Gwiazda

Słońce, najbliższa Ziemi gwiazda. Zdjęcie: SDO.

Większość gwiazd jest tak odległa od Ziemi, że widzimy je jedynie jako punkty światła, choć w rzeczywistości osiągają średnice rzędu milionów kilometrów. Na zdjęciu widoczna Chmura gwiazd Strzelca, fragment Ramienia Strzelca Drogi Mlecznej. Zdjęcie: HST.

Gwiazda – kuliste ciało niebieskie stanowiące skupisko powiązanej grawitacyjnie materii w stanie plazmy bądź zdegenerowanej. Przynajmniej przez część swojego życia gwiazda w sposób stabilny emituje powstającą w jej jądrze w wyniku procesów syntezy jądrowej atomów wodoru energię w postaci promieniowania elektromagnetycznego, w szczególności pod postacią światła widzialnego. Gwiazdy zbudowane są głównie z wodoru i helu, prawie wszystkie atomy innych cięższych pierwiastków znajdujące się we Wszechświecie powstały w efekcie zachodzących w nich przemian jądrowych lub podczas wieńczących ich istnienie wybuchów.

Gwiazda powstaje wskutek kolapsu obłoku molekularnego — chmury materii złożonej w większości z wodoru, a także helu oraz śladowych ilości cięższych pierwiastków. Gdy jądro gwiazdy osiągnie dostateczną gęstość, rozpoczyna się proces stopniowej zamiany składającego się nań wodoru w hel na drodze stabilnych reakcji fuzji jądrowej. Pozostała część materii gwiazdy przenosi energię wyzwalaną w tym procesie z jądra w przestrzeń kosmiczną za pomocą procesów transportu promieniowania oraz konwekcji. Powstałe w ten sposób ciśnienie wewnętrzne zapobiega dalszemu zapadaniu się tworzącej gwiazdę materii pod wpływem grawitacji. Gdy wodór w jądrze ulegnie wyczerpaniu, gwiazdy o masie przynajmniej 0,4 masy Słońca znacznie się powiększają i ulegają przeobrażeniu w czerwone olbrzymy, które w niektórych przypadkach zdolne są spalać cięższe pierwiastki bezpośrednio w jądrze, bądź w powłokach je otaczających. Gwiazda rozpoczyna wtedy ewolucję do formy zdegenerowanej, zwracając część swojej materii składowej w przestrzeń, gdzie utworzy ona kolejne pokolenie gwiazd o większej zawartości ciężkich pierwiastków.

Astronomowie mogą ustalić masę, wiek, skład chemiczny oraz wiele innych cech gwiazdy badając jej spektrum, jasność oraz drogę, jaką przebywa w przestrzeni kosmicznej. Masa gwiazdy stanowi główną determinantę procesu jej ewolucji oraz sposobu, w jaki zakończy ona swe życie. Inne parametry gwiazdy, takie jak średnica, obrót wokół własnej osi, sposób poruszania się oraz temperatura, określa się na podstawie jej dotychczasowej ewolucji. Wykres zależności pomiędzy temperaturami gwiazd a ich jasnością nosi nazwę diagramu Hertzsprunga-Russella (H-R), pozwala on oszacować wiek gwiazdy oraz określić stadium życia, w którym się ona znajduje.

Z wyjątkiem najbliższej naszej planecie gwiazdy — Słońca — oraz niektórych supernowych, gwiazdy można obserwować z powierzchni Ziemi jedynie na nocnym niebie, gdyż wtedy nie przyćmiewa ich Słońce. Najlepiej widocznym na sferze niebieskiej gwiazdom od dawna nadawano różne nazwy, łączono je także w gwiazdozbiory. Astronomowie pogrupowali gwiazdy oraz inne ciała niebieskie w katalogi astronomiczne, które zapewniają ujednolicone nazewnictwo tych obiektów.

Wiele gwiazd jest związanych grawitacyjnie z innymi, tworząc układy podwójne lub wieloskładnikowe układy gwiazd, w których owe ciała niebieskie poruszają się wokół siebie po w miarę stabilnych orbitach. Gdy dwie gwiazdy znajdą się blisko siebie, ich wzajemne oddziaływanie może istotnie wpływać na przebieg procesów ich ewolucji. Gwiazdy nie są jednorodnie rozrzucone we Wszechświecie, lecz wchodzą w skład dużych struktur utrzymywanych dzięki sile grawitacji, takich jak gromady czy galaktyki.

Rozgwieżdżone niebo inspirowało prace wielu poetów, pisarzy, filozofów oraz muzyków, niejednokrotnie bezpośrednio angażowali się oni w prowadzenie badań astronomicznych.

Obserwacja nocnego nieba

Droga Mleczna widziana z Ziemi. Rozdzielający ją długi ciemny pas to Wielka Szczelina — kompleks pyłowych obłoków gwiazdotwórczych odległy od naszej planety o około 300 lat świetlnych. Uniemożliwia on bezpośrednią obserwację Centrum Galaktyki w zakresie światła widzialnego. Na zdjęciu dostrzec można także Trójkąt letni, asteryzm charakterystyczny dla nieba letniego na półkuli północnej oraz, na samym dole, Perseidy.

Najbliższą i najlepiej widoczną z Ziemi gwiazdą jest Słońce. Znajduje się ono w centrum Układu Słonecznego, w średniej odległości 150 milionów kilometrów od naszej planety. Jego bliskość sprawia, że na półkuli, którą akurat oświetla, występuje znaczne rozproszenie światła na cząsteczkach powietrza, przez co inne gwiazdy zostają przyćmione i nie są widoczne. Próby obserwacji Słońca gołym okiem bez specjalistycznych przyrządów mogą prowadzić do nieodwracalnego uszkodzenia wzroku.

Terminu "gwiazda" najczęściej jednak używa się w odniesieniu do innych ciał niebieskich o podobnych do Słońca właściwościach, lecz dużo bardziej oddalonych. Gdy pozwalają na to warunki pogodowe, czyli nocne niebo nie jest zachmurzone ani zamglone i nie występuje znaczne zanieczyszczenie świetlne, są one widoczne na nim jako różnokolorowe, migoczące z uwagi na wpływ ziemskiej atmosfery, nieruchome w stosunku do siebie nawzajem i innych obiektów świetliste punkty.

Gwiazdy wykazują wysoki stopień zróżnicowania pod względem jasności obserwowanej. Za ten stan rzeczy odpowiada duża różnorodność zarówno wśród dzielących nas od nich odległości, jak i wśród ich wielkości absolutnych. Wielka gwiazda może być dziesiątki tysięcy razy jaśniejsza od mało masywnej, przykładowo jedna z najbliższych Ziemi gwiazd, Alfa Centauri, jest dopiero trzecią najjaśniejszą gwiazdą na niebie, najjaśniejszą zaś jest leżący ponad dwa razy dalej Syriusz. Drugą najjaśniejszą gwiazdą nieba jest Kanopus, żółty nadolbrzym 70 razy bardziej odległy od Ziemi niż Alfa Centauri, lecz za to 20 000 razy od niej jaśniejszy.

Gołym okiem można, przy sprzyjających warunkach pogodowych, dostrzec około 3-4 tysiące gwiazd, dokładna ich liczba zależy od czasu i miejsca obserwacji − regiony nieba o największym zagęszczeniu gwiazd położone są w okolicach Drogi Mlecznej. Niebo na półkuli północnej jest bardziej rozgwieżdżone zimą niż latem, mimo, że to w lecie znajduje się na nim Centrum Drogi Mlecznej. Najwięcej gwiazd można obserwować z półkuli południowej, szczególnie latem. Gdy kierujemy wzrok w stronę Centrum Galaktyki, możemy dostrzec mniej gwiazd, niż gdy spoglądamy w przeciwnym kierunku. Istnieją trzy podstawowe przyczyny tej pozornej sprzeczności. Po pierwsze, półkula południowa jest co prawda zwrócona w kierunku przeciwnym do Centrum Galaktyki, lecz za to w stronę Pasa Goulda, przypominającego kształtem łuk dużego zbioru setek młodych, jasnych gwiazd. Drugim czynnikiem jest nasze położenie na wewnętrznym brzegu Ramienia Oriona − tworzące je obiekty leżą stosunkowo blisko, więc spora ich część jest łatwo widoczna w kierunku przeciwnym do Centrum Galaktyki, dla odmiany, ramię położone bliżej Centrum − Ramię Strzelca − dzieli od nas kilka tysięcy lat świetlnych. Trzeci czynnik to obecność na północnym niebie licznych pobliskich ciemnych mgławic, kryjących duże regiony gwiazdotwórcze naszego ramienia spiralnego, takie jak kompleksy mgławic w Cefeuszu czy Łabędziu.

Instrumenty obserwacyjne

Refraktor apochromatyczny fluorytowy.

Współcześnie do obserwacji gwiazd używa się szeregu specjalistycznych przyrządów:

• teleskopów, umieszczonych zarówno na powierzchni Ziemi, jak i w przestrzeni kosmicznej. Te ostatnie mogą pracować niezależnie od pory dnia na Ziemi, gdyż nie ogranicza ich wpływ ziemskiej atmosfery,
• spektroskopów — urządzeń służących do rejestracji widma promieniowania elektromagnetycznego obserwowanych obiektów,
• fotometrów — instrumentów mierzących światłość,
• polarymetrów, przy użyciu których określa się stopień polaryzacji promieniowania elektromagnetycznego.

Ludzkie oko w obserwacji zastąpiły nośniki trwale rejestrujące obraz, początkowo były to płyty fotograficzne, obecnie są to najczęściej cyfrowe matryce CCD.

Najważniejszym osiągnięciem w dziedzinie eliminowania powodowanych przez atmosferę ziemską zakłóceń jest zastosowanie układów optyki adaptatywnej. Pozwalają one, w przypadku największych teleskopów, takich jak Large Binocular Telescope czy należący do Europejskiego Obserwatorium Południowego Very Large Telescope, osiągać zdolność rozdzielczą przewyższającą możliwości Teleskopu Hubble'a (lecz nie dorównują mu w dalszym ciągu pod względem pola widzenia). Istnieją jednak obszary obserwacji, które bezwzględnie wymagają wyniesienia teleskopów w przestrzeń kosmiczną. W szczególności, całkowita nieprzezroczystość atmosfery dla promieniowania rentgenowskiego i gamma powoduje, że teleskopy prowadzące badania w tych zakresach są umieszczane wyłącznie poza Ziemią.

Gwiazdozbiory

Gwiazdozbiory nieba północnego (wg Encyklopedii Orgelbranda z r. 1900)

Kilkaset widocznych na niebie gwiazd wyróżnia się blaskiem. Układają się one w charakterystyczne konfiguracje, określane mianem gwiazdozbiorów lub konstelacji. Gwiazdy tworzące konstelacje najczęściej nie są ze sobą w żaden sposób powiązane. Mimo pozornej bliskości, wynikającej z położenia na sferze niebieskiej, z reguły znajdują się one w bardzo różnych odległościach od Ziemi i od siebie nawzajem.

Gwiazdozbiory pojawiły się najprawdopodobniej w epoce paleolitu, obecne były w większości cywilizacji, choć w różnych kulturach znacząco różniły się od siebie. Ich głównymi zastosowaniami były orientacja na niebie oraz pomoc w nawigacji.

Niegdyś granice konstelacji nie były wytyczone jednoznacznie, dopiero w 1928 Międzynarodowa Unia Astronomiczna formalnie zatwierdziła obowiązującą współcześnie listę 88 gwiazdozbiorów. Za ich pomocą identyfikuje się najczęściej rejony nieba, na których wystąpiły różne zjawiska astronomiczne, takie jak meteory czy supernowe.

Zestawy gwiazd nie umieszczone w oficjalnym katalogu nazywa się asteryzmami. Termin ten odnosi się między innymi do historycznych konstelacji cywilizacji zachodniej i gwiazdozbiorów innych kultur.

Nazwy wielu gwiazdozbiorów nieba północnego mają swoje korzenie w mitologii greckiej (na przykład konstelacje Oriona, Kasjopei czy Andromedy), zaś duży odsetek konstelacji nieba południowego nosi nazwy instrumentów naukowych lub urządzeń technicznych (choćby gwiazdozbiory Lunety, Mikroskopu lub Pompy).

Historia obserwacji

Ludzie od najdawniejszych czasów grupowali gwiazdy według obrazów, których doszukiwali się w ich układzie. Autorem tego pochodzącego z 1690 wyobrażenia gwiazdozbioru Lwa jest Jan Heweliusz.

Ludzie obserwowali gwiazdy już w początkach swojego istnienia, działania te stanowiły pierwszą znaną człowiekowi formę astronomii. Prowadzenie badań astronomicznych motywowały względy zarówno poznawcze jak i religijne, a także chęć zastosowania ich rezultatów do przewidywania wydarzeń. Wczesna astronomia była nierozerwalnie powiązana z astrologią, która stanowiła źródło zarówno wiedzy, jak i władzy. Dopiero upowszechnienie metody naukowej doprowadziło do rozdzielenia tych dwóch dyscyplin.

Gwiazdy odgrywały dużą rolę w rozwoju cywilizacji na całym świecie. Stanowiły istotny element wierzeń religijnych oraz znajdowały liczne zastosowania praktyczne. Wielu starożytnych astronomów sądziło, że zostały one na trwałe umieszczone na sferze niebieskiej i że są niezmienne.

Starożytni obserwatorzy nieba wyobrażali sobie, że rzucające się w oczy układy gwiazd tworzą figury, które utożsamiali oni z elementami natury lub lokalnej mitologii. Gwiazdozbiorów używano do wnioskowania o pozycji Słońca oraz śledzenia ruchów planet. Znajdujące się w paśmie wokół płaszczyzny ekliptyki dwanaście spośród nich stało się podstawą astrologii.

Pozorny ruch Słońca względem znajdujących się za nim gwiazd oraz horyzontu stanowił podstawę rozlicznych kalendarzy, używanych między innymi do wyznaczania harmonogramów prac rolniczych. Powszechnie stosowany prawie na całym świecie kalendarz gregoriański to kalendarz słoneczny, którego konstrukcja opiera się na kącie nachylenia osi ruchu obrotowego Ziemi względem najbliższej jej gwiazdy, czyli właśnie Słońca.

Czasy prehistoryczne

Stonehenge.

Człowiek od zarania swych dziejów odczuwał potrzebę poszukiwania związków pomiędzy doświadczanymi przez siebie wydarzeniami a zjawiskami kosmicznymi. Z tego pierwotnego pragnienia, dzięki ludzkiej kreatywności i wyobraźni, narodziły się konstelacje, które zaspakajały serię potrzeb zarówno praktycznych, jak i religijnych.

Dostępne dane na temat religii paleolitu świadczą o obecności w ówczesnych systemach wierzeń niektórych gwiazdozbiorów, takich jak na przykład Wielka Niedźwiedzica. Niedawne badania ujawniają, że już w górnym paleolicie (około 16 tysięcy lat temu) istniał system złożony z dwudziestu pięciu konstelacji podzielonych na trzy grupy, reprezentujące kolejno niebo, ziemię oraz podziemne zaświaty — uniwersalne dla wszystkich kultur wymiary spojrzenia na świat.

Znaczenie konstelacji wzrosło w neolicie, kiedy to człowiek zmienił tryb życia ze zbieracko-łowieckiego na osiadły i zajął się uprawą roli. Podział nieba na gwiazdozbiory ułatwiał zapamiętywanie położenia gwiazd związanych z wynikającymi z kalendarza porami wykonywania poszczególnych prac polowych, takich jak siew czy orka. Gwiazdozbiorom nadawano wtedy nazwy nawiązujące do różnych aspektów życia rolniczego i pasterskiego, niekoniecznie antropomorficzne.

Na pierwszą wiedzę astronomiczną człowieka prehistorycznego składało się przewidywanie ruchów Słońca, Księżyca oraz planet na tle nieruchomych gwiazd. Za przykłady zastosowań tej "protoastronomii" mogą posłużyć megalityczne monumenty, takie jak Stonehenge, demonstrujące nie tylko więź człowieka z niebiosami, lecz także jego zdolność prowadzenia dokładnych obserwacji i umiejętności praktyczne, między innymi zdolność wyznaczania kierunków świata.

Starożytność i średniowiecze

Dalsze ulepszenia do systemu konstelacji wprowadzili w drugim tysiącleciu p.n.e. starożytni Babilończycy z Mezopotamii, którym zawdzięczamy współcześnie obowiązujące nazwy znaków zodiaku (prawie wszystkie z nich mają sumeryjskie korzenie). Stworzyli oni również kalendarz księżycowy oparty na wydarzeniach astronomicznych wyznaczających okresy trwania pór roku, ich dziełem są także najdawniejsze znane katalogi gwiazd, powstałe pod koniec drugiego tysiąclecia p.n.e., w okresie dominacji Kasytów (ok. 1531-1155 p.n.e.). Na podstawie jednego z takich katalogów, odnalezionego w pobliżu Babilonu, stwierdzono, że pozycje ówcześnie używanych gwiazdozbiorów nie odbiegały znacząco od współczesnych. Cywilizacje Mezopotamii bardzo interesowały się astrologią, którą uważały za równoprawną z astronomią dziedzinę wiedzy.

Rozległą znajomością astronomii wykazywali się również starożytni Egipcjanie: ich dziełem jest najstarsza dokładnie datowana mapa nieba, pochodząca z roku 1534 p.n.e., odnaleziona w grobowcu w pobliżu Luksoru. W dyscyplinie tej biegłość osiągnęli również Fenicjanie, lud żeglarzy, korzystający z jej dobrodziejstw w nawigacji. Przy wyznaczaniu kierunków świata i ustalaniu położenia posługiwali się oni między innymi Małą Niedźwiedzicą, w której skład wchodzi Alfa Ursae Minoris, współczesna Gwiazda Polarna, już 1500 lat p.n.e. położona bardzo blisko północnego bieguna niebieskiego.

Współczesna astronomia wiele zawdzięcza starożytnym Grekom i Rzymianom. Pierwszy katalog gwiazd w starożytnej Grecji sporządził około 300 p.n.e., z pomocą Timocharisa, astronom Aristillus. Za pierwszego obserwatora gwiazdy nowej uznaje się Hipparchosa z Nikei — zaobserwowany przez niego w II wieku p.n.e. wybuch w konstelacji Skorpiona wzbudził w nim powątpiewanie w niezmienność nieba. Dzięki uważnym obserwacjom poczynionym podczas tworzenia własnego katalogu gwiazd zauważył on, że pozycje gwiazdozbiorów zmieniły się w stosunku do tych zapisanych przez autorów wcześniejszych prac, na których się opierał, takich jak Eudoksos z Knidos (V-IV wiek p.n.e.). Odkrył on tym samym zjawisko precesji planetarnej — powolnej, lecz ciągłej zmiany orientacji Ziemi w stosunku do sfery niebieskiej. Atlas nieba Hipparchosa zawierał 1020 gwiazd i posłużył Klaudiuszowi Ptolemeuszowi za podstawę jego katalogu gwiazd umieszczonego w Wielkiej rozprawie astronomicznej. W tym samym dziele Ptolemeusz opisał także 48 z 88 używanych w dzisiejszych czasach gwiazdozbiorów, co dowodzi, że były one powszechnie znane już w drugim wieku naszej ery.

Za czasów Greków konstelacje utraciły swój naturalistyczny charakter i nabrały znaczenia czysto mitologicznego. Mity i legendy greckie związane są z większością gwiazdozbiorów, a także z planetami, które Grecy uważali za szczególny rodzaj gwiazd, wyróżniający się ruchem względem gwiazd stałych (planeta — gr. πλανήτης (planētēs) — wędrowiec). Reprezentowały one panteon głównych bóstw olimpijskich, których imiona noszą Merkury, Wenus, Mars, Jowisz i Saturn. Do grona planet Grecy zaliczali także Księżyc oraz Słońce, nie znali za to Urana (balansującego na granicy widzialności przy doskonałych warunkach obserwacyjnych, jego ruchu orbitalnego nigdy nie dostrzegli) oraz Neptuna (zupełnie niewidocznego gołym okiem). Z uwagi na niedużą jasność i olbrzymi dzielący nas od nich dystans, pierwszą z nich odkryto dopiero w 1781, drugą zaś w 1846, a nazwy pochodzące z grecko-rzymskiego kręgu kulturowego nadali im ich nowożytni odkrywcy.

Mgławica Kraba — pozostałość po supernowej zaobserwowanej w 1054. Zdjęcie: HST.

W średniowieczu w astronomii europejskiej zapanowała stagnacja, gdyż astronomowie chrześcijańscy przez długi czas bezkrytycznie akceptowali zgodną z zapisami biblijnymi arystotelejsko-ptolemejską kosmologię, rezygnując nawet z obserwacji. W tamtych czasach istotnie wyróżnili się za to astronomowie świata islamu, między innymi ze względu na to, że w praktykach tej religii bardzo ważne były rachuba czasu oraz wyznaczanie kierunku Mekki w dowolnym miejscu na Ziemi. Ponownie odkryli oni Almagest Ptolemeusza i żywili do tego dzieła ogromny szacunek. Nadali też wielu gwiazdom używane po dziś dzień arabskie nazwy, a także udoskonalili liczne przyrządy służące do ustalania ich pozycji, między innymi astrolabium czy kwadrant. Utworzyli oni także pierwsze duże obserwatoria, głównie na potrzeby opracowania katalogów astronomicznych zwanych Zij. Wśród tych prac znajduje się między innymi Księga gwiazd stałych autorstwa perskiego astronoma Abda Al-Rahmana Al Sufiego, odkrywcy licznych gwiazd, gromad (w tym Omicron Velorum i Collinder 399) oraz galaktyk (między innymi galaktyki Andromedy). W XI wieku perski uczony-polihistor Abu Rajhan Muhammad al-Biruni opisał Drogę Mleczną jako zbiór fragmentów nieba posiadających własności rozmglonych gwiazd, podał także pozycje różnych gwiazd podczas zaćmienia Księżyca w 1019. W XII wieku z kolei andaluzyjski astronom Ibn Bajjah wysnuł teorię, że Droga Mleczna składa się z wielu gwiazd, które nieomal stykają się za sobą i wyglądają na jednolitą jaśniejącą płaszczyznę z uwagi na zjawisko załamania emitowanego przez nie światła na materii znajdującej się pomiędzy Ziemią a Księżycem. Za dowód posłużyły mu obserwacje poczynione podczas koniunkcji Jowisza i Marsa w 500 AH (1106/1107).

Astronomowie chińscy, podobnie jak Hipparchos przed nimi, byli świadomi, że sfera niebieska podlega zmianom i że mogą na niej pojawić się gwiazdy dotychczas niewidoczne. To właśnie im udało się zaobserwować najwięcej "nowych gwiazd". W 185 dostrzegli oni i opisali pierwszą w historii ludzkości supernową, znaną współcześnie jako SN 185. Najjaśniejszym (pod względem obserwowanej jasności) tego typu zjawiskiem widocznym z Ziemi zarejestrowanym przez człowieka była supernowa SN 1006, której eksplozja nastąpiła w 1006. Wzmianki na jej temat poczynili egipski astronom Ali ibn Ridwan oraz kilkunastu badaczy chińskich. Muzułmańscy oraz chińscy astronomowie obserwowali także supernową SN 1054 w konstelacji Byka. Jej światło, wyemitowane około 3000 lat p.n.e., dotarło do Ziemi 4 lipca 1054. Pozostała po niej słynna Mgławica Kraba, skatalogowana kilka wieków później przez Francuza Charlesa Messiera jako Meisser 1 — M1.

Czasy nowożytne

Tycho Brahe.

Również według wczesnych europejskich astronomów czasów nowożytnych, takich jak Tycho Brahe oraz jego uczeń Johannes Kepler, identyfikowane na niebie "nowe gwiazdy" przeczyły idei niezmienności niebios. Obaj dostrzegli na nocnym niebie gwiazdy dotychczas niewidoczne, Brahe jako pierwszy nazwał je "gwiazdami nowymi", myśląc że są to obiekty nowo powstające. W rzeczywistości badali oni supernowe, potężne eksplozje wieńczące żywoty wielkich gwiazd (Brahe obserwował SN 1572, Kepler zaś SN 1604).

W 1584 Giordano Bruno w swym dziele De l'infinito universo e mondi (O nieskończonym Wszechświecie i światach) zasugerował, że gwiazdy mogą być w istocie innymi Słońcami, wokół których też krążą planety, także takie podobne do Ziemi. Nie była to idea nowa, podobne koncepcje wysuwali już starożytni greccy filozofowie Demokryt i Epikur oraz średniowieczni kosmologowie muzułmańscy, na przykład Fakhr al-Din al-Razi. Myśl tę początkowo napiętnowano jako herezję, lecz w kolejnych wiekach zyskała ona duże poparcie wśród astronomów i urosła do rangi obowiązującej teorii.

Do czasu wynalezienia teleskopu w 1608, badania astronomiczne prowadzono wyłącznie gołym okiem. Przypisywany Hansowi Lippersheyowi, Zachariasowi Janssenowi oraz Jacobowi Metiusowi wynalazek, udoskonalony przez Galileusza, zrewolucjonizował obserwację gwiazd i innych ciał niebieskich.

Aby wyjaśnić, dlaczego gwiazdy nie wywierają grawitacyjnego wpływu na Układ Słoneczny, Isaac Newton postulował, że początkowo były one rozłożone w przestrzeni równomiernie oraz pozostają w niemal całkowitym bezruchu. W modelu tym Wszechświat nie znajdował się w idealnej równowadze i aby nie zapadł się pod wpływem siły ciążenia, niezbędne były okresowe interwencje Opatrzności. Pomysł ów mógł podsunąć mu teolog Richard Bentley.

Schemat Drogi Mlecznej opracowany przez Williama Herschela na podstawie przeprowadzonych w 1785 badań rozkładu gwiazd na niebie. Układ Słoneczny miał znajdować się w pobliżu centrum.

Włoski astronom Geminiano Montanari w 1667 jako pierwszy opisał obserwowane przez siebie zmiany jasności gwiazdy Algol (β Persei). W 1718 w Anglii Edmund Halley opublikował pierwsze w historii wyniki pomiaru ruchu własnego niektórych najbliższych gwiazd, wykazując istotne przesunięcie Arktura i Syriusza. Udowodnił on tym samym, że gwiazdy zmieniały położenie od czasów starożytnych astronomów Hipparchosa i Ptolemeusza.

Pierwszym naukowcem, który próbował doświadczalnie określić rozkład gwiazd w przestrzeni był William Herschel. W latach 80. XVIII wieku wykonał on serię 600 pomiarów, zliczając gwiazdy w różnych kierunkach. Okazało się, że ilość dostrzeganych gwiazd systematycznie rośnie w miarę zbliżania się do części nieba zawierającej jądro Drogi Mlecznej. Jego syn, John Herschel, powtórzył eksperyment ojca na półkuli południowej i dopatrzył się analogicznej reguły wzrostu zagęszczenia gwiazd w tym samym kierunku. Na podstawie swoich badań Herschel senior opracował schemat Galaktyki, błędnie przy tym zakładając, że Słońce znajduje się w pobliżu jej centrum. Do osiągnięć Williama Herschela należy także odkrycie, że niektóre gwiazdy nie poruszają się samotnie w kosmosie, lecz tworzą układy podwójne.

XIX i XX wiek

Pierwszy bezpośredni pomiar odległości gwiazdy od Ziemi (61 Cygni, oddalonej o 11,4 roku świetlnego) wykonał w 1838 przy pomocy paralaksy Friedrich Bessel. Otrzymany przez niego po 18 miesiącach obserwacji rezultat — 10,4 roku świetlnego — był zbliżony do współczesnego. Późniejsze badania z użyciem tej metody wykazały znaczne rozproszenie gwiazd w przestrzeni kosmicznej.

Joseph von Fraunhofer i Angelo Secchi, pionierzy spektroskopii astronomicznej, na drodze porównań spektrów gwiazd takich jak Syriusz ze Słońcem, zidentyfikowali różnice w ilości i grubościach linii spektralnych powstających w rezultacie pochłaniania przez atmosferę ciała niebieskiego specyficznych częstotliwości promieniowania elektromagnetycznego. W 1865 Secchi rozpoczął klasyfikowanie gwiazd na podstawie ich typu widmowego, jednakże nowoczesne kryteria tego podziału opracowała dopiero Annie Jump Cannon w pierwszej dekadzie XX wieku.

Obserwacje poczynione za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a pozwoliły dokonać wielu przełomowych odkryć, także w dziedzinie astronomii gwiazdowej. Na zdjęciu: Teleskop Hubble'a widziany z pokładu promu kosmicznego Atlantis po zakończeniu STS-125, ostatniej przewidzianej dla niego misji serwisowej. Zdjęcie: NASA.

W XIX wieku coraz większego znaczenia nabierały obserwacje gwiazd podwójnych. W 1827 Felix Savary, przy użyciu obserwacji wykonanych za pomocą teleskopu, jako pierwszy opisał orbity układu podwójnego. Obiektem jego obserwacji był pierwszy znany układ podwójny, odkryty przez Williama Herschela w 1780 system ξ Ursae Majoris. W 1834 Friedrich Bessel, na podstawie stwierdzonych przez siebie zmian ruchu własnego Syriusza, wysunął hipotezę o istnieniu niewidocznej towarzyszącej mu gwiazdy, którą w 1862 zidentyfikowano jako białego karła Syriusza B. Dokładne dane na temat wielu układów podwójnych zebrane przez naukowców pokroju Wilhelma Struvego i Sherburne'a Wesleya Burnhama pozwoliły obliczać masy gwiazd na podstawie ich elementów orbitalnych. W 1899 Edward Pickering, badając występujące cyklicznie co 104 dni rozszczepienia linii spektralnych Mizara (ζ Ursae Majoris), odkrył pierwszą gwiazdę spektroskopowo podwójną.

W XX wieku nastąpił znaczący rozwój astronomii, niezwykle wartościowym narzędziem pomocnym w obserwacji gwiazd stała się fotografia. Karl Schwarzschild odkrył, że kolor gwiazdy, wskazujący na jej temperaturę efektywną, można ustalić na podstawie porównania jej widocznej wielkości gwiazdowej z wielkością zobrazowaną na zdjęciu. Istotny wzrost dokładności pomiarów wielkości gwiazdowych w różnych zakresach fal elektromagnetycznych przyniosło wynalezienie fotometru fotoelektrycznego. W 1921 Albert Abraham Michelson, używając znajdującego się w Mount Wilson Observatory teleskopu Hookera, jako pierwszy zastosował interferometrię do pomiaru średnicy gwiazdy.

W pierwszych dekadach XX wieku powstały także fizyczne modele zjawisk zachodzących w gwiazdach oraz procesu ich ewolucji. Do wzrostu dynamiki prowadzonych badań przyczyniło się opracowanie w 1913 przez Ejnara Hertzsprunga oraz niezależnie od niego Henry'ego Norrisa Russella diagramu Hertzsprunga-Russella. Postępy w rozwoju fizyki kwantowej pozwoliły na zrozumienie zjawiska powstawania spektrum, dzięki czemu możliwym stało się ustalanie składu chemicznego atmosfer gwiazd.

Najbardziej wyczerpujące katalogi gwiazd stworzono dla widocznej części Drogi Mlecznej, lecz postęp technologiczny pozwolił astronomom na obserwację pojedynczych gwiazd również w innych galaktykach należących do Grupy Lokalnej. Udało się także zaobserwować pewną ilość pojedynczych gwiazd, w większości zmiennych cefeid, w położonej 100 milionów lat świetlnych od Ziemi, należącej do Gromady Panny galaktyce M100. W Supergromadzie Lokalnej można dostrzec gromady gwiazd, poza nią nie zaobserwowano ani pojedynczych gwiazd (z wyjątkiem supernowych) ani gromad, oprócz ledwo widocznej supergromady składającej się z setek tysięcy gwiazd, znajdującej się w odległości miliarda lat świetlnych — dziesięciokrotnie dalej niż najodleglejsza dotychczas zaobserwowana gromada.

Nazewnictwo

Większość gwiazd identyfikuje się za pomocą numeru katalogowego, jedynie niewielka ich ilość, z reguły te najjaśniejsze, posiada nazwy w pełnym znaczeniu tego słowa, najczęściej wywodzące się z łaciny lub języka arabskiego. Duża część tych nazw posiada korzenie mityczne, obrazuje pozycję gwiazdy w konstelacji (na przykład arabska nazwa gwiazdy α Cygni — Deneb — oznacza ogon, co odzwierciedla jej pozycję w "ogonie" gwiazdozbioru Łabędzia), bądź też dotyczy czasu lub miejsca, w którym pojawia się ona na niebie w ciągu roku — na przykład Syriusza, którego nazwa pochodzi od greckiego słowa σείριος (séirios), oznaczającego "skwarny", "ognisty", starożytni Grecy kojarzyli z okresem największych letnich upałów, od 24 lipca do 26 sierpnia, kiedy to gwiazda ta widoczna jest na niebie tuż przed wschodem Słońca, gdyż jest to okres pomiędzy jej heliakalnym wschodem a zachodem.

W początkach XVII wieku do nazywania gwiazd zaczęto używać konstelacji, w obrębie których się one znajdują. W 1603 niemiecki astronom Johann Bayer opracował serię map nieba (zebraną w atlasie Uranometria), w której oznaczał każdą dostrzeżoną przez siebie gwiazdę w danym gwiazdozbiorze przy użyciu greckiej litery (α oznaczała z reguły gwiazdę najjaśniejszą), po której następowała dopełnieniowa forma łacińskiej nazwy konstelacji, dla systemu tego przyjęła się nazwa oznaczenia Bayera. Ponieważ jednak ilość greckich liter jest bardzo ograniczona, okazał się on niewystarczający dla konstelacji zawierających dużo gwiazd. Aby przezwyciężyć ten problem, po wyczerpaniu liter greckich Bayer zaczął stosować litery alfabetu łacińskiego, najpierw małe, a następnie wielkie.

W 1712 po raz pierwszy opublikowano dzieło brytyjskiego astronoma Johna Flamsteeda Historia coelestis Britannica, na potrzeby którego opracował on katalog gwiazd, w którym posłużył się nowym systemem numeracji, opierającym się na rektascensji tych ciał niebieskich. Metodę tę nazwano oznaczeniem Flamsteeda lub numeracją Flamsteeda. Była ona bardzo podobna do oznaczenia Bayera, lecz zamiast greckich liter używała liczb, a numer 1 nie oznaczał gwiazdy najjaśniejszej, lecz tę o najmniejszej rektascensji w danej konstelacji (jest to współrzędna astronomiczna stanowiąca odpowiednik długości geograficznej wyznaczanej na Ziemi). Z uwagi na precesję osi Ziemi, oryginalne oznaczenia Flamsteeda w niektórych wypadkach straciły aktualność.

W XIX wieku zdecydowano, że do oznaczania nielicznych znanych wówczas gwiazd zmiennych stosowany będzie odrębny system oznaczeń. Gwiazdom przydzielano kolejne litery alfabetu łacińskiego, poczynając od R, a nie A, aby nie popaść w konflikt z oznaczeniem Bayera, po literze następował dopełniacz nazwy właściwej konstelacji. Autorem tej nomenklatury był niemiecki astronom Friedrich Wilhelm Argelander. Nie spodziewał się on, że gwiazdy zmienne występują we Wszechświecie tak powszechnie, że pozostałe w alfabecie dziewięć liter okaże się dalece niewystarczające. Po wyczerpaniu liter alfabetu następne gwiazdy zmienne otrzymywały oznaczenia składające się z dwóch liter, zaczynając od RR (przykładowe gwiazdy nazwane w tej konwencji to S Doradus czy RR Lyrae). Gwiazd zmiennych odkryto w końcu tak wiele, że w niektórych konstelacjach zaistniała konieczność użycia nowego systemu nazewnictwa, w którym po literze V (od słowa variable) następuje numer identyfikacyjny oraz łaciński dopełniacz konstelacji (np. V838 Monocerotis).

Wraz z postępem w astronomii, który poskutkował wdrażaniem coraz bardziej zaawansowanych instrumentów obserwacyjnych, stworzono nowe katalogi gwiazd, obejmujące na przykład te znajdujące się poza Drogą Mleczną, na ich potrzeby powstało wiele innych systemów nazewnictwa.

Zgodnie z prawem kosmicznym, jedyną uznawaną przez międzynarodową społeczność naukową organizacją posiadającą kompetencje do nazywania gwiazd oraz innych ciał niebieskich jest Międzynarodowa Unia Astronomiczna. Szereg prywatnych instytucji oferuje możliwość zakupu nazwy gwiazdy, jednak MUA stanowczo odcina się od tego typu praktyk a nadane odpłatnie nazwy nie są w jakikolwiek sposób brane przez nią pod uwagę. Jedną z takich firm, International Star Registry, w latach 80. XX wieku oskarżono o wprowadzanie klientów w błąd poprzez sugerowanie, jakoby nadawane za jej pośrednictwem nazwy były oficjalnie uznawane. Ówczesne praktyki ISR (oraz innych podobnych organizacji) określono jako wprowadzające w błąd oszustwo żerujące na ludzkiej ignorancji na temat metod nazywania gwiazd.

Jednostki miar

Większość parametrów gwiazd wyrażanych jest w jednostkach układu SI, używa się jednak także jednostek miar CGS (np. jasność podaje się niekiedy w ergach na sekundę). Masę, jasność oraz promień często określa się też za pomocą pozaukładowych jednostek, bazujących na odpowiednich charakterystykach Słońca:

masy Słońca:	${\begin{smallmatrix}M_{\odot }=1.9891\times 10^{30}\end{smallmatrix}}$ kg
jasności Słońca:	${\begin{smallmatrix}L_{\odot }=3.827\times 10^{26}\end{smallmatrix}}$ watów
promienia Słońca:	${\begin{smallmatrix}R_{\odot }=6.960\times 10^{8}\end{smallmatrix}}$ m.

Duże długości, takie jak promienie wielkich gwiazd lub półosie układów podwójnych, często podaje się w jednostkach astronomicznych — 1 j.a. odpowiada w założeniu średniej odległości Ziemi od Słońca (około 150 milionom kilometrów).

Ewolucja

Obłok molekularny LH 95 — jeden z obszarów gwiazdotwórczych w Wielkim Obłoku Magellana. Zdjęcie: NASA/ESA.

Termin "ewolucja gwiazd" odnosi się do zmian, których gwiazda doświadcza podczas swojego istnienia. Bywają one bardzo wyraźne i mogą dotyczyć wielu jej parametrów, w szczególności jasności i temperatury. Z uwagi na bardzo długi czas trwania procesu ewolucji gwiazd (rzędu milionów lub miliardów lat), człowiek nie może obserwować całego jego przebiegu, w związku z czym wiedzę o nim czerpie się z badań wielu gwiazd znajdujących się na różnych etapach rozwoju i tworzy modele fizyczne odzwierciedlające wyniki obserwacji. Każda gwiazda ewoluuje na swój sposób, zależny od jej początkowej masy − im gwiazda masywniejsza, tym jej cykl życia krótszy.

Powstanie

Gwiazdy powstają w obłokach molekularnych — rozległych regionach zagęszczonej materii międzygwiazdowej znajdujących się w obrębie ośrodka międzygwiazdowego. Gęstość tych obłoków jest mniejsza niż w stworzonych przez człowieka komorach próżniowych, w ich skład wchodzi głównie wodór, a także około 23-28% helu oraz do kilku procent pozostałych cięższych pierwiastków. Powstające w obłoku gwiazdy jasno go oświetlają, a także jonizują otaczający je wodór, tworząc obszary H II. Przykładem takiego regionu gwiazdotwórczego jest Mgławica Oriona.

Proces powstawania gwiazdy inicjuje pojawienie się w obłoku molekularnym niestabilności grawitacyjnej, spowodowanej często zderzeniem galaktyk (w wyniku którego może powstać galaktyka burzy gwiazdowej) lub falą uderzeniową pochodzącą z eksplozji supernowej. Gdy region obłoku osiągnie dostateczną gęstość, aby spełnić warunki wystąpienia niestabilności Jeansa, zaczyna się proces jego zapadania grawitacyjnego.

W miarę kontrakcji obłoku, pojedyncze skupiska zagęszczonego pyłu i gazu stopniowo formują struktury zwane globulami Boka. Wraz z postępującym zasilaniem globuli materią akreujacą na pierwotną kondensację centralną i idącym za tym wzrostem jej gęstości, energia grawitacji zamieniana jest w ciepło, powodując wzrost temperatury ośrodka. Gdy taka ciemna mgławica ponownie osiągnie stan zbliżony do równowagi hydrostatycznej, w jej centrum formuje się protogwiazda, często otoczona przez dysk protoplanetarny, odpowiedzialny za dalszy przyrost jej masy oraz powstanie okrążających ją niekiedy planet. Czas potrzebny na zajście tego procesu wynosi około 10–15 milionów lat.

Dalszy przebieg wypadków zależy od masy, którą protogwiazda zdołała zgromadzić. Jeżeli jest to mniej niż 0,08$M_{\odot }$, nie dochodzi w niej do zapłonu reakcji jądrowych i staje się ona brązowym karłem, jeżeli nie przekracza 8$M_{\odot }$, wchodzi ona w stadium przejściowe przed ciągiem głównym, w którym otacza ją dysk protoplanetarny, a źródłem emitowanej przez nią energii jest zapadanie grawitacyjne. W przypadku gwiazd o masie przekraczającej 8$M_{\odot }$, stadium przed ciągiem głównym nie daje się obserwować, gdyż gwiazdy te ewoluują bardzo szybko i wyłaniają się z chmury otaczającej je materii już jako gwiazdy ciągu głównego. Przebieg tej fazy rozwoju dużych gwiazd nie został do tej pory jednoznacznie wyjaśniony.

We wczesnym stadium swojego istnienia gwiazdy o masie nie przekraczającej 2$M_{\odot }$ klasyfikowane są jako typ T Tauri lub FU Orionis, te o większej (2-8$M_{\odot }$) zaś jako typ Herbig Ae/Be. Nowo narodzone, wciąż zapadające się gwiazdy emitują wzdłuż swoich osi obrotu gazowe dżety, które mogą redukować ich moment pędu oraz tworzyć niewielkie mgławicopodobne obszary aktywne – obiekty Herbiga-Haro. Dżety, przy współudziale promieniowania sąsiednich wielkich gwiazd, mogą przyczyniać się do rozproszenia obłoku, w którym gwiazda powstała.

Liczbę gwiazd o określonych masach powstających w każdym ich zbiorze opisuje funkcja masy początkowej. Używa się jej między innymi do pomiaru mas badanych populacji gwiazd. Aby otrzymywane rezultaty były miarodajne, funkcja ta musi być taka sama we wszystkich badanych zbiorach. Przez długi czas sądzono, że tak właśnie jest, czyli że w każdym zbiorze nowo narodzonych gwiazd proporcje występowania gwiazd lżejszych do bardziej masywnych są w przybliżeniu stałe (na przykład na jedną gwiazdę 20 razy cięższą od Słońca powstaje 500 gwiazd o masie Słońca lub mniejszej). Obecnie wiadomo, że nie jest to prawdą, gdyż na przykład w galaktykach karłowatych powstaje dużo więcej małych gwiazd, niż pierwotnie sądzono.

Ciąg główny

Diagram Hertzsprunga-Russella (H-R) to bardzo ważne narzędzie astronomii teoretycznej, opracowane przez astrofizyków H. N. Russella oraz E. Hertzsprunga. Diagram obrazuje zależność pomiędzy jasnością gwiazdy (zaznaczoną na osi rzędnych) a jej temperaturą (zaznaczoną na osi odciętych). Obie te wartości zależą w przeważającej większości od wewnętrznych charakterystyk gwiazdy i choć nie można ich zmierzyć bezpośrednio, mogą być ustalone przy użyciu modeli fizycznych. Pozwala to astrofizykom z pewną dokładnością oszacować wiek oraz stadium rozwoju gwiazdy.

Okres pobytu gwiazdy na ciągu głównym to najspokojniejszy etap jej istnienia, pochłania on około 70-90% czasu jej życia. W jego trakcie gwiazda spala wodór, przekształcając go w hel na drodze zachodzących w okolicach jądra reakcji termonuklearnych. Gwiazdy, w których zachodzi ten proces nazywa się karłami. Począwszy od wejścia gwiazdy na ciąg główny, odsetek zawartego w jej jądrze helu systematycznie się zwiększa. W konsekwencji, temperatura oraz jasność gwiazdy stale rosną, aby utrzymać niezbędne tempo fuzji atomów – szacuje się na przykład, że Słońce, odkąd weszło na ciąg główny 4,6 miliarda lat temu, przybrało na jasności około 40%.

Każda gwiazda emituje cząsteczki w postaci wiatru gwiazdowego, co skutkuje ciągłym odpływem jej materii składowej w przestrzeń. W przypadku większości gwiazd ubytek ten jest praktycznie niezauważalny — na przykład Słońce w ciągu roku traci 10⁻¹⁴$M_{\odot }$, przez cały okres jego życia złoży się to na 0,01% całkowitej masy. Wielkie gwiazdy mogą jednak przez rok stracić od 10⁻⁷ do 10⁻⁵$M_{\odot }$, co istotnie wypływa na przebieg ich ewolucji. Gwiazdy o masie początkowej przewyższającej 50$M_{\odot }$ mogą podczas obecności na ciągu głównym pozbyć się w ten sposób ponad połowy swojego budulca.

Długość czasu, którą gwiazda spędzi na ciągu głównym zależy w przeważającym stopniu od ilości paliwa, jaką dysponuje oraz tempa przebiegu procesu jego spalania, to znaczy od masy początkowej oraz jasności gwiazdy. Szacuje się, że w wypadku Słońca ten etap życia potrwa 10 miliardów lat. Duże gwiazdy spalają swoje paliwo bardzo gwałtownie, z tego powodu istnieją znacznie krócej; małe z kolei, zwane czerwonymi karłami, zużywają je bardzo powoli i mogą trwać dziesiątki, a nawet setki miliardów lat, pod koniec życia stopniowo spokojnie wygasając. Żaden z czerwonych karłów nie osiągnął jeszcze tego stadium rozwoju, ponieważ okres życia takich gwiazd jest dłuższy od obecnego wieku Wszechświata (szacowanego na 13,7 miliarda lat). Według obowiązujących teorii, wszystkie gwiazdy o masach początkowych mniejszych od 0,8$M_{\odot }$, niezależnie od tego kiedy powstały, powinny znajdować się na ciągu głównym (albo jeszcze nań nie weszły).

Duży wpływ na ewolucję gwiazdy ma także, oprócz masy, ilość wchodzących w jej skład pierwiastków cięższych od helu. W astronomii wszystkie takie pierwiastki uważane są za metale, a charakterystyka określająca ich stężenie nosi nazwę metaliczności. Metaliczność oddziałuje na to, w jakim czasie gwiazda spali swoje paliwo, kontroluje powstanie jej pól magnetycznych oraz determinuje siłę wiatru gwiazdowego. Starsze gwiazdy, należące do populacji II, cechuje istotnie mniejszy poziom metaliczności niż młodsze z populacji I ze względu na odmienność składu obłoków molekularnych, z których się uformowały — obłoki z czasem zawierają coraz więcej metali pochodzących od starszych gwiazd, które kończąc swe życie, uwalniają je w przestrzeń kosmiczną.

Pobyt gwiazdy na ciągu głównym dobiega końca wraz z wyczerpaniem wodoru w jądrze, całkowicie zamienionego w hel w wyniku reakcji nuklearnych. Dalszy przebieg ewolucji gwiazdy zależy od jej masy.

Ewolucja po ciągu głównym

Gwiazdy mało masywne

Najmniejsze gwiazdy — czerwone karły (o masie 0,08-0,4$M_{\odot }$) — zwiększają swoją temperaturę i na krótko zyskują barwę niebieską, po czym stopniowo kurczą się aż nie staną się białymi karłami. Jednakże ponieważ czas życia tych gwiazd jest dłuższy niż obecny wiek Wszechświata, uważa się, że żadna z gwiazd nie osiągnęła jak na razie tego stadium ewolucji.

Gwiazdy o masie pomiędzy 0,4 a 8$M_{\odot }$ kończą swój pobyt na ciągu głównym przejściem do fazy następujących po sobie naprzemiennie kolapsów i rozszerzeń. W czasie kolapsu temperatura jądra gwiazdy rośnie, w wyniku czego reakcje fuzji zaczynają zachodzić także w warstwach gwiazdy bezpośrednio do niego przylegających. Powstająca w ten sposób nadwyżka energii powoduje rozszerzanie i schładzanie zewnętrznych warstw gwiazdy, przez co przyjmuje ona coraz bardziej czerwony kolor. Po przejściu przez niestabilną fazę podolbrzyma, gwiazda staje się chłodnym, lecz jasno świecącym czerwonym olbrzymem.

Czerwony olbrzym o masie do 2,25$M_{\odot }$ kontynuuje fuzję wodoru w powłokach otaczających jądro. W końcu centrum gwiazdy zastaje ściśnięte dostatecznie, aby rozpocząć syntezę helu w węgiel i tlen, w miarę jej przebiegu gwiazda stopniowo zmniejsza rozmiary a temperatura jej powierzchni rośnie. W większych gwiazdach jądro po wyczerpaniu wodoru przechodzi bezpośrednio do spalania helu. Gdy hel w jądrze zostanie zużyty, synteza jest kontynuowana w powłoce wokół węglowo-tlenowego centrum. Ewolucja gwiazdy przebiega dalej analogicznie do fazy czerwonego olbrzyma, lecz przy wyższych temperaturach powierzchni. Jeżeli gwiazda jest dostatecznie masywna (to znaczy jej masa wynosi około 7-8$M_{\odot }$), jest ona w stanie spalać także pierwiastki cięższe od helu. W razie spowolnienia reakcji jądrowych zachodzących w czerwonym olbrzymie do tego stopnia, że zdąży się on zapaść, gwiazda wchodzi w fazę błękitnego olbrzyma.

Szacuje się, że Słońce za około 5 miliardów lat osiągnie ten właśnie etap rozwoju i zwiększy swój promień do około 1 j.a. — rozmiaru 250 razy większego niż obecnie, sięgając tym samym orbity Ziemi. Jako olbrzym utraci też około 30% swojej obecnej masy.

Duże gwiazdy

Plik:Betelgeuse star (Hubble).jpg

Betelgeza – czerwony nadolbrzym zbliżający się do końca swojego cyklu życia. Fotografia w zakresie ultrafioletu. Zdjęcie: HST.

Wielkie gwiazdy, o masie przynajmniej 8$M_{\odot }$, podczas fazy spalania helu w węgiel rozszerzają się, tworząc czerwone nadolbrzymy. Po wyczerpaniu helu w jądrze zdolne są one przeprowadzać tam fuzję cząsteczek cięższych od niego pierwiastków.

Aby do tego doszło, jądro stopniowo kurczy się, a rosnące w nim temperatura oraz ciśnienie powodują w końcu zapłon węgla. Analogiczny proces zachodzi następnie dla neonu, tlenu oraz krzemu. Pod koniec życia gwiazdy reakcje termojądrowe mogą zachodzić w serii tworzących jej wnętrze powłok przypominających łupiny cebuli. Każda powłoka spala wtedy inny pierwiastek, w najbardziej zewnętrznej jest to wodór, w następnej hel i tak dalej. Wyższe warstwy są chronione przed zapadnięciem się przez ciepło i promieniowanie pochodzące z warstw niższych, w których reakcje zachodzą, w miarę zbliżania się do jądra, coraz intensywniej.

Gdy w czerwonym nadolbrzymie nastąpi spowolnienie reakcji jądrowych, może on wejść w analogiczną do błękitnego olbrzyma fazę, nazywaną błękitnym nadolbrzymem, przed osiągnięciem tego stadium gwiazda przechodzi przejściową fazę żółtego nadolbrzyma, charakteryzującą się pośrednimi rozmiarami oraz temperaturą.

Końcowy etap życia takiej gwiazdy nadchodzi z chwilą, gdy zaczyna ona produkować radioaktywny izotop niklu ⁵⁶Ni, rozpadający się szybko do kobaltu ⁵⁶Co i ostatecznie do trwałego izotopu żelaza ⁵⁶Fe. Ponieważ jądro atomowe żelaza ma jedną z najwyższych energii wiązania, proces jego fuzji nie uwalniałby energii, lecz ją zużywał. Stąd w zaawansowanych wiekiem wielkich gwiazdach postępuje proces akumulacji w centrum nieaktywnego żelaza, zdolnego przeciwstawić się zapadaniu tylko dzięki zdegenerowanemu ciśnieniu elektronów.

Największe gwiazdy (>30$M_{\odot }$) po przejściu niestabilnej fazy jasnej błękitnej gwiazdy zmiennej przeobrażają się w gwiazdy Wolfa-Rayeta, których zewnętrzne warstwy atmosfery rozdziera potężny wiatr gwiazdowy, powodujący znaczny ubytek masy.

Śmierć

Gdy gwiazda wyczerpie swój zapas paliwa, ciśnienie wywierane przez jej jądro przestaje wystarczać do podtrzymania jej zewnętrznych warstw. W efekcie jądro zapada się pod własnym ciężarem z olbrzymią (rzędu 70 000 km/s, czyli 0,23c) prędkością a zewnętrzne warstwy gwiazdy wyrzucane są w przestrzeń w mniej lub bardziej gwałtowny sposób. Po jądrze pozostaje obiekt o wielkiej gęstości zbudowany z materii zdegenerowanej, jego typ zależy od początkowej masy gwiazdy.

Młoda mgławica planetarna "Klepsydra". Zdjęcie: HST.

Jeżeli zawierała się ona pomiędzy 0,08 and 8$M_{\odot }$, po śmierci gwiazdy pozostanie po niej biały karzeł, obiekt o stosunkowo niewielkim rozmiarze (zbliżonym do Ziemi) i masie mniejszej lub równej granicy Chandrasekhara (1,44$M_{\odot }$). Biały karzeł posiada początkowo bardzo wysoką temperaturę powierzchni, która z czasem obniża się na skutek jego oddziaływania z otoczeniem, docelowo stygnie on zupełnie i przeobraża się w czarnego karła. Jak do tej pory nie zaobserwowano żadnych czarnych karłów, ponieważ, jak przypuszczają astronomowie, czas potrzebny na ich powstanie jest dużo dłuższy od obecnego wieku Wszechświata. Pomimo że gwiazdy zasadniczo definiuje się jako kule plazmy, elektronowa zdegenerowana materia tworząca wnętrze białego karła nie znajduje się już w tym stanie skupienia.

Gwiazda o masie początkowej z przedziału 0,08-0,4$M_{\odot }$ staje się białym karłem stopniowo, bez żadnych przejściowych gwałtownych etapów, jednak jeżeli jest cięższa od 0,4$M_{\odot }$ (lecz lżejsza od 8$M_{\odot }$), zanim przeobrazi się w białego karła traci swoje zewnętrzne powłoki, dające początek mgławicy planetarnej.

W gwiazdach o masie przekraczającej 8$M_{\odot }$ zachodzące w nich reakcje termonuklearne pozwalają jądru na osiągnięcie masy przekraczającej granicę Chandrasekhara. Gdy po przekroczeniu tej granicy w gwieździe ustaną reakcje jądrowe, jądro nie jest w stanie utrzymać własnego ciężaru i zapada się gwałtownie. Dzieje się tak dlatego, że w obecnych w nim atomach elektrony zostają wepchnięte w protony, tworząc neutrony oraz neutrina na drodze gwałtownej reakcji wychwytu elektronów (zwanej także odwrotnym rozpadem beta). Powstała podczas nagłego zapadnięcia się jądra fala uderzeniowa powoduje rozsadzenie pozostałej materii gwiazdy przez potężną eksplozję—supernową. Supernowe są tak jasne, że mogą na krótko przewyższyć blaskiem całą swą macierzystą galaktykę. Gdy w przeszłości obserwowano gołym okiem tego rodzaju wydarzenia zachodzące w Drodze Mlecznej, uważano je za "nowe gwiazdy", gdyż pojawiały się tam, gdzie do tej pory niczego nie dawało się dostrzec.

Olbrzymia energia wyzwalana w takiej eksplozji pozwala na fuzję dotychczasowych produktów gwiezdnej nukleosyntezy w jeszcze cięższe pierwiastki, proces ten zwany jest nukleosyntezą w supernowych. Wyrzucona w przestrzeń materia składowa gwiazdy stanowi tak zwaną pozostałość po supernowej (przybiera ona formę mgławicy podobnej na przykład do Mgławicy Kraba), jądro zaś przeobraża się w gwiazdę neutronową (która czasem przybiera postać pulsaru, bersteru rentgenowskiego bądź magnetara).

Gdy gwiazda jest tak wielka, że jądro przekracza 3,8$M_{\odot }$ (granicę Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa), nie istnieje żadna siła zdolna przeciwstawić się kolapsowi grawitacyjnemu i jądro zapada się do objętości o promieniu mniejszym niż jego promień Schwarzschilda, tworząc czarną dziurę. W wypadku większych gwiazd (cechujących się masą powyżej 50$M_{\odot }$) proces ten może przebiegać bez wybuchu supernowej, gdyż impet zapadania się jądra jest tak ogromny, że fala uderzeniowa nie powstaje.

W gwieździe neutronowej materia istnieje w stanie plazmy neutronowej, a w jej jądrze być może występuje także materia dziwna. Stan materii wewnątrz czarnej dziury pozostaje jak na razie nieznany.

Największe gwiazdy, o masach większych niż 140$M_{\odot }$, mogą kończyć życie jeszcze przed wyczerpaniem swojego paliwa na skutek eksplozji typu pair-instability, w wyniku których po gwieździe nie pozostaje żaden trwały obiekt a cała jej materia jest rozrzucana w przestrzeni.

Przepływ materii wywoływany supernowymi oraz wiatrem gwiazdowym wielkich gwiazd odgrywa znaczącą rolę w kształtowaniu przestrzeni międzygwiazdowej. W skład odrzuconej przez umierającą gwiazdę materii wchodzą między innymi ciężkie pierwiastki, które mogą ponownie wejść w skład nowo formowanych gwiazd, przy ich udziale powstają również planety skaliste.

Rozmieszczenie

M81 — przykład galaktyki spiralnej z poprzeczką. Zdjęcie: HST.

Gwiazdy stanowią jedną z podstawowych form występowania materii we Wszechświecie. Nie są w nim rozmieszczone równomiernie, lecz z reguły tworzą, wraz z obłokami międzygalaktycznego pyłu i gazu, wielkie skupiska − galaktyki. Szacuje się, że w obserwowalnym Wszechświecie jest ich więcej niż 100 miliardów (10¹¹), a typowa zawiera setki miliardów gwiazd. Na podstawie tych oszacowań astronomowie ocenili liczbę gwiazd w obserwowalnym Wszechświecie na przynajmniej 70 tryliardów (7×10²²), jednak według opublikowanych w 2010 badań, ich całkowita ilość może być nawet ponad trzykrotnie większa i wynosić 300 tryliardów (3×10²³).

W powszechnym wyobrażeniu dominuje pogląd, jakoby gwiazdy istniały jedynie w galaktykach, jednak odkryto je także w przestrzeni międzygalaktycznej. Zaobserwowano także szereg gwiazd znajdujących się co prawda w Drodze Mlecznej, lecz poruszających się z dostateczną prędkością, aby ją opuścić. Są to tak zwane gwiazdy hiperprędkościowe.

M15 – gromada kulista w gwiazdozbiorze Pegaza. Zdjęcie: HST.

Oprócz pojedynczych gwiazd, napotkać można także układy wieloskładnikowe, zawierające dwie lub więcej powiązanych grawitacyjnie, wzajemnie okrążających się gwiazd. Najpowszechniej występują układy podwójne, zdarzają się jednak także systemy trój- i więcej składnikowe. Z uwagi na prawa stabilności orbit posiadają one z reguły strukturę hierarchiczną, w której układy podwójne okrążają się wzajemnie w różnych konfiguracjach. Większe skupiska, nazywane gromadami, mogą przybierać formę zarówno luźnych, zawierających kilka gwiazd asocjacji, jak i potężnych gromad kulistych, skupiających ich setki tysięcy lub nawet dziesiątki milionów, jak na przykład gromada Omega Centauri.

Przez długi czas sądzono, że większość gwiazd jest grawitacyjnie powiązana w różne układy z innymi. Jest to twierdzenie prawdziwe dla wielkich gwiazd klas O oraz B, w wypadku których nawet 80% systemów jest wielokrotnych. Im jednak gwiazdy mniejsze, tym frakcja ta maleje, zaledwie 25% czerwonych karłów posiada towarzyszy. Jako że stanowią one 85% ogółu gwiazd, większość gwiazd Drogi Mlecznej najprawdopodobniej porusza się w przestrzeni samotnie.

Najbliższą Ziemi, z wyłączeniem Słońca, gwiazdą jest Proxima Centauri, znajdująca się 39,9 biliona (10¹²) kilometrów (4,2 roku świetlnego) od Ziemi. Mimo swojej bliskości, nie da się jej dostrzec gołym okiem. Jej światło potrzebuje 4,2 roku, aby do nas dotrzeć, podróż do niej z prędkością orbitującego promu kosmicznego (8 kilometrów na sekundę, prawie 30 000 kilometrów na godzinę) trwałaby 150 000 lat. Tego rzędu dystanse są typowe wewnątrz dysku galaktycznego, a także w sąsiedztwie Układu Słonecznego. W pobliżu centrów galaktyk i w gromadach kulistych gwiazdy mogą znajdować się znacznie bliżej siebie, w obrębie galaktycznego halo zaś znacznie dalej.

Z uwagi na duże odległości pomiędzy gwiazdami poza jądrem galaktyki, kolizje pomiędzy nimi uważa się za rzadkie zjawisko. W zagęszczonych regionach, takich jak jądra galaktyk lub gromad kulistych, do kolizji może dochodzić częściej. W wyniku takich zderzeń mogą powstawać tak zwani błękitni maruderzy. Są to gwiazdy o wyższej temperaturze powierzchni od innych gwiazd ciągu głównego o tej samej jasności znajdujących się w gromadzie.

Charakterystyki

Eta Carinae, hiperolbrzym o masie przewyższającej 100$M_{\odot }$, otoczony mgławicą emisyjną Homunkulus, utworzoną z materii odrzuconej przez gwiazdę. Zdjęcie: HST.

Masa

Praktycznie wszystkie cechy gwiazdy, takie jak na przykład jasność czy rozmiar, a także przebieg jej ewolucji, długość życia i sposób jego zakończenia zależą w przeważającym stopniu bezpośrednio od posiadanej przez nią masy początkowej.

Masę gwiazdy można zmierzyć bezpośrednio w układach podwójnych korzystając z praw Keplera i mechaniki newtonowskiej. Do jej ustalenia da się również zastosować techniki wykorzystujące zjawisko mikrosoczewkowania grawitacyjnego.

Masy gwiazd zawierają się w przybliżeniu w przedziale od 1,5913 × 10²⁹ do 3,9782 × 10³² kg, co w jednostkach masy Słońca oznacza zakres od 0,08 do 150-200$M_{\odot }$.

AB Doradus C, towarzysz AB Doradus A, z masą zaledwie 93 razy większą od Jowisza, to najmniejsza znana gwiazda, w której zachodzą reakcje jądrowe. Dla gwiazd o metaliczności zbliżonej do Słońca, teoretyczne minimum masy pozwalające na prowadzenie fuzji szacuje się na 75 mas Jowisza. Niedawne badania najsłabszych gwiazd wykazały jednak, że gdy metaliczność jest bardzo niska, minimum masy wynosi około 8,3% masy Słońca lub 87 mas Jowisza. Mniejsze obiekty, zwane brązowymi karłami, znajdują się w słabo obecnie zdefiniowanej strefie pomiędzy gwiazdami a gazowymi olbrzymami — są zbyt małe, aby zachodziły w nich reakcje jądrowe, jednak wciąż o wiele większe od największych znanych planet.

Jedną z najbardziej masywnych znanych gwiazd jest Eta Carinae, hiperolbrzym posiadający masę około 100-150 razy większą od Słońca, czas jego dotychczasowego życia jest bardzo krótki, wynosi co najwyżej kilka milionów lat. Wyniki badań Gromady Arches sugerują, że maksymalna masa gwiazdy może na obecnym etapie ewolucji Wszechświata wynosić co najwyżej około 150$M_{\odot }$. Powody istnienia tego ograniczenia nie zostały jak dotąd w pełni wyjaśnione, naukowcy uważają, że pewną rolę odgrywa w nim metaliczność gwiazdy oraz, w większym stopniu, jasność Eddingtona, definiująca maksymalną ilość energii, jaką gwiazda może wypromieniować przez atmosferę bez wyrzucania jej materii składowej w przestrzeń. Poprawność tego modelu podały jednak w wątpliwość pomiary masy gwiazdy R136a1, znajdującej się w gromadzie R136 w Wielkim Obłoku Magellana, oceniono ją na 265$M_{\odot }$.

Być może pierwsze gwiazdy, które formowały się niedługo po Wielkim Wybuchu, przyjmowały większe rozmiary, nawet przekraczające 300$M_{\odot }$ ze względu na zupełny brak w swym składzie pierwiastków cięższych od litu. Jednak to pokolenie supermasywnych gwiazd III populacji już dawno przestało istnieć i pozostaje dziś tworem jedynie teoretycznym.

Rozmiary

Porównanie rozmiarów wybranych planet Układu Słonecznego oraz gwiazd:
1. Merkury < Mars < Wenus < Ziemia
2. Ziemia < Neptun < Uran < Saturn < Jowisz
3. Jowisz < Wolf 359 < Słońce < Syriusz
4. Syriusz < Polluks < Arktur < Aldebaran
5. Aldebaran < Rigel < Antares < Betelgeza
6. Betelgeza < µ Cephei < VV Cephei < VY Canis Majoris.

Gwiazdy znacząco różnią się rozmiarami. Długości ich średnic wahają się od około 20-40 kilometrów w wypadku gwiazd neutronowych, do ponad 650 średnic Słońca (0,9 miliarda kilometrów, prawie 6,7 j.a.) w przypadku nadolbrzymów pokroju Betelgezy w gwiazdozbiorze Oriona. Betelgeza ma jednak gęstość dużo mniejszą od Słońca — wynosi ona średnio 1,576 ×10⁻⁵ kg/m³, średnia gęstość Słońca zaś to 1,409×10³ kg/m³. Gwiazdą o największej znanej średnicy jest VY Canis Majoris, której średnica jest 2000 razy większa od średnicy Słońca. Gdyby umieścić ją w centrum Układu Słonecznego, jej atmosfera rozciągałaby się aż po orbitę Saturna.

Ze względu na olbrzymią odległość od Ziemi, wszystkie widoczne na niebie gwiazdy oprócz Słońca postrzegamy jako migoczące z uwagi na wpływ ziemskiej atmosfery świetliste punkty. Słońce znajduje się dostatecznie blisko, abyśmy widzieli je jako dysk i aby zapewniać światło dzienne. Gwiazdą o największym po Słońcu rozmiarze kątowym jest R Doradus, rozmiar ten wynosi zaledwie 0,057 sekundy kątowej.

Tarcze większości gwiazd posiadają stanowczo zbyt małe rozmiary kątowe, aby za pomocą współczesnych naziemnych teleskopów optycznych obserwować szczegóły ich powierzchni (takie jak na przykład plamy), by uzyskać obrazy takich obiektów konieczne jest zastosowanie teleskopów interferometrycznych. Inna technika pomiaru rozmiarów kątowych gwiazdy wykorzystuje okultację — można je ustalić dzięki pomiarom spadku jasności gwiazdy w miarę zakrywania jej przez Księżyc (bądź jej wzrostu podczas ponownego pojawiania się).

Wiek

Wiek większości gwiazd zawiera się w przedziale od jednego do 10 miliardów lat. Niektóre mogą być zbliżone wiekiem nawet do około 13,7 miliarda lat — szacowanego wieku wszechświata. Długość dotychczasowego życia najstarszej jak dotąd zaobserwowanej gwiazdy, HE 1523-0901, ocenia się w przybliżeniu na 13,2 miliarda lat.

Im większa masa gwiazdy, tym krótszy jej żywot, głównie dlatego, że duża masa implikuje wyższe ciśnienie w jej jądrze. Sprawia ono, że reakcje spalania wodoru przebiegają w gwieździe bardziej gwałtownie, gdyż przy wysokich temperaturach hel powstaje z wodoru w cyklu węglowo-azotowo-tlenowym, a nie cyklu protonowym. Cykl węglowo-azotowo-tlenowy produkuje znacznie więcej energii, ponieważ jego reakcje składowe przebiegają dużo szybciej.

Największe gwiazdy istnieją średnio około miliona lat, te o minimalnej wymaganej masie (czerwone karły) spalają swe paliwo bardzo powoli i mogą trwać dziesiątki a nawet setki miliardów lat.

Skład chemiczny

Gwiazdy współcześnie formujące się w Drodze Mlecznej składają się, jeśli badać ich masę, w około 71% z wodoru oraz w 27% z helu, pozostały ułamek stanowi niewielka domieszka cięższych pierwiastków, takich jak tlen czy węgiel. Frakcję takich pierwiastków w gwieździe nazywa się metalicznością (oznacza się ją jako [M/H], lub częściej [Fe/H]), brane pod uwagę pierwiastki nie są jednak metalami w sensie chemicznym, lecz astronomicznym. Jest ona zdefiniowana jako logarytm dziesiętny stosunku ilości cięższych pierwiastków (M), najczęściej żelaza (Fe) do ilości wodoru (H) w gwieździe pomniejszony o logarytm dziesiętny analogicznej zależności dla Słońca. Jeżeli metaliczność danej gwiazdy jest równa metaliczności Słońca, miara ta przyjmuje wartość zero. Na przykład, jeżeli otrzymana wartość metaliczności wynosi 0,07, oznacza to, że gwiazda taka zawiera w przybliżeniu 17,5% więcej metali niż Słońce. Margines błędu pomiarowego jest jednak w dalszym ciągu dość duży.

O ilości cięższych pierwiastków w gwieździe wnioskuje się na podstawie zawartości żelaza w jej atmosferze, gdyż jest ono powszechnie występującym pierwiastkiem a jego linie spektralne stosunkowo łatwo wyodrębnić. Wyniki pomiarów składu chemicznego gwiazd można wykorzystać przy określaniu ich wieku, gdyż obłoki molekularne, w których powstają, są ciągle wzbogacane w cięższe pierwiastki przez materię odrzucaną przez umierające gwiazdy, na przykład podczas eksplozji supernowych. Najstarsze gwiazdy (nazywane Populacją II) składają się z około 75% wodoru, 25% helu oraz bardzo małego (<0,1%) odsetka metali. W młodszych gwiazdach (zwanych Populacją I) udział metali rośnie do około 2-3%, a frakcje wodoru i helu wynoszą odpowiednio 70-75% i 24-27%. Metaliczność gwiazdy wpływa na czas jej pobytu na ciągu głównym, intensywność pola magnetycznego oraz siłę wiatru gwiazdowego. Frakcja cięższych pierwiastków w gwieździe może również wskazywać prawdopodobieństwo posiadania przez nią systemu planetarnego.

Gwiazda o najmniejszej zmierzonej zawartości żelaza, karzeł HE1327-2326, zawiera jedynie 1/200 000 masy tego pierwiastka posiadanej przez Słońce, natomiast bogate w żelazo μ Leonis oraz 14 Herculis (posiada system planetarny — okrąża ją planeta 14 Herculis b) zgromadziły odpowiednio dwukrotnie oraz trzykrotnie tyle żelaza co Słońce. Istnieją także gwiazdy o wysokiej zawartości w ich spektrach szczególnych pierwiastków, najczęściej chromu oraz metali ziem rzadkich.

Kinematyka

Plejady, gromada otwarta w Gwiazdozbiorze Byka. Gwiazdy te wspólnie przemieszczają się w przestrzeni. Zdjęcie: NASA.

Dane na temat ruchu gwiazdy względem Słońca mogą dostarczyć użytecznych informacji o jej pochodzeniu i wieku, a także o strukturze i ewolucji otaczającego ją obszaru galaktyki. Wektor ruchu gwiazdy tworzą jej składowa transwersalna, nazywana też ruchem własnym oraz prędkość radialna oddalania się lub zbliżania do Słońca.

Ruch własny można analizować na podstawie pomiarów astrometrycznych, dających wynik w milisekundach kątowych na rok, które można następnie, znając paralaksę gwiazdy, zamienić na bardziej konwencjonalne jednostki prędkości. Gwiazdy o wyraźnie obserwowalnym ruchu własnym znajdują się najczęściej stosunkowo blisko Słońca, dlatego też wyznaczenie ich paralaksy jest względnie proste. Nawet dla najbliższych gwiazd prędkość ruchu własnego nie przekracza jednak co najwyżej kilku sekund kątowych na rok. Są to wartości tak małe, że przez stulecia dostępna dokładność urządzeń pomiarowych była zbyt mała, aby mógł je zmierzyć jeden astronom, nawet jeśli prowadził obserwacje przez całe swoje życie.

Gwiazdą o największej wartości ruchu własnego (a co za tym idzie najszybciej poruszającą się po niebie) jest gwiazda Barnarda, czerwony karzeł położony w konstelacji Wężownika − na przebycie po niebie odcinka równego średnicy tarczy Księżyca potrzebuje niecałych 200 lat.

Prędkość radialną gwiazdy wyznacza się mierząc przesunięcie jej linii spektralnych ku czerwieni i podaje w kilometrach na sekundę.

Gdy znane są obie składowe ruchu, można obliczyć prędkość gwiazdy w przestrzeni w odniesieniu do Słońca lub galaktyki. Badając bliskie Ziemi gwiazdy ustalono, że te należące do populacji I poruszają się co do zasady wolniej od starszych, należących do populacji II. Te ostatnie posiadają orbity eliptyczne nachylone względem płaszczyzny galaktyki. Analiza wektorów ruchu pobliskich gwiazd pozwoliła także na identyfikację asocjacji gwiazdowych. Są to najprawdopodobniej grupy gwiazd, które powstawały wspólnie w wielkich obłokach molekularnych. Gwiazdy je tworzące nie są powiązane grawitacyjnie w istotny sposób i rozpadają się po stosunkowo krótkim czasie.

Pole magnetyczne

Gwiazdy wykazują się bardzo zróżnicowaną aktywnością magnetyczną. Geometria ich pól magnetycznych może być zarówno prosta i regularna, przypominająca pole emitowane przez zwykły magnes trwały, jak i bardzo złożona, bogata w wiele różnorodnych struktur. Przykładowo, pole magnetyczne Słońca posiada dwa wymiary: główny, manifestujący swą obecność występowaniem korony słonecznej, oraz poboczny, związany z aktywnością powierzchniową Słońca, a konkretniej z plamami słonecznymi, w których rejonie magnetyczna aktywność powierzchniowa jest szczególnie silna.

Utworzony metodą obrazowania Zeemana-Dopplera obraz powierzchniowego pola magnetycznego SU Aurigae, młodej gwiazdy typu T Tauri.

Pola magnetyczne gwiazd można badać, obserwując rozszczepienie i polaryzację ich linii spektralnych, które występują na skutek efektu Zeemana. Do uzyskiwania obrazów pól magnetycznych gwiazd używa się tomograficznej techniki obrazowania Zeemana-Dopplera.

Wśród gwiazd wykazujących aktywność magnetyczną wyróżnia się dwa ich podstawowe rodzaje. Pierwsze, "chłodne", których temperatura powierzchni nie przekracza 6500 K a masa 1,5$M_{\odot }$, to gwiazdy aktywne magnetycznie, między innymi posiadające korony, emitujące wiatr gwiazdowy na skutek dyssypacji pola magnetycznego w górnych warstwach atmosfery oraz emitujące, dzięki anihilacji pola magnetycznego, rozbłyski. Manifestacją aktywności magnetycznej takich gwiazd jest również występowanie na ich powierzchni plam. Ich rozmiary oraz liczba zależą od poziomu aktywności gwiazdy, który to z kolei jest funkcją prędkości jej obrotu wokół własnej osi. Słońce, które potrzebuje na taki obrót około 25 dni, cechuje się aktywnością cykliczną (cykl słoneczny trwa 11 lat). Aktywność magnetyczna tego typu gwiazd jest indukowana przez mechanizm dynama.

Istnieją także aktywne magnetycznie "gorące" gwiazdy. W przeciwieństwie do "chłodnych", które praktycznie bez wyjątku posiadają własności magnetyczne, jedynie niewielki odsetek (pomiędzy 5 a 10%) "gorących" (o masie większej niż 1,5$M_{\odot }$) gwiazd posiada pola magnetyczne. Cechują się one stosunkowo prostą budową i nie są efektem pracy dynama, lecz szczątkowymi polami magnetycznymi, mającymi swój początek w gazowym obłoku, z którego powstała gwiazda. Uległy one wzmocnieniu podczas zapadania macierzystego obłoku molekularnego.

Pole magnetyczne gwiazdy jest generowane w jej wnętrzu w obrębie regionów, w których zachodzi cyrkulacja konwektywna. Wywołany konwekcją ruch plazmy działa jak dynamo, inicjując powstanie pól magnetycznych rozciągających się w całej objętości gwiazdy. Moc tych pól zależy od masy i składu gwiazdy, intensywność ich aktywności powierzchniowej zaś od prędkości jej obrotu wokół własnej osi. Aktywność powierzchniowa jest przyczyną powstawania plam gwiezdnych — cechujących się niższymi od przeciętnych temperaturami obszarów występowania silnych pól magnetycznych. Z regionów aktywnych unoszą się w koronę łukowate pola — pętle magnetyczne, wyzwalające swą energię w postaci strumieni wysokoenergetycznych cząsteczek — rozbłysków gwiezdnych.

Z uwagi na wpływ pola magnetycznego, młode, szybko obracające się gwiazdy przejawiają z reguły wysoki poziom aktywności powierzchniowej. Pole może oddziaływać z wiatrem gwiazdowym, działając jak hamulec, z czasem stopniowo obniżający tempo rotacji gwiazdy. Z tego powodu starsze gwiazdy, takie jak Słońce, obracają się dużo wolniej niż te nowo uformowane i wykazują mniejszy od nich poziom aktywności powierzchniowej. Aktywność powoli obracających się gwiazd ma tendencję do podlegania cyklicznym wahaniom i okresowo może zupełnie ustawać. Przykładowo, podczas 70-letniego okresu nazywanego minimum Maundera, na powierzchni Słońca pojawiały się jedynie bardzo nieliczne plamy.

Szczególnym rodzajem gwiazd aktywnych magnetycznie są magnetary, odmiana gwiazd neutronowych powstająca, jeżeli podczas wybuchu supernowej w zapadającym się jądrze gwiazdy, dzięki osiągnięciu odpowiedniej prędkości obrotu, temperatury oraz natężenia pola magnetycznego, zadziała mechanizm dynama.

Grawitacja powierzchniowa

Powierzchniowa grawitacja gwiazdy zależy od jej promienia i masy. Olbrzymie gwiazdy mają dużo mniejszą grawitację powierzchniową niż te położone na ciągu głównym, odwrotna sytuacja ma miejsce w przypadku zdegenerowanych, gęstych pozostałości gwiazd, takich jak białe karły. Grawitacja powierzchniowa może wpływać na spektrum gwiazdy — im wyższa, tym większe rozszerzenie linii absorpcyjnych powoduje.

Obrót

Obrót gwiazdy wokół własnej osi stanowi pozostałość po okresie jej powstawania w procesie zapadania materii tworzącej obłok molekularny. Jego prędkość zależy od wieku gwiazdy – zmniejsza się ona wraz z upływem czasu, gdyż na skutek emisji promieniowania oraz interakcji pola magnetycznego z otoczeniem gwiazdy jej moment pędu ulega stopniowej redukcji. Na prędkość obrotu gwiazdy wpływa także jej masa oraz to, czy znajduje się ona w układzie wielokrotnym. Ponieważ gwiazdy nie są ciałami sztywnymi, cechują się rotacją różnicową – prędkości ich obrotu zależą od rozpatrywanej szerokości astrograficznej.

Prędkość obrotu gwiazdy wokół własnej osi można oszacować za pomocą pomiarów spektroskopowych. Wynika to z występowania zjawiska poszerzenia linii widmowych, które występuje na skutek efektu Dopplera – jeśli oś obrotu jest odpowiednio skierowana do obserwatora, to punkty na jednej połowie tarczy gwiazdy oddalają się, a na drugiej przybliżają do obserwatora, stąd część emitowanego światła jest przesunięta ku czerwieni, a część ku fioletowi, przy czym wielkość przesunięcia zależy od prędkości rotacji. Wpływ na poszerzenie mają jednak również inne czynniki, takie jak turbulencje czy rozpraszanie na swobodnych elektronach. Dokładniejsze wyniki pozwala uzyskać obserwacja ruchu obszarów aktywnych gwiazdy, takich jak plamy gwiezdne. Zaletą tej techniki jest również uniezależnienie pomiarów od nachylenia osi obrotu gwiazdy względem obserwatora i możliwość pomiarów prędkości obiektów wirujących zbyt wolno aby był możliwy pomiar metodą obserwacji poszerzenia widma. Prędkość obrotu gwiazdy można również wyznaczyć metodami interferometrycznymi.

Młode gwiazdy mogą rotować bardzo szybko, osiągając prędkości równikowe większe niż 100 km/s. Na przykład Achernar, gwiazda typu widmowego B, posiada prędkość obrotu równikowego przewyższającą 225 km/s, przez co jej średnica równikowa jest o ponad 50% większa od odległości pomiędzy biegunami. Prędkość ta jest niewiele mniejsza od krytycznej, wynoszącej 300 km/s, przy której gwiazda rozpadłaby się. Dla odmiany, Słońce wykonuje jeden obrót co 25–35 dni, z prędkością na równiku wynoszącą 1,994 km/s.

Gwiazdy zdegenerowane w wyniku znacznego zagęszczenia masy uzyskują szybkie tempa obrotu, jednak są one stosunkowo niewielkie, jeśli porównać je z wartościami wynikającymi z zasady zachowania momentu pędu – tendencji do kompensacji spadku objętości wzrostem prędkości obrotu. Duża część momentu pędu gwiazdy jest tracona w efekcie odpływu masy poprzez emisję wiatru gwiazdowego. Mimo to tempo obrotu gwiazdy neutronowej może być ogromne, na przykład pulsar w Mgławicy Kraba obraca się 30 razy na sekundę. Tempo obrotu pulsara będzie jednak również stopniowo spadać z uwagi na emisję promieniowania.

Temperatura

Duże gwiazdy ciągu głównego osiągają temperatury powierzchniowe rzędu 50 000 K, zaś mniejsze gwiazdy, takie jak Słońce — kilku tysięcy kelwinów. Czerwone olbrzymy mają względnie niską temperaturę powierzchniową, oscylującą w pobliżu 3600 K, cechują się jednak wysoką jasnością, wynikającą z dużego pola powierzchni.

Temperaturę powierzchniową gwiazdy ciągu głównego określa się na podstawie jej promienia i tempa produkcji energii w jądrze, często szacuje się ją na podstawie wskaźnika barwy gwiazdy. Zwykle podaje się ją jako temperaturę efektywną, czyli temperaturę ciała doskonale czarnego emitującego energię z taką samą jasnością jak rozpatrywana gwiazda. Temperatura efektywna to w rzeczywistości wartość jedynie reprezentatywna, ponieważ gradient temperatury gwiazdy jest malejący — jej temperatura spada wraz z oddalaniem się od jądra. Temperatura w jądrze gwiazdy wynosi od kilkunastu milionów do nawet miliardów kelwinów.

Odmienne temperatury gwiazd powodują różny stopień naładowania lub jonizacji atomów pierwiastków wchodzących w ich skład, co ma swoje odbicie w wyglądzie ich linii spektralnych. Temperatury powierzchniowej gwiazdy używa się, wraz z jej absolutną wielkością oraz właściwościami absorpcyjnymi, do jej klasyfikowania.

Promieniowanie

Słońce widziane z powierzchni Ziemi.

Energia produkowana przez gwiazdy stanowi wytwór uboczny reakcji fuzji jądrowej i jest emitowana w przestrzeń pod postacią promieniowania korpuskularnego i elektromagnetycznego.

Na promieniowanie korpuskularne składa się wiatr gwiazdowy (który przyjmuje postać ciągłego strumienia naładowanych elektrycznie cząstek, takich jak wolne protony, cząstki alfa i cząstki beta, emitowanego z zewnętrznych powłok gwiazdy) oraz pochodzący bezpośrednio z jądra ciągły strumień neutrin.

Promieniowanie elektromagnetyczne powstaje podczas reakcji fuzji zachodzących w jądrze — w wyniku łączenia się dwóch lub więcej jąder atomowych jednego pierwiastka w jądro cięższego pierwiastka, uwalniane są fotony promieniowania gamma. Do czasu osiągnięcia zewnętrznych warstw gwiazdy są one w dużej części zamieniane na inne rodzaje energii elektromagnetycznej, także światło widzialne.

Kolor gwiazdy, określany przez emitowane przez nią fale światła widzialnego o najwyższej częstotliwości, zależy od temperatury jej zewnętrznych powłok, w tym fotosfery. Poza światłem widzialnym, gwiazdy emitują także rodzaje promieniowania elektromagnetycznego niewidoczne dla ludzkiego oka. W rzeczywistości, promieniowanie elektromagnetyczne gwiazdy rozciąga się na całe spektrum, od najdłuższych fal radiowych, przez podczerwień i ultrafiolet, aż do najkrótszych długości fal — promieniowania rentgenowskiego i gamma. Wszystkie składowe tego promieniowania, zarówno widzialne, jak i niewidoczne, są z reguły istotne.

Badając spektrum gwiazd astronomowie mogą ustalić ich temperaturę powierzchniową, siłę przyciągania powierzchniowego, metaliczność oraz prędkość obrotu wokół własnej osi. Jeżeli zmierzy się odległość od gwiazdy, na przykład w oparciu o paralaksę, na jej podstawie daje się wnioskować także o jasności. Dysponując tymi danymi, szacuje się wymienione wyżej charakterystyki w oparciu o modele fizyczne. Znajomość tylu parametrów gwiazdy umożliwia astronomom określenie jej przybliżonego wieku.

Jasność

W astronomii jasność oznacza ilość światła oraz innych form promieniowania elektromagnetycznego, które gwiazda emituje w jednostce czasu, zależy ona od promienia gwiazdy oraz jej temperatury powierzchniowej. Przyjmując że gwiazda jest ciałem doskonale czarnym, jej jasność (L) jest wprost proporcjonalna do promienia (R) oraz temperatury efektywnej (T_eff) zgodnie ze wzorem:

$L=4\pi R^{2}\sigma T_{eff}^{4}$,

gdzie $4\pi R^{2}$ oznacza pole powierzchni gwiazdy (przybliżane za pomocą kuli) a $\sigma$ to stała Stefana-Boltzmanna.

Wiele gwiazd nie emituje jednak strumienia pola równomiernie na całej powierzchni. Na przykład szybko rotująca Wega wydziela w okolicach biegunów więcej energii niż wzdłuż równika.

Obszary powierzchni gwiazdy o niższej od przeciętnej temperaturze i jasności znane są jako plamy gwiezdne. Małe gwiazdy (karły), takie jak Słońce, posiadają ich stosunkowo niewiele, większe gwiazdy (olbrzymy) zaś bardzo dużo i są one większe oraz bardziej wyraziste, w ich wypadku mocniej również dają o sobie znać efekty pociemnienia brzegowego — spadku jasności gwiazdy w kierunku krawędzi jej dysku. Zaliczane do czerwonych karłów gwiazdy rozbłyskowe, na przykład UV Ceti, również mogą cechować się dużą ilością plam.

Wielkość gwiazdowa

Wielkość gwiazdową można wyrazić za pomocą obserwowanej wielkości gwiazdowej i absolutnej wielkości gwiazdowej. Wielkość obserwowana jest wypadkową jasności gwiazdy, jej odległości od Ziemi oraz wpływu ziemskiej atmosfery na emitowane przez nią promieniowanie. Wielkość absolutna gwiazdy zależy bezpośrednio od jej jasności i oznacza wielkość obserwowaną, którą by ona miała, gdyby znajdowała się w odległości 10 parseków (32,6 lat świetlnych) od Ziemi.

Ilość gwiazd o wielkości przekraczającej

Wielkość obserwowana	Ilość  gwiazd
0	4
1	15
2	48
3	171
4	513
5	1,602
6	4,800
7	14,000

Zarówno obserwowana jak i absolutna wielkość opierają się na skali logarytmicznej − różnica jednego magnitudo odpowiada w przybliżeniu dwuipółkrotnej zmianie natężenia promieniowania (pierwiastek piątego stopnia ze 100, czyli około 2,512). Oznacza to, że gwiazda pierwszej wielkości jest około 2,5 raza jaśniejsza od gwiazdy drugiej jasności i około 100 razy jaśniejsza od gwiazdy szóstej jasności. Najsłabszymi gwiazdami widocznymi w sprzyjających warunkach gołym okiem są gwiazdy szóstej jasności.

Na obu tych skalach mniejsze wartości oznaczają jaśniejszą gwiazdę, im wartość w magnitudo większa, tym obiekt trudniej dostrzec. Zarówno obserwowana jak i absolutna wielkość najjaśniejszych gwiazd jest ujemna. Różnicę jasności (ΔL) dwóch gwiazd oblicza się, odejmując od wielkości słabszej gwiazdy (m_f) wielkość jaśniejszej (m_b), obliczona różnica służy za wykładnik potęgi liczby 2,512, czyli:

$\Delta {m}=m_{\mathrm {f} }-m_{\mathrm {b} }$

$2.512^{\Delta {m}}=\Delta {L}$

Wielkości absolutna (M) i obserwowana (m) praktycznie nie przyjmują tych samych wartości dla jednej gwiazdy; na przykład Syriusz, najjaśniejsza gwiazda nocnego nieba, posiada wielkość obserwowaną -1,44^m, ale jego wielkość absolutna wynosi już tylko +1,41^m. Jasność obserwowana Słońca to -26,7^m, absolutna zaś 4,83^m, Syriusz jest zatem 23 razy jaśniejszy od Słońca, zaś Kanopus, druga najjaśniejsza gwiazda nocnego nieba, o wielkości absolutnej -5,53^m, 14 tysięcy razy jaśniejszy. Mimo że Kanopus jest dużo jaśniejszy od Syriusza, wydaje się, iż jest odwrotnie, ponieważ od Syriusza dzieli nas zaledwie 8,6 roku świetlnego, a od Kanopusa aż 310 lat świetlnych.

Zależność pomiędzy wielkością obserwowaną a absolutną można wyrazić za pomocą wzoru:

$M=m-5\log _{10}r+5\,$

gdzie r – odległość od gwiazdy wyrażona w parsekach.

Największą wielkość absolutną (według danych z 2006) posiada gwiazda LBV 1806-20, dla której wynosi ona -14,2^m. Gwiazda ta jest przynajmniej pięć milionów razy jaśniejsza od Słońca. Najtrudniej dostrzegalne obecnie znane gwiazdy odnaleziono w gromadzie NGC 6397. Najsłabiej świecące czerwone karły z tej gromady posiadają jasność 26^m, udało się także zaobserwować białego karła o jasności 28^m. Ich światło jest tak słabe, jak obserwowany z Ziemi ogień świecy na torcie urodzinowym umieszczonym na Księżycu.

W odniesieniu do obu powyższych wielkości wyróżnia się wielkość bolometryczną oraz wielkość barwną. Wielkość bolometryczna dotyczy ilości energii wysyłanej przez gwiazdę w pełnym zakresie widma, jasność barwna zaś − w określonym jego przedziale (na przykład światła widzialnego).

Klasyfikacja

Przedstawiony poniżej dwuwymiarowy system klasyfikacji gwiazd na podstawie ich typu widmowego i klasy jasności nazywa się klasyfikacją Morgana-Keenana-Kellmana. Podczas swojego życia gwiazdy zmieniają zarówno temperaturę powierzchniową, jak i jasność absolutną, wobec czego nie przynależą na stałe do jednej kategorii.

Typ widmowy

Zmiany rozmiarów gwiazd i barw ich fotosfer wraz z typem widmowym w klasyfikacji Morgana-Keenana-Kellmana dla gwiazd ciągu głównego. Zmiany barwy od czerwieni ku błękitowi (od lewej do prawej) związane są ze wzrostem temperatury fotosfery.

Stosowany obecnie system klasyfikacji gwiazd ma swoje korzenie w latach 60. XIX wieku, kiedy to włoski astronom Angelo Secchi jako pierwszy rozpoczął grupowanie gwiazd uwzględniając kształt ich widma liniowego. W początkach XX wieku gwiazdy grupowano w klasy oznaczane literami od A do Q w oparciu o natężenie w ich widmach linii spektralnych charakterystycznych dla wodoru. Nie wiedziano wówczas, że jednym z głównych czynników determinujących wygląd tych linii jest temperatura — linie wodoru osiągają szczyt wyrazistości nieco powyżej 9000 K, słabnie ona zaś zarówno w niższych jak i wyższych temperaturach. Gdy klasyfikację przeorganizowano według temperatury, znacząco przybliżyła się ona do współczesnej.

Obecnie używana skala, nazywana klasyfikacją harwardzką, opiera się głównie na temperaturze powierzchniowej gwiazd, którą szacuje się, przy znanej jasności, korzystając z prawa Wiena. Temperatura ta jest głównym czynnikiem determinującym kolory gwiazd oraz inne właściwości ich spektrów, na podstawie których można podzielić je na klasy. Podstawowe typy widmowe oznacza się przy użyciu wielkich liter, od O (gwiazdy najgorętsze, najjaśniejsze i największe spośród należących do ciągu głównego, występują najrzadziej) do M (na tyle chłodne, aby w atmosferze powstawały cząsteczki, temperatura ledwo wystarczająca do reakcji fuzji, najczęściej występujące), wyróżnia się kolejno typy O, B, A, F, G, K i M (zwykle zapamiętywane przez astrofizyków za pomocą menmotechnicznego zdania "Oh, be a fine girl/guy, kiss me"). Szereg rzadko występujących typów widmowych posiada swoje własne oznaczenia, najczęściej spotykane to L i T, oznaczające najchłodniejsze i najlżejsze gwiazdy oraz brązowe karły. Ważne są także C, R i N, używane dla gwiazd węglowych oraz W dla gwiazd Wolfa-Rayeta.

Każdy typ posiada dziesięć podklas, oznaczanych cyframi od 0 do 9, o coraz niższej temperaturze. System ten nie jest idealnie wyskalowany i posiada zapas dla najwyższych temperatur: klasy O0 i O1 mogą w ogóle nie występować.

Charakterystyki typów widmowych gwiazd ciągu głównego

Klasa	Temperatura (K)	Kolor	Masa (M☉)	Promień (R☉)	Jasność (L☉)	Linie absorpcyjne	Przykład
O	28 000 - 50 000	ciemnoniebieski	16 - 150	15	do 1 400 000	N, C, He i O	Zeta Ophiuchi
B	9 600 - 28 000	biało-niebieski	3,1 - 16	7	20 000	He, H	Rigel
A	7 100 - 9 600	biały	1,7 - 3,1	2,1	80	H	Altair
F	5 700 - 7 100	biało-żółty	1,2 - 1,7	1,3	6	metale: Fe, Ti, Ca, Sr i Mg	Procjon A
G	4 600 - 5 700	żółty	0,9 - 1,2	1,1	1,2	Ca, He, H i inne	Słońce
K	3 200 - 4 600	pomarańczowy	0,4 - 0,8	0,9	0,4	metale + TiO2	Epsilon Indi
M	1 700 - 3 200	czerwony	0,08 - 0,4	0,4	0,04	jak wyżej	Proxima Centauri

Klasa jasności

Gwiazdy o tym samym typie widmowym (czyli o tej samej temperaturze efektywnej) mogą wyraźnie różnić się wyglądem widma. Ze względu na ten fakt, koniecznym okazało się wprowadzenie drugiego, obok typu widmowego parametru klasyfikacji — klasy jasności — będącej w istocie miarą jasności absolutnej gwiazdy. Na tej podstawie wyróżniamy między innymi typy 0 (hiperolbrzymy), III (olbrzymy) czy V (karły ciągu głównego). Większość gwiazd należy do ciągu głównego, w skład którego wchodzą obiekty zwykłe, spalające wodór. Słońce to położony na ciągu głównym żółty karzeł typu G2V o przeciętnej temperaturze i niewyróżniającym się rozmiarze.

Napotkać można także dodatkowe oznaczenia w formie małej litery, wskazujące na nietypowe właściwości spektrum gwiazdy. Na przykład "e" świadczy o obecności linii emisyjnych, "m" — o ponadprzeciętnej zawartości metali a "var" może oznaczać zmienność typu widmowego.

Białe karły umieszczono w osobnej klasie, rozpoczynającej się literą D (niekiedy oznaczanej jako VII). Jest ona podzielona na podklasy DA, DB, DC, DO, DZ i DQ, w zależności od linii obecnych w spektrum. Po tym oznaczeniu umieszcza się wartość liczbową charakteryzującą temperaturę.

Gwiazdy zmienne

SN 1994D, supernowa typu Ia zaobserwowana w galaktyce NGC 4526.

Niektóre gwiazdy wykazują okresowe bądź nieprzewidywalne zmiany jasności wywoływane przez czynniki wewnętrzne bądź zewnętrzne. Wśród gwiazd zmiennych z uwagi na oddziaływanie czynników wewnętrznych wyróżnić możemy trzy podstawowe grupy:

• Pulsujące gwiazdy zmienne. Promień oraz jasność takich gwiazd zmienia się w czasie na skutek okresowego naprzemiennego rozszerzania się i zapadania, który to cykl może trwać, w zależności od wielkości gwiazdy, od kilku minut do wielu lat. W klasie tej znajdują się cefeidy i im podobne, używane jako świece standardowe do pomiaru odległości międzygalaktycznych oraz gwiazdy zmienne długookresowe, takie jak gwiazdy zmienne typu Mira Ceti.

• Gwiazdy zmienne atmosferycznie to gwiazdy, które gwałtownie zwiększają swoją jasność na skutek rozbłysków bądź wyrzutów materii wywołanych między innymi silną aktywnością magnetyczną. Grupa ta zawiera protogwiazdy, gwiazdy Wolfa-Rayeta, gwiazdy rozbłyskowe oraz niektóre czerwone oraz niebieskie olbrzymy i nadolbrzymy.

• Gwiazdy wybuchowe to gwiazdy przechodzące proces całkowitej zmiany swoich właściwości bądź też gwałtownie kończące żywot. Do grupy tej klasyfikuje się nowe oraz supernowe.

W układzie kataklizmicznym, składającym się z krążących blisko siebie białego karła oraz gwiazdy ciągu głównego, może dochodzić do różnego rodzaju eksplozji, takich jak nowa klasyczna czy nowa powrotna – biały karzeł okresowo doświadcza wybuchów o umiarkowanej sile. Dochodzi do nich, gdy w dostatecznie szybkim tempie odciągnie on od towarzyszącej gwiazdy wystarczającą ilość materii, aby na jego powierzchni doszło do eksplozji termojądrowej. Jeżeli w wyniku tak przebiegającej akrecji dojdzie do przekroczenia przez całą gwiazdę masy krytycznej, dochodzi do zapłonu niestabilnej reakcji fuzji, która kończy istnienie białego karła wybuchem supernowej typu Ia.

W tym momencie biały karzeł rozpoczyna zapadanie się do gwiazdy neutronowej, a energia kolapsu grawitacyjnego w połączeniu z wielką gęstością materii zdegenerowanej powoduje zapłon gwałtownej reakcji fuzji atomów węgla i tlenu, proces ten ma charakter dodatniego sprzężenia zwrotnego, zależnego od temperatury biorącej w nim udział plazmy. Gwałtowne wyzwolenie energii doprowadza do emisji potężnej fali uderzeniowej, która przyspiesza produkty fuzji do prędkości umożliwiającej ucieczkę z gwiazdy, która w efekcie rozpada się.

Wszystkie supernowe typu Ia mają bardzo zbliżoną jasność, co pozwala astronomom na użycie ich w charakterze świec standardowych do mierzenia odległości między galaktykami. Mechanizm powstawania nowej jest dość zbliżony, jednakże do eksplozji dochodzi zanim karzeł przekroczy granicę Chandrasekhara. W wyniku reakcji fuzji powstaje dostatecznie dużo energii, aby jasność gwiazdy znacząco wzrosła, jednak nie ulega ona zniszczeniu, więc zjawisko to może występować wielokrotnie dla tej samej gwiazdy.

Gwiazdy mogą też zmieniać swą jasność z uwagi na wpływ czynników zewnętrznych, takich jak wzajemne przesłanianie się gwiazd w układach zaćmieniowych lub rotacja w wypadku gwiazd świecących niesferycznie – posiadają one plamy o znaczącej powierzchni i ich jasność zależy w dużej mierze od strony, z której się je obserwuje. Dobrym przykładem układu zaćmieniowego jest Algol, który regularnie co 2,87 dnia zmienia obserwowaną wielkość gwiazdową od 2,3^m do 3,5^m.

Obiekty towarzyszące

Gwiazdom mogą towarzyszyć, oprócz innych gwiazd, także różne inne okrążające je ciała, takie jak brązowe karły oraz obiekty składające się na układy planetarne: planety i ich księżyce, asteroidy, komety czy drobiny pyłu kosmicznego. Pierwszy pozasłoneczny system planetarny odkryto w 1992 wokół pulsara PSR B1257 +12, od tego czasu potwierdzono istnienie ponad 600 egzoplanet.

Budowa

Gwiazdy posiadają kształt zbliżony do kulistego, ponieważ siła grawitacji, działająca w kierunku środka ich masy, dąży do tego, aby jak największa ilość materii osiągnęła jak najmniejszy potencjał grawitacyjny, czyli znalazła się tak blisko środka masy, jak to tylko możliwe. Kula zapewnia spełnienie tego warunku, ponieważ jest bryłą, dla której stosunek objętości do pola powierzchni jest największy. Na kształt gwiazdy wpływa także prędkość jej obrotu wirowego, który stanowi źródło siły odśrodkowej odpowiedzialnej za efekt spłaszczenia biegunowego, oraz obecność w pobliżu innych dużych ciał, których grawitacja powoduje zniekształcenie pływowe.

Obowiązujący model wnętrza gwiazdy opiera się w dużej mierze na równaniach różniczkowych, opisujących warunki równowagi hydrostatycznej, procesy wytwarzania energii we wnętrzu gwiazdy oraz procesy przepływu energii w gwieździe z warstw wewnętrznych do zewnętrznych.

Przekrój gwiazdy typu słonecznego. Obraz NASA.

Wnętrze stabilnej gwiazdy znajduje się w stanie równowagi hydrostatycznej: w każdym jego miejscu skierowaną do wewnątrz siłę grawitacji prawie doskonale równoważy skierowana na zewnątrz siła gradientu ciśnienia. Siła gradientu ciśnienia zależy od temperatury plazmy; zewnętrzne powłoki gwiazdy są chłodniejsze od jadra. Temperatura jądra gwiazdy ciągu głównego lub olbrzyma wynosi co najmniej 10⁷ K, pod koniec życia w jądrach wielkich gwiazd temperatury sięgają nawet miliardów stopni. Powstałe temperatura oraz ciśnienie wywierane na jądro gwiazdy ciągu głównego są wystarczające, aby zachodziły w nim reakcje fuzji jądrowej wodoru, w wyniku tego procesu powstaje energia zdolna uchronić gwiazdę przed zapadnięciem się pod własnym ciężarem.

W wyniku reakcji łączenia się atomów w jądrze oprócz cięższych cząstek powstaje także energia w postaci fotonów promieniowania gamma oraz neutrin. Fotony oddziałują z otaczającą je plazmą, zwiększając temperaturę jądra. Gwiazdy ciągu głównego zmieniają wodór w hel, powoli lecz systematycznie zwiększając udział tego pierwiastka w masie jądra. W końcu hel zaczyna przeważać i produkcja energii w centrum gwiazdy ustaje. W gwieździe o masie co najmniej 0,4 masy słońca, reakcje fuzji zachodzą w stopniowo rozszerzającej się powłoce otaczającej zdegenerowane helowe jądro.

Oprócz równowagi hydrostatycznej, we wnętrzu stabilnej gwiazdy panuje także stan równowagi termodynamicznej. Gradient temperatury zgodny z promieniem gwiazdy powoduje przepływ energii do zewnątrz. Odpływ energii w górę z którejkolwiek z warstw gwiazdy jest dokładnie taki sam, jak dopływ energii nadchodzący do niej z dołu.

We wnętrzach gwiazd można wyróżnić dwa rodzaje warstw, różniące się mechanizmem transportu energii. Warstwa promienista to obszar wnętrza gwiazdy, w którym transport promienisty (którego nośnikiem są fotony) ma wydajność wystarczającą do utrzymania przepływu energii. W regionie takim plazma nie ulega zaburzeniom a każde zakłócenie rozkładu masy podlega samoregulacji. Jeśli jednak nie ma ku temu warunków, plazma staje się niestabilna i podlega procesom konwekcji — wówczas tworzy się strefa konwektywna, w której energia przemieszcza się dzięki makroskopowym ruchom materii. Może do tego dochodzić między innymi w obszarach, w których mają miejsce przepływy ponadprzeciętnych ilości energii, przykładowo w okolicach jądra albo w regionach o dużej nieprzezroczystości, takich jak warstwy zewnętrzne gwiazdy. W zależności od typu, rozmiaru i składu chemicznego gwiazdy, strefy te znajdują się w różnych miejscach i zajmują odmienny procent ich objętości. Gwiazdy przekraczające kilkukrotnie masę Słońca posiadają warstwę konwektywną wewnątrz a promienistą w zewnętrznych warstwach. Mniejsze gwiazdy, takie jak Słońce, mają odwrotną budowę, z warstwą konwektywną w powłokach zewnętrznych. W czerwonych karłach o masie mniejszej od 0,4 masy Słońca występuje tylko transport konwektywny, co zapobiega odkładaniu się helu w jądrze. W wypadku większości gwiazd miejsca występowania stref konwektywnych zmieniają się w czasie wraz z ich postępującą ewolucją i idącą za nią zmianą budowy wnętrza.

Różnice w występowaniu i rozkładzie stref promienistych i konwektywnych dla gwiazd o różnych masach.

Przewodnictwo cieplne, które w typowych gwiazdach jest zaniedbywalnie małe, jest jedynym sposobem przenoszenia energii w białych karłach. To powoduje, że temperatura tych gwiazd zmienia się bardzo wolno, mimo ustania reakcji jądrowych w ich wnętrzu.

Część gwiazdy widoczną dla obserwatora nazywa się fotosferą. Jest to warstwa, w której plazma tworząca gwiazdę staje się przezroczysta dla fotonów światła widzialnego. Od tego miejsca energia powstająca w jądrze rozchodzi się swobodnie w przestrzeni. Wewnątrz fotosfery występują plamy gwiezdne, obszary o niższych od przeciętnych temperaturach, powstające w efekcie aktywności magnetycznej gwiazdy.

Ponad fotosferą znajdują się kolejne warstwy atmosfery gwiazdy. W gwieździe ciągu głównego, takiej jak Słońce, najniższą warstwą atmosfery jest cienka, jasnoczerwona warstwa chromosfery. To w niej występują spikule oraz biorą swój początek rozbłyski. Warstwę tę otacza warstwa przejściowa, w obrębie której temperatura rośnie gwałtownie na odcinku zaledwie 100 km. Ponad nią znajduje się korona, składająca się z rozgrzanej do ekstremalnych (ponad milion K) temperatur plazmy, która może rozciągać się na kilkanaście milionów kilometrów. Istnienie korony wydaje się być zależne od obecności obszarów konwektywnych w zewnętrznych warstwach gwiazdy oraz jej aktywności magnetycznej. Pomimo bardzo wysokiej temperatury, korona prawie nie emituje światła, w normalnych warunkach można ją obserwować jedynie podczas zaćmienia. Kwestia osiągania przez nią tak wysokich temperatur nie została jeszcze do końca wyjaśniona.

Z korony wypływa strumień cząsteczek plazmy wiatru gwiazdowego, rozchodzący się aż do napotkania ośrodka międzygwiazdowego. Dla Słońca strefa wpływu jego wiatru gwiazdowego rozciąga się wewnątrz regionu o kształcie bąbla zwanego heliosferą.

Cykle reakcji gwiezdnej nukleosyntezy

Cykl protonowy.

Cykl węglowo-azotowo-tlenowy.

Wewnątrz jąder gwiazd zachodzą różne reakcje fuzji jądrowej, zależne od masy i składu gwiazdy, procesy te noszą nazwę gwiezdnej nukleosyntezy. Masa produktów takich reakcji jest mniejsza niż masa ich substratów. Utracona w toku reakcji masa jest uwalniana jako energia elektromagnetyczna zgodnie z zasadą równoważności masy i energii wyrażaną wzorem E = mc².

W gwiazdach ciągu głównego dominującym źródłem energii są reakcje spalania wodoru, w których cztery jądra wodoru (każde tworzy jeden proton) łączą się w jądro helu (zbudowane z dwóch protonów i dwóch neutronów). Proces spalania wodoru jest bardzo czuły na wahania temperatury w jądrze gwiazdy, więc stosunkowo nieduży jej wzrost skutkuje znacznym przyspieszeniem tempa przebiegu reakcji fuzji. W rezultacie temperatury jąder gwiazd ciągu głównego zawierają się w przedziale od 4 milionów K dla małych gwiazd klasy M do 40 milionów K dla wielkich gwiazd klasy O.

W Słońcu, którego jądro osiąga temperaturę 10 milionów K, wodór zamieniany jest w hel głównie poprzez reakcje cyklu protonowego, z których najpowszechniej występuje:

4¹H → 2²H + 2e⁺ + 2ν_e (4.0 MeV + 1.0 MeV)

2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV)

2³He → ⁴He + 2¹H (12.9 MeV)

Ostateczny efekt powyższych reakcji można zapisać za pomocą jednego równania jako:

4¹H → ⁴He + 2e⁺ + 2γ + 2ν_e (26.7 MeV)

gdzie e⁺ oznacza pozytron, γ foton promieniowania gamma, ν_e neutrino, a H i He izotopy wodoru i helu. Energia uwolniona w tej reakcji jest rzędu milionów elektronowoltów, co nie jest dużą wartością, jednak reakcje te zachodzą nieustannie w wielkich ilościach aż do wyczerpania wodoru, w ich rezultacie powstaje cała energia wypromieniowywana przez gwiazdę.

Minimalna masa gwiazdy wymagana do spalania

Pierwiastek	Waga w $M_{\odot }$
Wodór	0,01
Hel	0,4
Węgiel	5
Neon	8

W bardziej masywnych gwiazdach hel powstaje w większości poprzez reakcje, w których rolę katalizatora pełni węgiel — reakcje cyklu węglowo-azotowo-tlenowego. Są to procesy dużo bardziej wydajne od cyklu protonowego, mogą zachodzić w temperaturach powyżej 40 milionów K. Na podstawową gałąź reakcji cyklu węglowo-azotowo-tlenowego składają się następujące oddziaływania:

¹²C + ¹H → ¹³N + γ + 1,95 MeV

¹³N → ¹³C + e⁺ + ν_e + 1,37 MeV

¹³C + ¹H → ¹⁴N + γ + 7,54 MeV

¹⁴N + ¹H → ¹⁵O + γ + 7,35 MeV

¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + ν_e + 1,86 MeV

¹⁵N + ¹H → ¹²C + ⁴He + 4,96 MeV,

przy czym jądro węgla-12 użyte w pierwszej reakcji jest odtwarzane w ostatniej.

W dojrzałych gwiazdach o temperaturze jądra rzędu 100 milionów K i masie pomiędzy 0,5 a 10 mas Słońca, hel może być zamieniany w węgiel na drodze potrójnego procesu α, w którym produktem przejściowym jest beryl:

⁴He + ⁴He + 92 keV → ^8*Be

⁴He + ^8*Be + 67 keV → ^12*C

^12*C → ¹²C + γ + 7.4 MeV

Uogólnione równanie reakcji ma postać:

3⁴He → ¹²C + γ + 7.2 MeV

W wielkich gwiazdach mogą być, na drodze procesów spalania neonu oraz tlenu, spalane także cięższe pierwiastki. Końcowym etapem ciągu reakcji gwiezdnej nukleosyntezy jest proces spalania krzemu, którego ostatecznym produktem jest stabilny izotop żelaza-56. Fuzja nie może przebiegać dalej jako reakcja egzotermiczna, dodatkowa energia może być wyzwolona w gwieździe jedynie w wyniku zapadania grawitacyjnego.

Poniższy przykład pokazuje czas potrzebny gwieździe o masie 20$M_{\odot }$ do zużycia całego swojego paliwa. Jako gwiazda ciągu głównego klasy O, miałaby ona promień 8$R_{\odot }$ oraz jasność 62 tysiące razy większą od Słońca.

Pierwiastek	Temperatura (miliony kelwinów)	Gęstość (kg/cm³)	Czas spalania (τ w latach)
H	37	0,0045	8,1 miliona
He	188	0,97	1,2 miliona
C	870	170	976
Ne	1,570	3,100	0,6
O	1,980	5,550	1,25
S/Si	3,340	33,400	0,0315

W kulturze

Literatura, filozofia i muzyka

W historii napotykamy wielu filozofów, poetów, malarzy, a nawet muzyków, którzy znajdywali natchnienie w rozgwieżdżonym niebie. W wielu przypadkach osobiście interesowali się oni astronomią, czego świadectwa noszą ich dzieła.

Wiele odniesień do gwiazd znajdujemy w dziełach pisarzy starożytnej Grecji i Rzymu. Według astronoma Kennetha Glyna Jonesa, pierwszą znaną wzmianką o Plejadach, słynnej gromadzie otwartej w gwiazdozbiorze Byka, jest fragment z Hezjoda, którego powstanie datuje się na XI wiek p.n.e., Homer wspomina o nich także w Odysei, w Biblii zaś pojawiają się trzykrotnie. Wielu intelektualistów tego okresu tworzyło prace o tematyce astronomicznej, wśród nich wymienić można na przykład Aratosa z Soloj, autora poematu heksametrycznego "Phaenomena – O znakach niebieskich", Cycerona (porusza ten temat w VI tomie "De re publica"), Marka Maniliusza (twórcę poematu dydaktycznego "Astronomica"), Senekę Młodszego, który opracował encyklopedię "Naturales quaestiones" ("Zagadnienia przyrodnicze"), czy też Ptolemeusza, autorstwa którego Almagest to najlepiej zachowany starożytny katalog gwiazd.

W średniowieczu astronomia stanowiła, obok arytmetyki, geometrii i muzyki, część quadrivium. W "Boskiej Komedii" Dante Alighieri zawarł kilka aspektów wiedzy swojej epoki, w szczególności astronomicznej, trzy części dzieła kończą się zaś słowem "gwiazdy"; jako że są one siedzibą Nieba, według Dantego stanowią ostateczny cel człowieka, a jego pragnienie wiedzy może być zaspokojone dzięki kierowaniu wzroku w górę.

Inni wybitni pisarze, tacy jak Giacomo Leopardi, także poruszali w swoich dziełach tematy dotyczące aspektów astronomicznych. Pochodzący z Recanati poeta w swoich wierszach umieścił liczne odniesienia do astronomii, na przykład w Canto notturno di un pastore errante dell'Asia lub Le ricordanze, w młodości napisał on także mało znany traktat zatytułowany Storia dell'astronomia ("Historia astronomii"). Astronomiczne odniesienia są również obecne w kilku wierszach Giovanniego Pascoli (na przykład w Gelsomino notturno) i Giuseppe Ungarettiego, który w swym dorobku posiada wiersz zatytułowany Gwiazda.

Vincent van Gogh — Gwiaździsta noc,
1889, olej na płótnie, 73,7 × 92,1 cm,
Museum of Modern Art, Nowy Jork.

Muzyka epoki romantyzmu, jak inne dziedziny sztuki tej epoki, opierała się na wydarzeniach i zjawiskach wyzwalających w ludziach wzniosłe uczucia. Rozgwieżdżone niebo zainspirowało powstanie nokturnów, z których za najważniejsze uważa się te skomponowane przez Fryderyka Chopina (napisał ich 21). Kolejnych odniesień astronomicznych doszukać można się w kompozycjach fortepianowych i VI symfonii Ludwiga van Beethovena. Nokturny nie odeszły w zapomnienie wraz z końcem romantyzmu, lecz rozwijały się dalej w epoce neoromantyzmu, przykładowo VII symfonia Gustava Mahlera Pieśń nocy zawiera dwa, nawiązania do nocnego nastroju zawierają także kompozycje Richarda Straussa, w szczególności Symfonia Alpejska.

Choć Leonardo da Vinci nie prowadził badań astronomicznych, w swoich koncepcjach naukowych stosował pojęcia dotyczące natury Wszechświata, porównując je z innymi, bardziej "humanistycznymi" twierdzeniami odnoszącymi się do natury ludzkiej. Inni artyści, tacy jak Albrecht Dürer, Étienne L. Trouvelot, Giacomo Balla czy Maurits C. Escher, angażowali się w studia astronomiczne, aby w swojej twórczości nawiązać do różnych teorii naukowych. Z kolei Salvador Dalí w swych dziełach umieszczał nawiązania do odkryć dwudziestowiecznej fizyki teoretycznej, w szczególności teorii względności Alberta Einsteina. Inni, tacy jak Giotto di Bondone, Vincent van Gogh czy Joan Miró, po prostu ulegali urokowi nocnego nieba i pragnęli je przedstawić na płótnie bądź innym materiale, w którym tworzyli.

W fantastyce naukowej

Replika statku kosmicznego Enterprise, pochodzącego z serii science fiction Star Trek.

Od chwili swych narodzin w początkach XX wieku literatura science fiction wzbudza wśród ludzi zainteresowanie gwiazdami. Poruszane przez nią zagadnienia obejmują między innymi eksplorację i kolonizację kosmosu oraz podróże międzygwiezdne w poszukiwaniu nadających się do zamieszkania planet pozasłonecznych. Autorzy często opisują technologie pozwalające na podróże międzygwiezdne z prędkością nadświetlną, zwykle także osadzają akcję swych dzieł poza Układem Słonecznym. Tendencje aby tak postępować nasiliły się znacząco, gdy eksploracja Układu Słonecznego wykazała, iż ponad wszelką wątpliwość nie jest on zamieszkany przez inne oprócz ludzi inteligentne formy życia.

Jedną z najpopularniejszych serii science fiction jest Star Trek. Prezentuje on wizję przyszłości, w której ludzkość osiągnęła poziom technologiczny pozwalający na podróże międzygwiezdne i nawiązywanie kontaktów z obcymi cywilizacjami naszej galaktyki. Z niektórymi z tych cywilizacji Ziemianie współtworzą quasi-państwową organizację — Zjednoczoną Federację Planet.

Mimo że większość gwiazd, w pobliżu których toczy się akcja opowieści fantastycznonaukowych stanowi jedynie owoc wyobraźni ich autorów, pewien odsetek twórców decyduje się używać nazw faktycznie istniejących i dobrze znanych astronomom gwiazd, najczęściej tych łatwo dostrzegalnych na nocnym niebie lub najbliższych Układowi Słonecznemu. Duża część tych gwiazd nie byłaby jednak w stanie zapewnić warunków do rozwoju złożonych form życia. Jasne gwiazdy, takie jak Syriusz czy Wega, są młodsze niż miliard lat, zdaniem astrobiologów jest to za krótko, aby mogły powstać inteligentne istoty żywe. Czerwone olbrzymy także nie sprzyjają zamieszkaniu ich systemów, ponieważ są bardzo zmienne, a niekiedy nawet niestabilne.

Gwiazdy rzeczywiście sprzyjające procesowi ewolucji życia, takie jak czerwone karły, świecą zbyt słabo, by dało się je dostrzec gołym okiem, wskutek czego większość z nich nie posiada atrakcyjnych nazw, które mogłyby przyciągnąć uwagę pisarzy science fiction.

Zobacz też

• Gwiazdy położone najbliżej Ziemi
• Najjaśniejsze gwiazdy według jasności wizualnej
• Lista najjaśniejszych gwiazd według jasności absolutnej