Gwiazda

Słowo gwiazda jest pochodzenia litewsko-słowiańskiego i pierwotnie oznaczało światło (w języku pruskim). W języku greckim gwiazda to αστρον (astron).
Gwiazda to ciało niebieskie będące skupiskiem związanej grawitacyjnie materii, w której zachodzą reakcje syntezy jądrowej.

Wyzwolona w nich energia jest emitowana w postaci promieniowania elektromagnetycznego, a w szczególności pod postacią światła widzialnego. Gwiazdy mają kształt zbliżony do kuli, zbudowane są głównie z wodoru i hel.
Najbliższa nam gwiazda poza Słońcem, to Proxima (alfa Centauri), odległa o 39.9 Pm (petametrów) = 4.2 ly (lat świetlnych, 1 ly = 0.306 pc = 0.946·10¹⁶ m) = 1.29 pc (parseków, 1pc=3.085·10¹⁶ m). Światło z tej gwiazdy biegnie więc 4.2 roku by dotrzeć do Ziemi.
Wiek wielu gwiazd jest między miliardem a 10 miliardami lat. Wiek wielu gwiazd może być bliski wiekowi Wszechswiata (13.7 miliarda lat). Ich rozmiar zmienia się od kilkunastu kilometrów dla gwiazd neutronowych do rozmiaru nadolbrzymów jak Gwiazda Polarna (Polaris) czy Betelgeuse w gwiazdozbiorze Oriona o rozmiarach 1000 promieni Słońca. Najbardziej masywną gwiazdą jest Eta Carinae z masą około 100–150 mas Słońca (istnieją sugestie, że maksymalna masa gwiazd jest rzędu 150 mas Słońca). Najmniejszą gwiazdą w której zachodzi synteza termojądrowa jest AB Doradus C, towarzysz AB Doradus A, masa której jest równa tylko 93 masom Jowisza.
Wiele gwiazd jest związane grawitacyjnie z innymi gwiazdami, tworząc układy podwójne, gromady gwiazd. Gwiazdy nie są jednorodnie rozrzucone we Wszechświecie ale na ogól zgrupowane w galaktyki liczące setki miliardów gwiazd. Wokół niektórych gwiazd krążą planety.
Gwiazdy widoczne na niebie od dawna łączone były w gwiazdozbiory. Oficjalnego ich pogrupowania dokonała w 1928 Międzynarodowa Unia Astronomiczna (IAU). Wydzielonych zostało 88 gwiazdozbiorów.

Klasyfikacja gwiazd

Klasyfikacja gwiazd (typy spektralne Morgana-Keenana) zaczyna się od dużych i jasnych gwiazd typu O a kończy się na gwiazdach klasy M. Rozróżniamy gwiazdy klasy O,B,A,F,G,K,M,R,N,S co łatwo jest zapamietać dzięki wierszykowi: "Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweety". Każda klasa ma 9 podklas. Nasze Słońce należy do klasy G2. Większość gwiazd leży na ciągu głównym opisującym zależność jasności gwiazdy od jej typu spektralnego (diagram Hertzsprunga-Russella).

Słońce - najbliższa gwiazda

Najbliższą nam gwiazdą jest Słońce. Masa przeciętnej gwiazdy zbliżona jest do masy Słońca. Masa Słońca to \[M_{S}=1.9889*10^{30} kg \], jego promień (równikowy) \[R_{S} = 6.959*10^{8} m. \] Średnia gęstość Słońca jest niewielka i wynosi około 1 g/cm³ czyli tyle ile wynosi gęstość wody. Produkowana jasność Słońca \[L_{S} = 3.826*10^{26} J s^{-1}. \] Liczba cząstek jest rzędu \[10^{57} \]. Temperatura we wnętrzu Słońca sięga \[T_c = (13.7 - 16.0)* 10^{6} K \] gęstość :\[\rho_{c} = 9.0*10^{4} kg m^{-3} \] a ciśnienie :\[P_c = 1.65*10^{16} Pa \]. Gwiazdy podobnego typu jak Słońce można uważać za idelany zjonizowany gaz wodorowy (71%) i helowy (27%).
Słońce okrąża naszą Galaktykę w odległości od 25,000 od 28,000 lat świetlnych od centrum Galaktyki z średnią predkością 217 km/s.

Astrofizyka gwiazd

W wyniku wysokiej temperatury i kwantowego zjawiska tunelowania w gwiazdach zachodzą reakcje termojądrowe, które uwalniają olbrzymie ilości energii w postaci promieniowania w zakresie od fal gamma do ultrafioletu. Promieniowanie to rozproszone na materii rozgrzewa ją i w postaci promieniowania cieplnego jest emitowane przez gwiazdę. Syntezie jądrowej w środku gwiazdy towarzyszy również promieniowanie neutrin. Synteza helu we wnętrzu Słońca zachodzi w całej objętości jądra gwiazdy - taką własność mają gwiazdy ciągu głównego na diagramie Hertzsprunga-Russella. Synteza cięższych pierwiastków wymaga wyższych temperatur, gęstości i trwa krócej:

Synteza pierwiastków (do. żelaza)	Temperatura v miliony °K	gęstość (kg/cm³)	Czas trwania syntezy
H	40	0,006	10 milionów lat
He	190	1,1	1 milion lat
C	740	240	12.000 lat
N	1.600	7.400	12 lat
O	2.100	16.000	4 lat
S/Si	3.400	50.000	1 tydzień
żelazne jądro	10.000	10.000.000	-

Masa gwiazdy jest najważniejszym czynnikem decydującym o szybkości reakcji termojądrowej i tym samym historii gwiazdy. Każda gwiazda powstaje ze skupiska gazu międzygwiezdnego, głównie wodoru, kurczącego się pod wpływem grawitacji. W tym skomplikowanym, niezbyt dobrze przez astronomów rozumianym procesie, powstają ciała niebieskie o najróżniejszych masach. Istnieje minimalna masa, którą składające się z wodoru ciało niebieskie musi mieć by osiągnąć w swoim środku temperatury potrzebne do zaistnienia reakcji termojądrowych. Jest to około 0,08 masy Słońca. Obiekty o masie mniejszej niż ta (lecz nadal dużo większej niż masa Jowisza) są nazywane brązowymi karłami i nie są uważane za gwiazdy.

Powstanie i ewolucja gwiazd

Gwiazdy o masie większej niż podane minimum, po osiągnięciu wystarczającej gęstości, zaczynają spalać swój wodór, przekształcając go w hel w wyniku reakcji termojądrowych. Tempo tego procesu zależy przede wszystkim od masy gwiazdy. W pewnym momencie wodór we wnętrzu gwiazdy musi się jednak skończyć. Następuje to tym szybciej im większa jest gwiazda. Jeżeli gwiazda jest wystarczająco masywna, w jej wnętrzu może wytworzyć się dostatecznie wysoka temperatura, by doszło do kolejnego stadium reakcji termojądrowych – syntezy helu w węgiel, a dalej kolejnych, jeszcze cięższych pierwiastków w miarę wzrostu temperatury. W zależności od masy początkowej protogwiazdy ewolucja gwiazdy może przebiegać kilkoma szlakami (patrz artykuł ewolucja gwiazd):

protogwiazda -> czerwony karzeł
protogwiazda -> gwiazda ciągu głównego typu naszego Słonca -> czerwony olbrzym -> mgławica planetarna -> biały karzeł
protogwiazda ->błękitny nadolbrzym ->czerwony olbrzym -> supernowa -> gwiazda neutronowa
protogwiazda ->błękitny nadolbrzym -> supernowa -> czarna dziura
protogwiazda ->błękitny nadolbrzym ->czarna dziura

Masywne gwiazdy przechodza przez stadium gwałtownej eksplozja obserwowanaj jako wybuch supernowej. Większość materii gwiazdy jest wyrzucana na zewnątrz, co wyzwala ogromną ilość energii, a gwiazda jest przez pewien czas najjaśniejszym obiektem w galaktyce. Z kolei część masy w środku jest ściskana do tego stopnia, że protony i elektrony łączą się w neutrony, tworząc gwiazdę neutronową. Jeżeli pozostała po wybuchu supernowej gwiazda neutronowa ma masę większą od 3–5 mas Słońca, proces kurczenia się gwiazdy pod wpływem grawitacji postępuje dalej, aż gwiazda zapada się tworząc czarną dziurę.