GWIAZDY, obiekty astr., do których należy Słońce - kule gazowe o masach nie przekraczających kilkudziesięciu mas Słońca i przynajmniej przez część swej ewolucji świecące w wyniku reakcji termojądr. (zwł. przemiany wodoru w hel) zachodzących w ich wnętrzach. Gołym okiem można dostrzec na niebie ok. 6000 gwiazd należących do naszej Galaktyki, do której należy Słońce. Blask gwiazd może się znacznie zmieniać (gwiazdy zmienne, np. nowe, supernowe). Odległości gwiazd są wyznaczane na podstawie pomiaru ich paralaks rocznych lub też porównania ich jasności absolutnej i obserwowanej; najbliższą gwiazdą (prócz Słońca) jest Proxima Centauri (4,3 lat świetlnych). Masy gwiazd wyznaczane na podstawie III prawa Keplera z ruchów gwiazd podwójnych, są zawarte w granicach od kilku setnych do kilkudziesięciu mas Słońca. Pod względem wielkości rozróżnia się nadolbrzymy (promienie do 1000 razy większe od promienia Słońca), olbrzymy, karły (do których należy Słońce), białe karły (promień porównywalny z promieniem Ziemi), gwiazdy neutronowe (promień kilkanaście-kilkadziesiąt km); gwiazdy te różnią się bardzo między sobą średnią gęstością (); np. Antaresa (nadolbrzym) wynosi 10-6 ( - średnia gęstość Słońca), Arktura (olbrzym) - 4 Ą 10-4 , Syriusza B (biały karzeł) - ok. 105, gwiazdy neutronowej - ok. 1012. Temperatura powierzchniowa określa wygląd widma (gwiazd widmowa klasyfikacja) oraz barwę gwiazd; dla gwiazd ciągu gł. na diagramie Hertzsprunga-Russella zawiera się w granicach od poniżej 3000 K do ok. 50 000 K. Większość gwiazd występuje w galaktykach, w których część z nich tworzy gromady (gwiazd gromady).

Ewolucja gwiazd, ciąg zmian w strukturze gwiazd, zachodzących w czasie ich istnienia. Przyczyną ewolucji gwiazd jest zmiana składu chem. materii w wyniku reakcji termojądr., stanowiących źródło energii promieniowanej przez gwiazdy. Przebieg i szybkość zmian ewolucyjnych zależą gł. od masy gwiazd. Gwiazdy powstają najprawdopodobniej w wyniku samograwitacyjnego kurczenia się obłoków materii międzygwiazdowej; po zakończeniu procesu kontrakcji, tzn. po osiągnięciu przez protogwiazdę stanu równowagi hydrostat. i termicznej, w gwiazdach o masach większych od 0,08 masy Słońca rozpoczyna się termojądr. przemiana atomów wodoru w atomy helu, tzw. spalanie wodoru. Czas trwania tej fazy, zw. fazą ciągu głównego (gdyż gwiazda znajduje się wówczas na ciągu głównym na diagramie Hertzsprunga-Russella), zależy w dużym stopniu od początkowej masy gwiazd i zawiera się w granicach od ok. 10 mln lat dla gwiazd o masie ok. 1,5 masy Słońca do ponad 10 mld lat dla gwiazd o masach Słońca. Po wyczerpaniu się wodoru we wnętrzu dalsza ewolucja gwiazd przebiega znacznie szybciej. Jądro gwiazdy kurczy się i ogrzewa, części zewn. natomiast rozszerzają się i stygną; gwiazda wchodzi w fazę czerwonego olbrzyma. Głównym źródłem energii jest spalanie wodoru w cienkiej warstwie otaczającej helowe jądro. Dalsze losy gwiazdy zależą od jej masy; gwiazdy o masach mniejszych od ok. 2 mas Słońca pozostają w tej fazie przez dłuższy czas, dopóki masa jądra helowego nie osiągnie kryt. wartości ok. 0,48 mas Słońca; temperatura w jej wnętrzu osiąga wówczas wartość rzędu 100 mln K, wystarczającą do zapoczątkowania reakcji przemiany helu w węgiel i tlen. Po wyczerpaniu helu w jądrze, tlenowo-węglowe jądro kurczy się jeszcze bardziej, a otoczka rozszerza się, gwiazda wchodzi w krótką fazę mgławicy planetarnej. W gwiazdach o masach mniejszych od ok. 0,7 masy Słońca nie występuje zapalanie się helu w jądrze i gwiazdy te bezpośrednio przechodzą w stadium mgławicy planetarnej; po wyczerpaniu reszty zapasów paliwa jądr., jądro mgławicy planetarnej zaczyna stygnąć, przechodząc w fazę białego, a następnie czarnego karła; czas stygnięcia jest b. długi, rzędu mld lat. W gwiazdach o masach większych od ok. 2,5 mas Słońca po zakończeniu fazy ciągu gł. zapala się hel w jądrze i gwiazdy pozostają w fazie czerwonego olbrzyma aż do chwili utworzenia jądra węglowo-tlenowego. Jeżeli masa gwiazdy jest mniejsza od ok. 8 mas Słońca, jądro węglowe zapala się gwałtownie po osiągnięciu masy ok. 1,4 masy Słońca; gwiazda wchodzi w krótką fazę supernowej; otoczka gwiazdy rozprasza się w przestrzeni, a jądro zapada się, tworząc gwiazdę neutronową. W gwiazdach o masach początkowych większych od ok. 8 mas Słońca najpierw zapala się węgiel, a następnie tlen, neon, magnez, krzem i nikiel; końcowym produktem jest jądro żelaza, które z braku dalszych źródeł energii termojądr. gwałtownie zapada się grawitacyjnie, wytwarzając prawdopodobnie czarną dziurę, warstwy zewn. natomiast ekspandują w wybuchu b. jasnej supernowej. Końcowe stadia ewolucji gwiazd nie są jeszcze dobrze poznane; dokładniejszego badania wymagają również procesy utraty materii w fazie czerwonego olbrzyma.

Gwiazdy magnetyczne, karły typów widmowych B, A i F mające silne pola magnet. o indukcji rzędu 0,1 tesli i większej; w ich atmosferach występują duże - w stosunku do Słońca - nadwyżki niektórych pierwiastków ciężkich; wykazują zmiany obserwowanych charakterystyk z okresem rotacji; wśród najchłodniejszych gwiazd magnetycznych wykryto regularne zmiany blasku o małej (rzędu 1% lub mniej) amplitudzie i krótkich (ok. 10 min) okresach, będące przypuszczalnie wynikiem pulsacji nieradialnych.

Gwiazdy neutronowe, gwiazdy o b. dużych gęstościach (ponad 1015 g/cm3), w których wnętrzach, wskutek oddziaływań między protonami i elektronami, doszło do przekształcenia się ich w neutrony, a przy gęstościach rzędu 1020 g/cm3 - do utworzenia się hiperonów; teoret. modele gwiazd neutronowych przewidują, iż ich promienie mogą zawierać się w granicach 10-100 km, a masy nie mogą przekraczać ok. 2 mas Słońca; z powodu dużej gęstości gwiazd neutronowych do opisu ich budowy należy stosować ogólną teorię względności; gwiazdy neutronowe są prawdopodobnie ostatnim etapem ewolucji gwiazd o masach większych od ok. 3 mas Słońca (po odrzuceniu przez nie części zewn.); przypuszcza się, że gwiazdami neutronowymi są odkryte 1967 pulsary.

Gwiazdy Wolfa?Rayeta [gwiazdy w. rejeta], gwiazdy o b. dużych temperaturach powierzchniowych (ok. 50 tys. K) i stosunkowo dużych jasnościach absolutnych (-2m do -4m), charakteryzujące się obecnością w widmie linii emisyjnych wodoru i helu oraz, niekiedy - węgla i azotu; mają rozległe atmosfery, z których następuje wypływ materii z dużymi prędkościami (ok. 2000 km/s). Prawdopodobnie gwiazdy te odpowiadają późnym stadiom ewolucji gwiazd masywnych, poprzedzającym stadium białego karła; pierwsze gwiazdy tego typu odkryli astronomowie fr.: Ch.J.E. Wolf i G.A.P. Rayet.

Gwiazdy zmienne, gwiazdy o zmiennej jasności; dzielą się na gwiazdy zaćmieniowe (gwiazdy podwójne) i gwiazdy zmienne fizycznie, w których zmiany blasku (i towarzyszące im zwykle zmiany innych cech gwiazdy) są wynikiem powierzchniowych lub wewn. procesów fiz.; do gwiazd zmiennych fizycznie zalicza się: gwiazdy wybuchowe (nowe, supernowe), gwiazdy pulsujące, gwiazdy rozbłyskowe, a także gwiazdy typu T Tauri, będące gwiazdami b. młodymi, w stadium kurczenia się (na diagramie Hertzsprunga-Russella przesuwają się na ciąg główny. Gwiazdy pulsujące, są gwiazdami zmiennymi, w których zmiany jasności są związane z okresowym pęcznieniem i kurczeniem się gwiazdy sferycznej (pulsacje radialne) lub okresową zmianą kształtu gwiazdy (pulsacje nieradialne). Najważniejsze typy gwiazd pulsujących radialnie to cefeidy, gwiazdy typu RR Lyrae i gwiazdy typu ? Scuti. Cefeidy klas. (typu ? Cephei) są to b. jasne nadolbrzymy typów widmowych F, G i K, zmieniające blask z okresami od ok. 1 do 100 dni i z amplitudą do 2 wielkości gwiazdowych; są gwiazdami skrajnej populacji I o masach powyżej 3 mas Słońca; ścisła zależność istniejąca między jasnościami absolutnymi cefeid i ich okresami zmian służy do wyznaczania odległości do układów gwiazdowych, w których się one znajdują. Charakterystyki obserwacyjne podobne do cefeid klas. mają cefeidy populacji II (typu W Virginis) o masach równych 0,5-0,8 masy Słońca. Gwiazdy pulsujące typu RR Lyrae są olbrzymami o masach równych 0,5-0,7 masy Słońca, typu widmowego A, o okresach zmian ok. 0,2-1 doby oraz amplitudach równych 0,5-2 wielkości gwiazdowych; wszystkie mają niemal jednakowe jasności absolutne (ok. 100 razy większe od Słońca), co pozwala na wykorzystanie ich do wyznaczania odległości, podobnie jak w przypadku cefeid; są gwiazdami skrajnej populacji II i często występują w gromadach kulistych. Gwiazdy pulsujące typu ? Scuti są gwiazdami ciągu gł. typu widmowego A, o okresach zmian ok. 0,55 h i amplitudach mniejszych niż 0,9 wielkości gwiazdowej; mają masy ok. 2 mas Słońca. Do gwiazd pulsujących radialnie należą też chłodne gwiazdy typu Mira Ceti - tzw. Miry, RV Tauri i R Coronae Borealis; wszystkie one mają długie (sięgające paru lat), nieregularne okresy zmian i znaczne amplitudy zmian blasku. Gwiazdy pulsujące nieradialnie to m.in. gwiazdy typu ß Cephei (albo ß Canis Maioris); są to podolbrzymy typu widmowego B z okresami zmian 2-8 h i amplitudami mniejszymi od 0,1 wielkości gwiazdowej; mają masy nieco mniejsze niż 10 mas Słońca i są zapewne w stadium ewolucyjnym tuż po wypaleniu wodoru w jądrze. Nieradialnie pulsują też niektóre gwiazdy magnetyczne i niektóre białe karły (typu ZZ Ceti); wszystkie one mają krótkie (rzędu minut) okresy i małe (mniej niż parę procent) amplitudy zmian. Gwiazdy rozbłyskowe są to gwiazdy zmienne typu UV Ceti, karły typów widmowych K i M, rozbłyskujące nieregularnie co pewien czas na ok. kilka minut, z amplitudami od paru setnych do kilku wielkości gwiazdowych; przypuszcza się, że gwiazdy rozbłyskowe są to młode, szybko rotujące i b. aktywne (słoneczna aktywność) gwiazdy o masach ok. 0,5 masy Słońca; obserwowane rozbłyski są zapewne zachodzącymi na znacznie większą skalę rozbłyskami chromosferyczo-koronalnymi.