wiazdy to olbrzymie, rozżarzone kule gazu, których powierzchnia ma bardzo wysoką temperaturę, dzięki czemu świecą, jak każdy gorący obiekt. Energię potrzebną do podtrzymywania swej temperatury czerpią z reakcji syntezy jądrowej, w której lekkie pierwiastki (wodór i hel) zamieniane są w ciężkie (węgiel, magnez, krzem, żelazo). Można śmiało powiedzieć, że o życiu gwiazd decyduje grawitacja, to ona przyczynia się do ich narodzin i to ona jest powodem ich śmierci. Miejscem poczęcia gwiazd są obłoki materii międzygwiazdowej znajdujące się w galaktykach. Obłoki te składają się w około 80% z wodoru, pozostałą zaś część stanowi hel oraz śladowe ilości pyłu i pierwiastków ciężkich, pozostałych po poprzednim pokoleniu gwiazd. Pomimo, iż materię tę możemy zobaczyć za pomocą teleskopów w postaci mgławic, to w ziemskim znaczeniu są one idealną próżnią, gdyż ich gęstość wynosi zaledwie od 10^-23 do 10^-25 g/cm³ (dla porównania gęstość powietrza na Ziemi wynosi 1,29 x 10^-3 g/cm³).

opóki obłoki materii międzygwiazdowej pozostają w stanie równowagi grawitacyjnej, nie ma możliwości tworzenia się nowych gwiazd. Zdarza się jednak, że w pobliżu wybucha jakaś istniejąca już gwiazda i fale uderzeniowe docierają do stabilnego obłoku lub rejon ten przechodzi przez gęstsze otoczenie. Wówczas atomy wodoru i helu zostają wybite z rytmu i zaczynają poruszać się chaotycznie, zderzając się ze sobą. W wyniku kolizji tworzą się większe grudki materii. Pozostałe cząsteczki opadają swobodnie w gęstsze obszary, które zaczynają przyciągać je do siebie. W miarę "doklejania" nowych atomów obłok się kurczy pod wpływem swej masy i kurczyłby się w nieskończoność, gdyby nie pewne zdarzenie, o którym za chwilę. Proces, w którym siły grawitacji przeważają nad pozostałymi siłami nazywamy kolapsem (zapaścią) grawitacyjnym.

m większa masa obłoku, z tym większą siła przyciąga do siebie cząsteczki. Z tego powodu poruszają się one coraz szybciej, a tym samym zwiększa się ich temperatura. Po pewnym czasie ruch cieplny wzmaga się na tyle, że dorównuje sile grawitacji. Kolaps grawitacyjny ustaje, a gwiazda zaczyna żarzyć się na czerwono. Cały proces, od zaburzenia równowagi materii międzygwiazdowej, aż do tego momentu, trwa zaledwie od kilku do kilkudziesięciu lat i zależy od masy powstającej gwiazdy, im masa większa, tym proces przebiega szybciej. Miejsce powstawania gwiazd nazywamy globulami, najbardziej znane z nich to Wielka Mgławica w Orionie i Mgławica Orzeł.

łode gwiazdy są ciągle zbyt mało masywne, aby rozpocząć procesy syntezy jądrowej. Dodatkowo tracą część swej masy wypromieniowując ciepło wskutek kurczenia grawitacyjnego, zwanego kontrakcją grawitacyjną, która jest procesem dużo powolniejszym od kolapsu. Protogwiazdy muszą więc poczekać aż nabiorą masy. Niewykorzystana materia rozprasza się lub zostaje wykorzystana do stworzenia planet.

wiazda zaczyna być gwiazdą w pełnym znaczeniu tego słowo dopiero wówczas, gdy swą energię wytwarza w procesach reakcji jądrowych, których zainicjowanie następuje przy temperaturze około 10⁷K. Od rozpoczęcia procesów gwiazdotwórczych do tego momentu upływa od dziesiątków tysięcy do milionów lat (Słońce - około 30 mln lat).




dy produkcja energii równoważy ciężar atmosfery gwiazdy, mamy do czynienia ze stabilną gwiazdą, której żywot będzie długi i spokojny. Większość gwiazd przechodzi przez to stadium ewolucji, z wyjątkiem gwiazd o skrajnych masach: gwiazdy o masie 1/12 masy Słońca ewoluują wprost w kierunku białych karłów, natomiast gwiazdy ponad 60-krotnie masywniejsze od Słońca odrzucają nadmiar masy w trakcie wybuchu. Ważną zależność pomiędzy mocą promieniowania gwiazdy a jej temperaturą powierzchniową odkrył w 1911 duński astronom Ejnar Hertzsprung. 2 lata później potwierdził ją amerykański astronom Henry Norris Russell. Na diagramie Hertzsprunga-Russella widzimy wyodrębnione grupy gwiazd, a najbardziej rzucają się w oczy gwiazdy normalne, leżące na ciągu głównym.
W 1930 roku amerykański astronom, William Morgan, zauważył, że gwiazdy o tym samym typie widmowym mogą wyraźnie różnić się wyglądem widma. Okazało się, że występowanie tych różnic pokrywa się z przynależnością gwiazd o tych samych typach widmowych do różnych ciągów na diagramie Hertzsprunga-Russella. Konieczne stało się więc wprowadzenie drugiego rodzaju klasyfikacji, opartej o klasę jasności gwiazd:

• klasa jasności I - nadolbrzymy
• klasa jasności II - jasne olbrzymy
• klasa jasności III - olbrzymy
• klasa jasności IV - podolbrzymy
• klasa jasności V - karły
• klasa jasności VI - podkarły
• klasa jasności VII - białe karły

wyniku syntezy dwóch atomów wodoru powstaje we wnętrzu gwiazdy jeden atom helu. Jednak masa helu jest trochę mniejsza niż masa dwóch atomów wodoru, więc jej nadmiar przekształcany jest w energię. Zgodnie ze wzorem Einsteina E = mc², w ciągu 1 sekundy Słońce zamienia 4 miliony ton wodoru w 10²⁶ W energii. Ubytki te są jednak tak niewielkie, że nasza gwiazda w czasie swojego 10-miliardoletniego pobytu na ciągu głównym straci zaledwie 0,1% swojej masy.
Długość pobytu każdej gwiazdy na ciągu głównym zależy od jej masy: jeżeli wynosi ona 25 mas słonecznych, spędzi tutaj około 3 mln lat, jeżeli jest równe masie Słońca - około 10 mld lat, a jeżeli stanowi jedynie 0,1 masy naszej gwiazdy, to będzie stabilna przez 100 mld lat. Dlatego istnienie życia możliwe jest jedynie na planetach obiegających gwiazdy normalne, o zbliżonej lub nieco mniejszej masie niż Słońce.

wolucja gwiazdy po pobycie na ciągu głównym zależy również od jej masy. Gwiazdy o masie mniejszej niż 0,4 masy Słońca, po wypaleniu wodoru, zamieniają się w białe karły, natomiast masywniejsze ewoluują w olbrzymy i nadolbrzymy.




wiazdy o masie nie przekraczającej 1,4 masy Słońca zawsze skończą swoje życie jako białe karły. Jeżeli są zbyt małe, nigdy nie rozpoczną procesów jądrowych w swym wnętrzu. Bardziej masywne, po wypaleniu wodoru i przejściu przez stadium olbrzymów, zaczynają się znowu kurczyć, gdyż w ich wnętrzu nie jest produkowana już energia, zdolna powstrzymać kontrakcję grawitacyjną. Osiągając rozmiary Ziemi, przy czym bardziej masywne są mniejsze, są tak gorące, że świecą na biało (stąd ich nazwa). W takiej postaci przetrwają miliardy, a nawet setki miliardów lat, po czym zaczną stygnąć, przybierając barwę żółtą, czerwoną, brązową, aż staną się czarnymi, zimnymi kulami materii.
Najbardziej znanym białym karłem jest towarzysz Syriusza.




wiazdom masywniejszym niż 0,4 masy Słońca, po wypaleniu wodoru, pozostaje jądro helowe z cienką otoczką wodorową. Ponieważ przestają produkować energię, siły grawitacji znów powodują powolne kurczenie się gwiazdy. Temperatura gazów wzrasta. Ponieważ, aby rozpocząć syntezę helu potrzebna jest znacznie większa temperatura aniżeli do zainicjowania tej reakcji w przypadku wodoru, gdy gazy rozgrzeją się ponownie do 10⁷K, hel będzie nadal się kurczył, natomiast wodór zacznie ponownie się palić, a tym samym zacznie się rozszerzać. wskutek zwiększania swej objętości będzie stygnął i świecił na czerwono. Taki los czeka nasze Słońce. Jego korona będzie na tym etapie ewolucji sięgać niemal do orbity Ziemi.
Przejście w stadium olbrzyma zajmuje gwieździe stosunkowo krótki okres czasu. Nasze Słońce będzie potrzebować do tego około 100 mln lat.




apadające się jądro helowe gwiazdy rozgrzewa się w końcu do temperatury 10⁸K, dzięki czemu może ona rozpocząć syntezę trzech atomów helu w atom węgla. Później, gdy temperatura wzrośnie jeszcze bardziej, w wyniku łączenia węgla i helu będzie powstawał tlen. W gwiazdach mniej masywnych niż 3 Słońca temperatura rośnie w sposób niekontrolowany i ich jądro wybucha. Jest to tzw. błysk helowy, którego całą energię przechwytuje gwiazda i na zewnątrz nie jest on widoczny. Po wybuchu jądro rozszerza się, natomiast warstwy zewnętrzne zapadają. Gwiazda na przemian rozszerza się i kurczy, zmieniając swe parametry fizyczne. Powstaje gwiazda zmienna. Gwiazdy takie dzielimy na trzy grupy:

1. pulsujące
2. wybuchowe
3. zaćmieniowe

Gwiazdy zmienne zaćmieniowe tak naprawdę nie przechodzą burzliwych okresów swego życia, lecz są zasłaniane przez swojego towarzysza w układach podwójnych gwiazd.
Powodem pulsowania gwiazd zmiennych pulsujących są zmiany ich promienia, które to zmiany możemy bardzo dokładnie przewidzieć. Natomiast gwiazdy zmienne wybuchowe zmieniają swe parametry na skutek nieprzewidywalnej serii wybuchów, pomiędzy którymi jasność gwiazdy jest stała, bądź ulega nieznacznym wahaniom.
Po wypaleniu zapasu helu, gwiazdy te odrzucają zewnętrzne warstwy atmosfery, tworząc mgławice planetarne, same natomiast zmieniają się w białe karły.

przypadku gwiazd o masie większej niż 3 masy słoneczne nie dochodzi do błysku helowego. Gwiazdy te spokojnie wypalają swój zapas helu, zamieniając go w węgiel. Po ustaniu reakcji syntezy, wokół węglowego jądra istnieje cienka warstwa helu, a gwiazda ponownie się kurczy. Osiągając temperaturę 10⁸K następuje tzw. wybuch węglowy, który może spowodować eksplozję gwiazdy, przekształcając ją w supernową.

eżeli masa gwiazdy przekracza masę 9 Słońc, nie dochodzi do żadnych błysków, ani wybuchów. Gwiazda spokojnie zamienia węgiel w magnez i krzem, a te w żelazo. Mając żelazowe jądro gwiazdy z nieznanych przyczyn eksplodują w formie supernowych. W ciągu kilku dni ich jasność zwiększa się maksymalnie o 15^m wskutek rozszerzania się otoczki gazowej. Otoczki bliskich gwiazd można zobaczyć jeszcze wiele stuleci po wybuchu w formie mgławic planetarnych. Najbardziej znaną z nich jest mgławica Krab, której otoczka rozszerza się z prędkością 1100 km/s.
Dotychczas obserwowano mniej niż 10 wybuchów supernowych pomimo, iż w galaktyce mają one miejsce przeciętnie raz na 10 do 100 lat. Powodem, dla którego nie widzimy wszystkich eksplozji, jest materia międzygwiazdowa, która pochłania światło gwiazd.




ie odrzucone wskutek wybuchu centralne części supernowej zaczynają znowu się kurczyć. Gdy ich masa przekracza 1,4 masy słoneczne, ciśnienie jest tak duże, że elektrony i protony zaczynają się łączyć, tworząc neutrony, które nie mają ładunku elektrycznego, a tym samym nie odpychają się wzajemnie i mogą znajdować się bardzo blisko siebie. Jeżeli masa gwiazdy nie przekracza 3 mas Słońca, kolaps zostanie powstrzymany i powstanie obiekt o średnicy około 20 km, zbudowany wyłącznie z neutronów. Jest to tzw. gwiazda neutronowa. Gęstość takiej gwiazdy jest olbrzymia i wynosi od 10¹⁴ do 10¹⁵ g/cm³. Oznacza to, że kostka o wymiarach 1cm x 1 cm x 1cm, zbudowana z materii takiej gwiazdy, ważyłaby na Ziemi 100 mln - 1 mld ton.

wiazdy neutronowe są źródłem promieniowania optycznego, radiowego, a także rentgenowskiego. Co więcej rotują z olbrzymią prędkością, dochodzącą do 700 obrotów na sekundę. Ponieważ promieniowanie gwiazdy neutronowej "wydobywa" się z określonego punktu na jej powierzchni, gdy ktoś znajdzie się w zasięgu wiązki promieniowania, odbiera charakterystyczne sygnały radiowe, powtarzające się w regularnych odstępach czasu, co 0,033 s do 3,8 s. Z tego powodu niektóre gwiazdy neutronowe są pulsarami, innymi słowy: każdy pulsar jest gwiazdą neutronową, lecz nie każda gwiazda neutronowa jest pulsarem dla danego obserwatora. Czas trwania pulsu wynosi maksymalnie 0,01 s.

szystko co się kręci musi się kiedyś zatrzymać. Zasada ta dotyczy również pulsarów. Każdy z nich wysyła sygnały radiowe w regularnych, znanych odstępach czasu, które są charakterystyczne tylko dla niego. Również każdy pulsar wydłuża owe odstępy o znaną wartość, która jest również charakterystyczna tylko dla niego. Pozwala to bardzo dokładnie określić początek emitowania przez pulsar promieniowania. Ponieważ ma to miejsce w określonym punkcie czasu, pulsary mogą być wykorzystywane jako uniwersalne i bardzo dokładne czasomierze. Tę ich cechę wykorzystali naukowcy z NASA podczas projektowania wizytówki Ziemian, przesłanej innym cywilizacjom na pokładzie sondy kosmicznej Pioneer 10.




arówno białe karły, jak i gwiazdy neutronowe są rodzajem śmierci gwiazdy. Tym samym charakteryzują się również czarne dziury, jednak ten rodzaj śmierci zarezerwowany jest wyłącznie dla gwiazd bardzo masywnych.

eżeli po wybuchu supernowej masa zapadającego się obłoku przekracza 3 masy słoneczne, wówczas opór neutronów nie jest w stanie powstrzymać sił grawitacji i w ciągu ułamka sekundy gwiazda zapada się do zerowej średnicy, zwanej osobliwością. We wnętrzu takiego obiektu siły grawitacji są tak duże, że prędkość ucieczki znacznie przewyższa prędkość światła, a tym samym żaden sygnał nie może się przedostać spod horyzontu zdarzeń - umownej granicy czarnej dziury. Tak sądzono do lat 70-tych XX wieku. Jednak w roku 1974 Stephen Hawking, autorytet w dziedzinie czarnych dziur, udowodnił, że czarne dziury, mając niezerową temperaturę, jak to sugerował Amerykanin Jacob Bekenstein, wysyłają promieniowanie cieplne, jak każde ciało. Ponieważ jednak temperatura czarnej dziury zależy ściśle od jej masy, którą można obliczyć ze wzoru 10²³/M K (gdzie M jest masą czarnej dziury wyrażoną w kg), czarne dziury pozostają czarne, gdyż najmniej masywna z nich ma temperaturę 3 x 10^-9K, a temperatura Wszechświata wynosi obecnie 2,7 K. Promieniowanie cieplne rozchodzi się zawsze od ciała cieplejszego do chłodniejszego, a ponieważ temperatura czarnych dziur jest znacznie niższa, nie mogą one promieniować i pozostają dla nas niewidoczne. Istnieje jednak sposób ich "dostrzeżenia". Jeżeli w układzie podwójnym jedna z gwiazd zamieni się w czarną dziurę, będzie ona zasysać ze swego towarzysza materię, która po spirali będzie opadać na dysk akrecyjny. Co więcej opadająca materia będzie wysyłać promieniowanie rentgenowskie, co udowodnił Rosjanin Jakow Zeldowicz.

czarną dziurę można by zamienić dowolny obiekt, jeżeli dysponowałoby się wystarczającą siłą, aby stłoczyć go w odpowiednio małej objętości. Dla przykładu Słońce stałoby się czarną dziurą, gdyby jego średnica osiągnęła wartość 1,5 km, Ziemia - 0,25 cm.
Obecnie znamy dwie czarne dziury. Jedna z nich, Cygnus X-1, znajduje się w gwiazdozbiorze Łabędzia, natomiast druga, V861 Sco, w Skorpionie.

awking wykazał również, że gdyby odwrócić bieg czasu w przypadku czarnych dziur, to obserwowalibyśmy rozwój identyczny z rozwojem Wszechświata. Z tego powodu powstały liczne hipotezy, przypisujące czarnym dziurą tworzenie nowych wszechświatów równoległych. Spekulowano nad istnieniem "białych dziur", które byłyby ujściami czarnych dziur w owych wszechświatach. Zastanawiano się wreszcie, czy przypadkiem my sami nie żyjemy wewnątrz czarnej dziury.