Gwizda to kuliste ciało niebieskie, stanowiące skupisko powiązanej grawitacyjnie materii. Przynajmniej przez część swojego istnienia emituje w sposób stabilny promieniowanie elektromagnetyczne (w szczególności światło widzialne). Gwiazdy
powstają głównie z wodoru i helu, lecz w trakcie życia przybywa w nich atomów cięższych pierwiastków (tzw. metali).
Gwiazda powstaje wskutek zapadania grawitacyjnego chmury materii złożonej głównie z wodoru. Gdy jądro gwiazdy osiągnie dostatecznie dużą temperaturę i gęstość, rozpoczyna się reakcja fuzji jądrowej stopniowo zamieniająca wodór w hel.
Wytworzona
w tym procesie energia jest przenoszona ku powierzchni poprzez promieniowanie oraz drogą konwekcji. Ciśnienie wewnętrzne zapobiega dalszemu zapadaniu się pod wpływem grawitacji. Gdy wodór w jądrze ulegnie wyczerpaniu, dalszy rozwój gwiazdy
zależy od jej masy – może zakończyć się np. w stadium białego karła bądź czarnej dziury. Część materii zostanie zwrócona w przestrzeń, gdzie utworzy kolejne pokolenie gwiazd o większej zawartości ciężkich
pierwiastków.
Z wyjątkiem Słońca oraz (przez krótki czas) niektórych supernowych gwiazdy można obserwować z powierzchni Ziemi jedynie na nocnym niebie, gdyż wtedy nie przyćmiewa ich wówczas rozproszone w atmosferze światło
słoneczne. Najlepiej widocznym na
sferze niebieskiej gwiazdom od dawna nadawano nazwy i łączono je w gwiazdozbiory. Astronomowie pogrupowali gwiazdy oraz inne ciała niebieskie w katalogi astronomiczne, które zapewniają ujednolicone nazewnictwo.
AIA 0304
AIA 0335
Słońce
AIA 0717
Gdy gwiazda wyczerpie 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.
Jeżeli zawierała się ona pomiędzy 0,08–8 M☉ 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☉). Biały karzeł ma
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.
Gwiazda o masie początkowej z przedziału 0,08–0,4 M☉ staje się białym karłem stopniowo, bez żadnych przejściowych gwałtownych etapów. Jeżeli jednak jest cięższa od 0,4 M☉ (lecz lżejsza od 8 M☉), zanim przeobrazi się w białego karła, traci
zewnętrzne powłoki, dające początek mgławicy planetarnej.
W gwiazdach o masie przekraczającej 8 M☉ 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 gwałtownie się zapada. 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.
M☉ - Masa Słońca
Strona o astronomii oraz astrofizyce. Znajdziesz na niej informacje takie jak - czym jest kosmos, czym jest astronomia oraz podstrony na tematy związane z astromomią, takie jak planety, gwiazdy, galaktyki, supernowe, czy czarne dziury.