Słowo gwiazda jest pochodzenia litewsko-słowiańskiego i pierwotnie oznaczało światło (w języku pruskim). W języku greckim gwiazda to αστρον (astron) , w łacińskim "stella" bądź "sidus".

Gwiazda to ciało niebieskie będące skupiskiem związanej grawitacyjnie materii, w której zachodzą reakcje syntezy jądrowej. Sagitarius.jpg 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 helu.

Najbliższa nam gwiazda poza Słońcem, to Proxima (niewidoczna gołym okiem gwiazda związana grawitacyjnie z jasną gwiazdą alfa Centauri), odległa o 39,9 Pm (petametrów) = 4,2 l.y. (lat świetlnych, 1 l.y. = 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 Wszechświata (13,7 miliarda lat). Ich rozmiar zmienia się od kilkunastu kilometrów dla gwiazd neutronowych, do nawet 1000 promieni Słońca w przypadku nadolbrzymów takich, jak Gwiazda Polarna (Polaris) czy Betelgeuse w gwiazdozbiorze Oriona. Najbardziej masywną znaną gwiazdą jest Eta Carinae z masą około 100-150 mas Słońca (istnieją sugestie, że maksymalna masa gwiazd jest rzędu 150 mas Słońca). Najmniejszą znaną gwiazdą w której zachodzi synteza termojądrowa jest AB Doradus C, towarzysz AB Doradus A, której masa jest równa tylko 93 masom Jowisza.

Wiele gwiazd jest związanych grawitacyjnie z innymi gwiazdami, tworząc układy podwójne, gromady gwiazd. Gwiazdy nie są jednorodnie rozrzucone we Wszechświecie, ale na ogół zgrupowane w galaktyki liczące od milionów do setek miliardów gwiazd. Wokół niektórych gwiazd krążą planety. Niektóre młode gwiazdy otoczone są dyskami protoplanetarnymi.

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 zapamiętać 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). W klasyfikacji gwiazd oprócz podania typu spektralnego podaje się również dodatkowo klasę jasności gwiazdy (klasy I do VII).

Słońce - najbliższa gwiazda

---

SOHOsun.jpg 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:$\backslash rho\_\{c\}\; =\; 9,0*10^\{4\}\; kg\; m^\{-3\}$ a ciśnienie:$P\_c\; =\; 1,65*10^\{16\}\; Pa$. Gwiazdy podobnego typu jak Słońce można uważać za idealny 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 miliardow lat
He	190	1,1	1 milion lat
C	740	240	12 000 lat
N	1 600	7400	12 lat
O	2100	16 000	4 lata
S/Si	3400	50 000	1 tydzień
żelazne jądro	10 000	10 000 000	-

Masa gwiazd jest najważniejszym czynnikiem 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

---

Plejady.jpg 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 Słońca → 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

Niektóre młode gwiazdy mogą wyrzucać strumień materii (dżet) i wtedy zalicza się je do obiektów typu Herbig-Haro. Masywne gwiazdy przechodzą przez stadium gwałtownej eksplozji obserwowanej 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.

Te ścieżki ewolucyjne mogą przebiegać inaczej, jeśli gwiazda należy do ciasnego układu podwójnego, w którym możliwy jest przepływ materii między towarzyszami.

Zobacz też

---

• diagram Hertzsprunga-Russella
• ewolucja gwiazd
• lista najjaśniejszych gwiazd w poszczególnych gwiazdozbiorach
• najbliższe gwiazdy
• najjaśniejsze gwiazdy
• przegląd zagadnień z zakresu astronomii

Często słowo gwiazda używa się w znaczeniu potocznym, nieastronomicznym:

• Gwiazda Poranna, Gwiazda Wieczorna
• Gwiazda Śmierci
• spadająca gwiazda

Astronomia

Звезда | Zvijezde | Estel | Hvězda | Seren | Stjerne | Stern | Täht (astronoomia) | Star | Estrella | Stelo | ستاره | Étoile | 항성 | Zvijezda | Stelo | Bintang | Stella | Stella | כוכב | ನಕ್ಷತ್ರ | Stella | Stär | Csillag (égitest) | Bintang | Sitialin | Ster (hemellichaam) | 恒星 | Stjerne | Estrela | Stea | Звезда | Star | Hviezda | Zvezda | Звезда | Tähti | Stjärna | ดาวฤกษ์ | 恒星