Ciało niebieskie – skupisko związanej grawitacyjnie plazmy będące w równowadze hydrostatycznej, przez przynajmniej część swojej ewolucji emitujące promieniowanie elektromagnetyczne w wyniku reakcji syntezy termojądrowej (przede wszystkim wodoru w hel); najbliższą i najlepiej znaną gwiazdą jest Słońce. Słowo gwiazda jest pochodzenia litewsko-słowiańskiego, a pierwotnie oznaczało „światło” (w języku pruskim). W języku greckim gwiazda to αστρον (astron).

Na całym niebie można dostrzec gołym okiem około 6000 gwiazd należących do Drogi Mlecznej. Gwiazdy na niebie od dawna łączone były w gwiazdozbiory. Oficjalnej klasyfikacji dokonała w 1928 roku Międzynarodowa Unia Astronomiczna (IAU), wyróżniając 88 współczesnych gwiazdozbiorów.

Większość gwiazd we Wszechświecie występuje w galaktykach, w których część gwiazd tworzy gromady (kuliste lub otwarte). Typowa galaktyka zawiera setki miliardów gwiazd.

Gwiazdy w galaktykach są rozmieszczone zasadniczo na dwa sposoby: płasko (w pobliżu płaszczyzny galaktyki) lub sferycznie (o niewielkiej koncentracji w płaszczyźnie galaktyki). W rzeczywistości podział ten nie jest sztywny i można wyodrębnić dodatkowe podgrupy.

Z rozmieszczeniem gwiazd w przestrzeni galaktycznej wiąże się skład chemiczny ich atmosfer. Gwiazdy podsystemu sferycznego są zwykle ubogie w pierwiastki cięższe od helu (gwiazdy II populacji) i są to na ogół gwiazdy starsze. Natomiast gwiazdy podsystemu płaskiego zawierają więcej pierwiastków cięższych od helu (gwiazdy I populacji) i zazwyczaj są gwiazdami młodszymi.

Większość gwiazd występuje w układach wielokrotnych – ściśle związana grawitacyjnie z jednym lub większą ilością towarzyszów.

Rozmiary, masa, odległość

Rozmiary gwiazd wahają się od kilkunastu kilometrów do setek promieni Słońca. Średnice największych nadolbrzymów sięgają nawet kilkuset średnic Słońca, natomiast białe karły mają średnice porównywalną ze średnicą Ziemi. Gwiazdy neutronowe z kolei mają średnice rzędu 10 km.

Najbardziej masywną znaną gwiazdą jest eta Carinae, o masie 100–150 mas Słońca. Istnieją sugestie, że maksymalna możliwa masa gwiazd jest rzędu 150 mas Słońca. Najmniejszą znaną gwiazdą, w której zachodzi synteza termojądrowa, jest AB Doradus C, towarzysz AB Doradus A – jej masa to tylko 93 masy Jowisza. Masy gwiazd mogą być wyznaczane na podstawie III prawa Keplera i ruchów gwiazd podwójnych.

Odległości do gwiazd są wyznaczane na podstawie pomiaru ich paralaks rocznych lub na podstawie porównania ich jasności absolutnej i obserwowanej. Najbliższą nam gwiazdą (oprócz Słońca) jest Proxima (alfa Centauri) – odległość do niej to 39,9 Pm (petametrów) czyli 4,2 ly (lat świetlnych) lub 1,3 ps (parseków). Światło z tej gwiazdy biegnie więc trochę ponad 4 lata by dotrzeć do Ziemi.

Klasyfikacja gwiazd

Temperatura w fotosferze gwiazdy jest głównym czynnikiem określającym wygląd jej widma oraz barwę; zazwyczaj mieści się w granicach 3000 – 100 000 K. Najczęściej używana klasyfikacja gwiazd (typy spektralne Morgana-Keenana) zaczyna się od dużych, gorących, i jasnych gwiazd – typ O. Kończy się na gwiazdach klasy M.

Rozróżnia się klasy O,B,A,F,G,K,M,R, oraz N. Ciąg ten można łatwo zapamiętać dzięki akronimowi: „Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now”.

Każda z klas ma swoje 9 podklas. Słońce należy do klasy G2. Większość gwiazd leży w ciągu głównym, opisującym najbardziej powszechną zależność jasności gwiazdy od jej typu spektralnego na diagramie Hertzsprunga-Russella.

Budowa gwiazd

Warstwy zewnętrzne gwiazd noszą nazwę atmosfery gwiazdy. Większość informacji o gwiazdach uzyskiwana z badań promieniowania widzialnego odnosi się do najgłębszej warstwy ich atmosfery, fotosfery, z której to promieniowanie dociera bezpośrednio do obserwatora.

Energia może być transportowana z wnętrza gwiazdy do jej atmosfery przez konwekcję lub promieniowanie. W pierwszym wypadku (równowaga konwektywna) występują w gwiazdach ruchy gazu: cieplejszy gaz wznoszony jest w górę, natomiast zimniejszy opada w dół. W ten sposób energia, pobierana z niższych, gorętszych warstw, unosi się wraz z materią i jest dostarczana do warstw górnych. Tam gdzie nie występują pionowe ruchy materii, energia jest przenoszona na drodze promieniowania (równowaga promienista) – emitowana w warstwach dolnych, płynie w formie promieniowania elektromagnetycznego ku górze, ulegając rozpraszaniu, absorpcji, i powtórnej emisji (w innych długościach fali) na jonach i elektronach w kolejnych warstwach gwiazdy.

Ciekawostką jest to, że Słońce zawiera więcej pierwiastków cięższych od helu (zwanych przez astronomów metalami) niż najmłodsze gwiazdy I populacji. Atmosfery gwiazd podwójnych, zwłaszcza w tak zwanych ciasnych układach podwójnych, w których odległość między składnikami jest porównywalna z ich średnicami, są znacznie zniekształcone wskutek oddziaływań przypływowych. Niekiedy dochodzi nawet do przepływu materii z jednego składnika na drugi lub do wytworzenia wspólnej atmosfery otaczającej obie gwiazdy.

Ewolucja gwiazd

Ewolucja gwiazd rozpoczyna się z chwilą wyodrębnienia się globul z materii międzygwiazdowej. Po wstępnym okresie grawitacyjnego kurczenia się powstaje protogwiazda, która świeci energią termiczną. Następnie gęstość osiąga wartość krytyczną do rozpoczęcia termojądrowej syntezy helu (z wodoru) i gwiazda znajduje się na ciągu głównym na diagramie H-R.

Tempo spalania wodoru zależy przede wszystkim od masy gwiazdy, ale po pewnym czasie wodór we wnętrzu każdej gwiazdy się kończy. Następuje to tym szybciej im większa jest gwiazda.

Przez większą cześć swojej ewolucji, gwiazda produkuje energię właśnie w procesie przemiany wodoru w hel. Uwolnione w tej reakcji pozytony ulegają anihilacji w wyniku spotkania swobodnych elektronów. Powstałe przy okazji neutrina, odznaczające się niezwykle wysoką przenikliwością, szybko opuszczają gwiazdę – są to jedyne cząstki docierające do obserwatora z jąder gwiazd.

Jeżeli gwiazda jest wystarczająco masywna, w jej wnętrzu może wytworzyć się dostatecznie wysoka temperatura by doszło do kolejnego stadium reakcji termojądrowych – syntezy węgla, i dalej do kolejnych, jeszcze cięższych pierwiastków.

W zależności od masy początkowej protogwiazdy, jej ewolucja może przebiegać na kilka sposobów (zaczynając od najmniej masywnych):

protogwiazda -> brązowy karzeł

protogwiazda -> czerwony karzeł -> biały karzeł

protogwiazda -> gwiazda ciągu głównego -> 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 gwiazdy gwiazdy Słońce