vrstev vzduchových úkaz ten hlavně podmiňuje; třpytění mění se velmi patrně množstvím vodních par ve vzduchu a také tím, v jakém stavu se voda ve vzduchu nachází, zdali jako pára nebo déšť nebo sníh. Změnou ve stavu ovzduší hledí třpytění vysvětliti Respighi. Jiní pomýšlejí na lom světla ve sněžných jehlicích. Viz Charles Dufour,  (Bull. Vaud., 1856); Arago,  (Oeuvres VII.); Charles Montigny, , 1884, 1885 (též Bull. astr. II.); K. Exner, , 1887 (dějiny scintillace od Aristotela).
VRý.

H.  viz  h.

 () jest vzdálenost h-zd, jejichž roční  (v. t.) obnáší 1″; rovná se 206.264·8 billionům zem. mil. Světlo takové h. potřebovalo by 3⅓ roku, aby k nám dospělo. Touto měrou udává se vzdálenost stálic.
VRý.

Hvězdy