Słońce, najbliższa Ziemi gwiazda, w dalekim ultrafiolecie.

Większość gwiazd jest tak odległa od Ziemi, że są one widoczne jedynie jako punkty światła, choć w rzeczywistości osiągają średnice rzędu milionów kilometrów. Na zdjęciu: Chmura gwiazd Strzelca, fragment Ramienia Strzelca Drogi Mlecznej.

Gwiazda – kuliste ciało niebieskie stanowiące skupisko powiązanej grawitacyjnie materii w stanie plazmy bądź zdegenerowanej. Przynajmniej przez część swojego istnienia gwiazda w sposób stabilny emituje powstającą w jej jądrze w wyniku procesów syntezy jądrowej atomów wodoru energię w postaci promieniowania elektromagnetycznego, w szczególności światło widzialne. Gwiazdy zbudowane są głównie z wodoru i helu, prawie wszystkie atomy innych cięższych pierwiastków znajdujące się we Wszechświecie powstały w efekcie zachodzących w nich przemian jądrowych lub podczas wieńczących ich istnienie wybuchów.

Gwiazda powstaje wskutek kolapsu obłoku molekularnego – chmury materii złożonej w większości z wodoru, a także helu oraz śladowych ilości cięższych pierwiastków. Gdy jądro gwiazdy osiągnie dostatecznie dużą gęstość, rozpoczyna się proces stopniowej zamiany składającego się nań wodoru w hel na drodze stabilnych reakcji fuzji jądrowej. Pozostała część materii gwiazdy przenosi energię wyzwalaną w tym procesie z jądra w przestrzeń kosmiczną za pomocą procesów transportu promieniowania oraz konwekcji. Powstałe w ten sposób ciśnienie wewnętrzne zapobiega dalszemu zapadaniu się tworzącej gwiazdę materii pod wpływem grawitacji. Gdy wodór w jądrze ulegnie wyczerpaniu, gwiazdy o masie równej przynajmniej 0,4 masy Słońca znacznie się powiększają i ulegają przeobrażeniu w czerwone olbrzymy, które w niektórych przypadkach zdolne są spalać cięższe pierwiastki bezpośrednio w jądrze bądź w powłokach je otaczających. Gwiazda rozpoczyna wtedy ewolucję do formy zdegenerowanej, zwracając część swojej materii składowej w przestrzeń, gdzie utworzy ona kolejne pokolenie gwiazd o większej zawartości ciężkich pierwiastków.

Astronomowie mogą ustalić masę, wiek, skład chemiczny oraz wiele innych cech gwiazdy, badając jej spektrum, jasność oraz drogę, jaką przebywa w przestrzeni kosmicznej. Masa gwiazdy stanowi główną determinantę procesu jej ewolucji oraz sposobu, w jaki zakończy ona swe życie. Inne parametry gwiazdy, takie jak średnica, prędkość obrotu wokół własnej osi, sposób poruszania się oraz temperatura, określa się na podstawie jej dotychczasowej ewolucji. Wykres zależności pomiędzy temperaturami gwiazd a ich jasnością nosi nazwę diagramu Hertzsprunga-Russella (H-R) i pozwala oszacować wiek gwiazdy oraz określić stadium życia, w którym się ona znajduje.

Z wyjątkiem najbliższej naszej planecie gwiazdy – Słońca – oraz niektórych supernowych, gwiazdy można obserwować z powierzchni Ziemi jedynie na nocnym niebie, gdyż wtedy nie przyćmiewa ich Słońce. Najlepiej widocznym na sferze niebieskiej gwiazdom od dawna nadawano różne nazwy, łączono je także w gwiazdozbiory. Astronomowie pogrupowali gwiazdy oraz inne ciała niebieskie w katalogi astronomiczne, które zapewniają ujednolicone nazewnictwo tych obiektów.

Wiele gwiazd, choć nie większość, jest związanych grawitacyjnie z innymi, tworząc układy podwójne lub wieloskładnikowe układy gwiazd, w których owe ciała niebieskie poruszają się wokół siebie po w miarę stabilnych orbitach. W ciasnych układach podwójnych, gdzie dwie gwiazdy krążą w małej odległości, ich wzajemne oddziaływanie może istotnie wpływać na przebieg procesów ich ewolucji. Gwiazdy nie są jednorodnie rozrzucone we Wszechświecie, lecz wchodzą w skład dużych 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.

Obserwacja nocnego nieba[]

Droga Mleczna widziana z Ziemi. Rozdzielający ją długi ciemny pas to Wielka Szczelina – kompleks pyłowych obłoków gwiazdotwórczych odległy od naszej planety o około 300 lat świetlnych. Uniemożliwia on bezpośrednią obserwację Centrum Galaktyki w zakresie światła widzialnego. Na zdjęciu dostrzec można także Trójkąt letni, asteryzm charakterystyczny dla nieba letniego na półkuli północnej oraz, na samym dole, Perseidy.

Najbliższą i najlepiej widoczną z Ziemi gwiazdą jest Słońce. Znajduje się ono w centrum Układu Słonecznego, w średniej odległości 150 milionów kilometrów od naszej planety. Jego bliskość sprawia, że na półkuli, którą akurat oświetla, występuje znaczne rozproszenie światła na cząsteczkach powietrza, przez co inne gwiazdy zostają przyćmione i nie są widoczne. Próby obserwacji Słońca gołym okiem bez specjalistycznych przyrządów mogą prowadzić do nieodwracalnego uszkodzenia wzroku.

Terminu "gwiazda" najczęściej jednak używa się w odniesieniu do innych ciał niebieskich o podobnych do Słońca właściwościach, lecz dużo bardziej oddalonych. Gdy pozwalają na to warunki pogodowe, czyli nocne niebo nie jest zachmurzone ani zamglone i nie występuje znaczne zanieczyszczenie świetlne, są one widoczne na nim jako różnokolorowe, migoczące z uwagi na wpływ ziemskiej atmosfery, nieruchome w stosunku do siebie nawzajem i innych obiektów na niebie (z wyjątkiem ciał Układu Słonecznego) świetliste punkty.

Gwiazdy wykazują wysoki stopień zróżnicowania pod względem jasności obserwowanej. Za ten stan rzeczy odpowiada duża różnorodność zarówno wśród dzielących nas od nich odległości, jak i wśród ich wielkości absolutnych. Wielka gwiazda może być dziesiątki tysięcy razy jaśniejsza od mało masywnej, przykładowo jedna z najbliższych Ziemi gwiazd, alfa Centauri, jest dopiero trzecią najjaśniejszą gwiazdą na niebie, najjaśniejszą zaś jest leżący ponad dwa razy dalej Syriusz. Drugą najjaśniejszą gwiazdą nieba jest Kanopus, żółty nadolbrzym 70 razy bardziej odległy od Ziemi niż alfa Centauri, ale 20 000 razy od niej jaśniejszy.

Gołym okiem można, przy sprzyjających warunkach pogodowych, dostrzec około 3-4 tysiące gwiazd, dokładna ich liczba zależy od czasu i miejsca obserwacji − regiony nieba o największym zagęszczeniu gwiazd położone są w okolicach Drogi Mlecznej. Niebo na półkuli północnej jest bardziej rozgwieżdżone zimą, niż latem, mimo że to w lecie znajduje się na nim Centrum Drogi Mlecznej. Najwięcej gwiazd można obserwować z półkuli południowej, szczególnie latem. Kierując wzrok w stronę Centrum Galaktyki, można dostrzec mniej gwiazd, niż gdy spoglądamy w przeciwnym kierunku. Istnieją trzy podstawowe przyczyny tej pozornej sprzeczności. Po pierwsze, półkula południowa jest co prawda zwrócona w kierunku przeciwnym do Centrum Galaktyki, lecz za to w stronę Pasa Goulda, przypominającego kształtem łuk dużego zbioru setek młodych, jasnych gwiazd. Drugim czynnikiem jest nasze położenie na wewnętrznym brzegu Ramienia Oriona − tworzące je obiekty leżą stosunkowo blisko, więc spora ich część jest łatwo widoczna w kierunku przeciwnym do Centrum Galaktyki, dla odmiany ramię położone bliżej Centrum − Ramię Strzelca − dzieli od nas kilka tysięcy lat świetlnych. Trzeci czynnik to obecność na północnym niebie licznych pobliskich ciemnych mgławic, kryjących duże regiony gwiazdotwórcze naszego ramienia spiralnego, takie jak kompleksy mgławic w Cefeuszu czy Łabędziu.

Instrumenty obserwacyjne[]

Refraktor apochromatyczny fluorytowy.

Współcześnie do obserwacji gwiazd używa się szeregu specjalistycznych przyrządów:

Ludzkie oko w obserwacji zastąpiły nośniki trwale rejestrujące obraz, początkowo były to płyty fotograficzne, obecnie są to najczęściej cyfrowe matryce CCD.

Najważniejszym osiągnięciem w dziedzinie eliminowania powodowanych przez atmosferę ziemską zakłóceń jest zastosowanie układów optyki adaptatywnej. Pozwalają one w przypadku największych teleskopów, takich jak Large Binocular Telescope czy należący do Europejskiego Obserwatorium Południowego Very Large Telescope, osiągać zdolność rozdzielczą przewyższającą możliwości Teleskopu Hubble'a (lecz nie dorównują mu w dalszym ciągu pod względem pola widzenia). Istnieją jednak obszary obserwacji, które bezwzględnie wymagają wyniesienia teleskopów w przestrzeń kosmiczną. W szczególności całkowita nieprzezroczystość atmosfery dla promieniowania rentgenowskiego i gamma powoduje, że teleskopy prowadzące badania w tych zakresach są umieszczane wyłącznie poza Ziemią.