Gwiazda

Gwiazda – 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.
Informacje o gwiazdach uzyskuje się głównie poprzez analizę docierającego z nich promieniowania elektromagnetycznego. Ich głównymi parametrami są temperatura powierzchni oraz jasność absolutna. Wykres klasyfikujący gwiazdy na podstawie tych dwóch wielkości nosi nazwę diagramu Hertzsprunga-Russella (H-R). Podobne obiekty znajdują się na nim blisko siebie. Na jego podstawie można ustalić masę, wiek, skład chemiczny oraz inne cechy gwiazd. Masa gwiazdy stanowi główną determinantę przebiegu jej ewolucji oraz sposobu, w jaki zakończy swe życie. Innymi czynnikami są zawartość pierwiastków cięższych od helu oraz bliskość innych ciał o dużej masie (szczególnie takich, które mogą zasilać gwiazdę materią). Inne parametry, takie jak średnica, prędkość obrotu wokół własnej osi, sposób poruszania się oraz temperatura, wynikają z dotychczasowej ewolucji.
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.
Wiele gwiazd, choć nie większość, jest związanych grawitacyjnie z innymi, tworząc układy podwójne lub wielokrotne, w których owe ciała niebieskie poruszają się wokół siebie. W ciasnych układach podwójnych, gdzie oba składniki krążą w małej odległości, ich wzajemne oddziaływanie może istotnie wpływać na przebieg ich ewolucji. Gwiazdy nie są jednorodnie rozłożone we Wszechświecie, większość z nich wchodzi w skład struktur utrzymywanych dzięki sile grawitacji, takich jak gromady czy galaktyki.
Rozgwieżdżone niebo inspirowało prace wielu poetów, pisarzy, filozofów oraz muzyków. Niejednokrotnie bezpośrednio angażowali się oni w prowadzenie badań astronomicznych.

context: W gwiazdach o masie 0,8 M☉ do około 2 M☉, po sekwencji głównej, elektrony w helowym jądrze są częściowo zdegenerowane, fuzja wodoru w hel zachodzi w cienkiej warstwie wokół jądra. Intensywność wydzielania energii rośnie, wzrasta jasność gwiazdy. Jądro helowe rozrasta się, dochodzi w nim do całkowitej degeneracji elektronów, ograniczającej zapadanie się jądra. Zewnętrznie gwiazda przechodzi przez fazę podolbrzyma i rozrasta się do czerwonego olbrzyma. Na tym etapie jasność, promień i inne parametry gwiazdy nie zależą od masy gwiazdy, ale od masy helowego rdzenia. Gdy helowy rdzeń osiągnie masę około 0,45 M☉ i temperaturę 100 mln K następuje gwałtowna fuzja helu w węgiel określana jako błysk helowy. Energia generowana przez reakcję 3α powoduje wzrost energii plazmy, czyli jej temperatury, elektrony przestają być zdegenerowane, dlatego ekspansja jądra jest znikoma. Duża energia wytworzona w centrum gwiazdy sprawia, że staje się ono konwektywne, zatem energia uwalniana w błysku helowym jest transportowana do krawędzi rdzenia, gdzie jest pochłaniana przez ekspansję otaczających niezdegenerowanych warstw. Energia błysku nie dociera do powierzchni gwiazdy. Zmniejsza się szybkość spalania wodoru w powłoce, co skutkuje zmniejszeniem jasności gwiazdy i wzrostem jej temperatury powierzchniowej, gwiazda przechodzi do tzw. ramienia poziomego. Po powrocie do stanu równowagi gwiazda spala hel w powłoce wokół jądra oraz wodór w cienkiej zewnętrznej powłoce, jej jasność rośnie i wraca na gałąź olbrzymów, jest określana jako gwiazda AGB. Spalanie helu i wodoru w cienkich warstwach jest niestabilne, niektóre gwiazdy tego typu drgają, zmieniając cyklicznie jasność, są one zaliczane do Cefeid. Gwiazda na tym etapie traci w dużym tempie zewnętrzne powłoki. Po wypaleniu helu i rozwianiu wodoru z atmosfery zwiększa się temperatura powierzchni gwiazdy i przechodzi ona do ostatnich etapów swego życia.
qas: question: Gdzie w obrębie tych ciał niebieskich o masie 0,8 masy słońca do około 2 mas słońca wodór łączy się z helem?
answers: text: w cienkiej warstwie wokół jądra
answer_end: 178
generative_answer: w cienkiej warstwie wokół jądra

question: Co wpływa na poziom jasności gwiazdy, kiedy zmienia się w czerwonego olbrzyma?
answers: text: masy helowego rdzenia
answer_end: 567
generative_answer: masa helowego rdzenia

question: W jakich okolicznościach dochodzi do reakcji nazywanej błyskiem helowym?
answers: text: Gdy helowy rdzeń osiągnie masę około 0,45 M☉ i temperaturę 100 mln K
answer_end: 637
generative_answer: Gdy helowy rdzeń osiągnie masę około 0,45 M☉ i temperaturę 100 mln K

question: Do czego prowadzi spadek tempa spalania wodoru w powłoce?
answers: text: zmniejszeniem jasności gwiazdy i wzrostem jej temperatury powierzchniowej
answer_end: 1303
generative_answer: zmniejszenia jasności gwiazdy i wzrostu jej temperatury powierzchniowej

question: Jak nazywa się gwiazdy spalające nierówną ilość helu i wodoru?
plausible_answers: text: Cefeid
answer_end: 1700
generative_answer: Cefeid