W wielu miejscach dostrzegamy na niebie zarówno gołym okiem, jak i przez lunety, gwiazdy podwójne, składające się z dwóch gwiazd blisko siebie położonych. Jednak gwiazdy grupują się nie tylko w pary, ale także znacznie większe zgrupowania.

W roku 1889 astronom amerykański E. C. Pickeringa zauważył, że w widmie jaśniejszego składnika wizualnie podwójnej gwiazdy Ursae Maurois A (Mizar) linie absorpcyjne występują czasem jako pojedyncze, a czasem jako rozdwojone. Ponieważ rozdwajanie linii w widmie Ursae Maurois A występowało w regularnych odstępach czasu, Pickeringa trafnie to wytłumaczył tym, że Ursae Maurois A jest gwiazdą podwójną ze składnikami położonymi tak blisko siebie, że nawet przez największe lunety nie możemy ich widzieć oddzielnie.

W wielu miejscach dostrzegamy na niebie zarówno gołym okiem, jak i przez lunety, gwiazdy podwójne, składające się z dwóch gwiazd blisko siebie położonych.

Gwiazdy grupować się mogą nie tylko w pary, ale mogą wchodzić w skład ugrupowań złożonych z większej liczby gwiazd.

Gdy kąt nachylenia orbity gwiazdy podwójnej względem płaszczyzny stycznej do sfery niebieskiej jest dostatecznie bliski 90o, to powierzchnia każdego ze składników układu podwójnego ulega w regularnych odstępach czasu częściowemu lub całkowitemu zasłonięciu, wskutek czego łączny blask układu podwójnego ulega osłabieniu.

Niektóre gwiazdy wykazują zmienne ruchy własne, z czego możemy słusznie wnioskować, że są one układami podwójnymi, zmienny zaś ich ruch własny jest odzwierciedleniem ruchu jaśniejszego składnika dookoła środka masy. Taki zmienny ruch własny zauważono po raz pierwszy u Syriusza.

Aby wyznaczyć względną orbitę gwiazdy podwójnej, należy znać jej współrzędne dla odstępu czasu porównywalnego z okresem obiegu gwiazdy dookoła wspólnego środka masy.

Podstawą obserwacyjną do wyznaczania elementów orbity gwiazd spektralnie podwójnej jest krzywa zmian prędkości radialnej, względnie dwie krzywe, jeżeli obserwujemy w widmie linie należące do obu składników.

Z krzywych zmian blasku gwiazd zaćmieniowych można obliczyć niektóre elementy orbitalne oraz dane fizyczne układu podwójnego, jakim jest gwiazda zaćmieniowa.

Gwiazdy zaćmieniowe dzieli się tradycyjnie na trzy grupy: a) gwiazdy typu Algola, b) gwiazdy typu beta Lyrae i c) gwiazdy typu W Ursae Maioris.

Obserwacje gwiazd wizualnie podwójnych dostarczają podstawowych informacji o masach gwiazd. Podobnie jak w przypadku wyznaczania mas planet, należy tu zastosować III prawo Keplera.

Obserwacje fotometryczne i spektralne wskazują na to, że gwiazdy świecą samoistnie i że są ciałami niebieskimi analogicznymi do Słońca. W celu poznawania przeto istoty gwiazd możemy posługiwać się tym samym sposobem rozumowania, jaki znajdował zastosowanie w przypadku Słońca, które może być uważane za gwiazdę o przeciętnych właściwościach.

Spośród parametrów charakteryzujących gwiazdę jednym z najważniejszych jest jej masa. Rozważania teoretyczne wskazują, że aby gwiazda była stabilna, musi być obdarzona dość znaczną masą. Masy gwiazd można obliczyć bezpośrednio jedynie w przypadku gwiazd podwójnych.

O promieniowaniu gwiazd możemy powiedzieć w zasadzie wszystko to co można powiedzieć o promieniowaniu Słońca. Zakładamy więc, że w gwiazdach stabilnych spełnione są warunki równowagi termodynamicznej, konieczne, aby można było stosować do promieniowania gwiazdowego prawa odnoszące się do promieniowania ciał doskonale czarnych.

Temperaturę gwiazd obliczamy przy założeniu, że gwiazdy promieniują jako ciała doskonale czarne. Problem temperatury gwiazd jest bardzo złożony zarówno od strony obserwacyjnej jak i teoretycznej.

Tylko jeden parametr fizyczny gwiazd, a mianowicie masa, zawarty jest w dość wąskich granicach. Pozostałe parametry, jak np. średnice gwiazd, ich temperatura i światłość przybierać mogą wartości zawarte w dużych przedziałach.

Dolnym ograniczeniem atmosfer gwiazdowych są warstwy wystarczająco przezroczyste, aby z nich mogła wydobywać się na zewnątrz energia promienista, dająca się bezpośrednio zaobserwować. Przejście od warstw wewnętrznych, skąd zupełnie nie dociera promieniowanie od atmosfery gwiazdowej, jest oczywiście stopniowe. Dolne jej piętro stanowi fotosfera, będąca źródłem promieniowania ciągłego.

Najistotniejsze informacje o stanie fizycznym atmosfer gwiazdowych otrzymujemy z analizy linii absorpcyjnych w widmach gwiazd. Jak wiadomo z fizyki szkolnej, każdej linii absorpcyjnej odpowiada przeskok elektronu z niższego poziomu energetycznego na wyższy. Na wyższym poziomie elektron przebywa bardzo krótko, po czym emituje pochłoniętą energię przechodząc na niższy poziom.

W wyniku analizy linii spektralnych w widmach gwiazd uzyskaliśmy już dość obszerne wiadomości o względnej zawartości różnych pierwiastków chemicznych w atmosferach gwiazdowych. Badania tego rodzaju rozpoczęły się na większą skalę w latach dwudziestych minionego stulecia, a jednym z pierwszych badaczy na tym polu była astronomka amerykańska Cecyliia Payne.

W drugiej połowie XIX wieku amerykański badacz J. Homer Lane i niemiecki fizyk A. Ritter zajęli się po raz pierwszy zagadnieniami związanymi z budową wnętrza gwiazd, podstawowe jednak znaczenie dla dalszego rozwoju badań w tym kierunku miała praca niemieckiego fizyka R. Emdena (1907) Kule gwiazdowe (Gaskugeln).

Choć badania Eddingtona otwierały drogę do rozwiązania podstawowego zagadnienia z astrofizyki, a mianowicie jak zbudowane są gwiazdy, jednak nie usuwały wielu trudności, które można było pokonać dopiero przez modyfikację niektórych założeń poczynionych przez Eddingtona. Dotyczyły one przede wszystkim składu chemicznego we wnętrzu gwiazdy.

Wiemy obecnie, że źródłem promieniowania gwiazd, a więc i Słońca są reakcje jądrowe, których jądra pierwiastków chemicznych cięższych budowane są z jąder pierwiastków lżejszych. Wyzwala się przy reakcjach tego rodzaju energia wiązania poszczególnych składników jąder atomowych przechodząc w energię promieniowania.

Pełne rozwiązanie zagadnienia, jak zbudowane jest wnętrze gwiazd, polega na obliczeniu gęstości i temperatury w różnych odległościach od środka gwiazdy oraz zmian właściwości materii gwiazdowej wraz z odległością od środka gwiazdy, w szczególności obliczenie, jakim zmianom ulega skład chemiczny gwiazdy.

Nowsze badania teoretyczne nad istotą wnętrza gwiazd wnoszą wiele zmian do wyłożonego tu klasycznego ujęcia. Coraz więcej uwagi np. poświęca się zagadnieniu równowagi konwekcyjnej, co wiąże się z badaniami stanu materii w zewnętrznych warstwach gwiazd.

Gwiazdy położone na ciągu głównym wykresu Hertzsprunga-Russella budzą duże zainteresowanie z uwagi na to, że Słońce należy do nich i że gwiazdy w swym rozwoju przebywają najdłużej w stadium głównego ciągu. Z uwagi na wewnętrzną budowę źródła energii gwiazdy głównego ciągu mogą być określone jako takie, w których zasadniczym źródłem energii promieniowania są reakcje termojądrowe, prowadzące do budowy helu z wodoru.

Gwiazdy olbrzymy (klasa światłości II i III Morgana-Keenana) zajmują na wykresie Hertzsprunga-Russela miejsce u góry na prawo. Nad nimi leżą nadolbrzymy (klasa I). Olbrzymy mają promienie około 100 razy większe od promieni gwiazd głównego ciągu, a u nadolbrzymów spotykamy nawet gwiazdy o promieniach blisko 1000 razy większych.

Syriusz to niezwykła gwiazda podwójna, której składniki różnią się pod względem blasku prawie o 10 wielkości, co oznacza, że Syriusz B świeci 10 000 razy słabiej niż Syriusz A, natomiast pod względem masy oba składniki układu podwójnego różnią się stosunkowo niewiele.

W roku 1876 dwaj astronomowie z Paryskiego Obserwatorium Astronomicznego C. J. Wolf i G. Rayet odkryli trzy osobliwe gwiazdy o bardzo szerokich liniach emisyjnych. Gwiazdy te otrzymały od nazwisk odkrywców nazwę gwiazd Wolfa-Rayeta.

Gwiazdy Wolfa-Rayeta stanowią rodzaj obszerniejszej klasy gwiazd z rozciągłymi atmosferami. Prawdopodobnie u gwiazd obdarzonych szybkim ruchem obrotowym mogą na skutek niestabilności rotacyjnej oddzielać się pierścienie w płaszczyźnie równikowej. W widmach gwiazd tego rodzaju obserwujemy obok jasnych linii emisyjnych jeszcze wąskie linie absorpcyjne pośrodku linii emisyjnych. Przykładem gwiazd tego rodzaju mogą być: jedna z gwiazd w Plejadach, nosząca nazwę Pleione, a dalej 48 Librae i γ Cassiopeiae.

Charakterystyka widm gwiazdowych świadczy o tym, że gwiazdy są obiektami tego samego rodzaju co Słońce, a więc do zagadnienia ich temperatury odnoszą się rozumowania analogiczne do tych, jakie przeprowadzany w odniesieniu do Słońca. Inaczej mówiąc za temperaturę gwiazd uważamy w pierwszym przybliżeniu parametr wynikający z założenia, że gwiazdy promieniują jako ciała doskonale czarne.

Już w roku 1906 E. Hertzsprung zwrócił uwagę na to, że natężenia linii zjonizowanego strontu ulega zmianom w stosunku do innych linii znajdujących zastosowanie w klasyfikacji widm gwiazdowych, przy czym zmiany te są zależne od stopnia całkowitej światłości L gwiazd. Właściwość tę zauważyli w roku 1914 astronomowie W. S. Adams i A. Kohlschutter z obserwatorium na Mount Wilson.

Występowanie w widmach gwiazd linii pierwiastków o różnym natężeniu nie oznacza bynajmniej, że skład chemiczny zewnętrznych warstw gwiazdowych, odpowiedzialnych za widma, ulega zmianom wraz z klasą widmową. Już w latach 1920 – 1921 fizyk hinduski Megh Nad Saha wykazał, że różnorodny wygląd widm gwiazdowych można wytłumaczyć zmianami w pobudzaniu i jonizacji atomów w atmosferach gwiazd, bez potrzeby uciekania się do założeń o różnym składzie chemicznym gwiazd różnych klas widmowych. Głównymi zaś czynnikami wywołującymi te zmiany jest temperatura atmosfer gwiazdowych oraz ciśnienie gazów w nich zawartych.

Do celów przeglądowych, w których staramy się poznać ogólne właściwości widm gwiazd, stosujemy pryzmaty obiektywowe, do badań zaś bardziej szczegółowych stosowane są spektrogramy szczelinowe. Pryzmaty obiektywowe są zazwyczaj stosowane w układach soczewkowo – zwierciadlanych teleskopów typu Schmidta lub Maksutowa, które ze względu na swą dużą siłę światła pozwalają na obserwacje widm słabych gwiazd.

Obserwacje spektralne dają możność wyznaczania prędkości ruchu obrotowego gwiazd.

Podstawowe wiadomości o istocie gwiazd uzyskujemy z obserwacji widm gwiazdowych. Do tych informacji o stanie fizycznym gwiazd należy: temperatura warstw zewnętrznych gwiazd, ich skład chemiczny, pola magnetyczne w gwiazdach, ruchy materii w zewnętrznych warstwach gwiazd itp. Z tego powodu ze wszystkich rodzajów obserwacji gwiazd obserwacje spektralne mają znaczenie podstawowe i dlatego omawiane są tu przed innymi metodami astrofizycznymi w odniesieniu do gwiazd.

Poznanie różnorodności widm gwiazdowych ma podstawowe znaczenie w badaniach astrofizycznych. Już w roku 1817 Fraunhofer dostrzegł, że w widmach gwiazd można rozróżnić trzy zasadnicze typy: widma gwiazd białych, takich jak Syriusz (α Canis Maioris), widma gwiazd żółtych, takich jak Betelgeuze (α Orionis).

Pierwszy katalog Drapera widm gwiazdowych, zawierający widma przeszło 10 000 gwiazd, opublikowany został w roku 1890. W zasadzie przy klasyfikacji opierano się na regułach Secchiego, podzielono jednak widma na 16 klas oznaczając je kolejnymi literami alfabetu łacińskiego od A do Q. Przy wznowieniu prac klasyfikacyjnych w XX stuleciu ten sposób oznaczania zachowano, niektóre jednak klasy, jak np. C, D, E, H, porzucono jako niedostatecznie uzasadnione. Ostatecznie zachowano oznaczenia klas widmowych w kolejności: O, B, A , F, G, K i M, z dodatkiem później klas R, S, N dla niewielu gwiazd.

Aby porównywać ze sobą blask różnych gwiazd, należałoby to wykonywać w odniesieniu do jednakowej odległości. Za taką odległość przyjęto 10 parseków, a wielkość gwiazdową w odniesieniu do tej odległości nazwano wielkością absolutną gwiazdy. Na przykład Słońce odsunięte do odległości 10 parseków, świeciłoby jako gwiazda rzędu 5magnitudo, czyli wielkość absolutna Słońca równa jest 5 magnitudo.

W oparciu o wykres H-R opracowano po roku 1940 w obserwatorium Yerkesa w USA ulepszoną klasyfikację spektralną gwiazd. W klasyfikacji tej uwzględniono zauważone przez W.W. Morgana około roku 1930, różnice, jakie występują w niektórych liniach absorpcyjnych należących do tych samych klas spektralnych w systemie HD. Zaszła konieczność wprowadzenia oprócz klas widmowych jeszcze klasy światłości, które oznaczają położenie gwiazdy na wykresie H-R.

Na zupełnie innej zasadzie oparł klasyfikację spektralną gwiazd astronom francuski D. Chalonge, a mianowicie na właściwościach widm gwiazd w bliskim nadfiolecie w sąsiedztwie granicy serii Balmera linii wodorowych. Przy zastosowaniu spektrografu z pryzmatami kwarcowymi Chalonge i jego współpracownicy z Instytutu Astrofizycznego w Paryżu otrzymywali widma, na których można było badać natężenie widma ciągłego z obu stron granicy serii Balmera.

Wszystkie gwiazdy mają tak małe średnice kątowe, że nawet dla największych teleskopów są nie mniejsze od krążka dyfrakcyjnego gwiazdy, co w połączeniu z niepokojem atmosfery powiększającym widomą średnicę krążka dyfrakcyjnego nie pozwala widzieć gwiazd jako tarcze. Średnice ich należy przeto poznawać innymi sposobami niż te, jakie znalazły zastosowanie przy pomiarach średnic planet.

Aż do początku XIX wieku subiektywna ocena blasku gwiazd, wprowadzona przez Ptolemeusza, który podał w Almageście podział gwiazd na 6 wielkości, była w powszechnym użyciu. Dopiero John Herschel około roku 1830 powiązał pojęcie wielkości gwiazdowych z natężeniem globalnym światła gwiazd, wprowadzając pogląd, że różnicom w wielkościach gwiazdowych odpowiadają określone stosunki natężeń całkowitego blasku.

Miarą widomego blasku ciał niebieskich jest oświetlenie dawane przez ich światło dochodzące do obserwatora. Zanim nauczono się mierzyć to oświetlenie, wielkości gwiazdowe oceniano subiektywnie z wrażenia światła odczuwalnego przez oko. Na takim wrażeniu subiektywnym oparte były oceny blasku 1022 gwiazd, podane w katalogu Ptolemeusza, umieszczonym w Almageście i na takich ocenach oparte były wszystkie wielkości gwiazdowe podawane przez astronomów aż do połowy XIX wieku.

Wielkości gwiazdowe oparte na wrażeniach świetlnych doznawanych przez oko noszą nazwę wielkości wizualnych, a dział astronomii obejmujący metody wyznaczania wielkości gwiazdowych nazywamy fotometrią wizualną.

Światło padające na emulsję płyty fotograficznej sprawia, że po wywołaniu jej w miejscach silniej naświetlonych występuje na negatywach silniejsze zaczernienie. Stopień zaczernienia, który zależy od natężeni padającego światła i czasu naświetlenia kliszy, może być przyjęty za miarę blasku gwiazdy, czyli może służyć do wyznaczania wielkości gwiazdowych. Podstawowym przeto zadaniem fotometrii fotograficznej jest przeliczanie stosunków zaczernień otrzymanych w naświetlonych miejscach klisz na stosunki oświetleń.

Znajomość wielkości gwiazdowych w różnych dziedzinach widma pozwoliła na dokładne liczbowe ujęcie barwy gwiazd. Na różnice barw poszczególnych gwiazd astronomowie już dawno zwrócili uwagę, dopiero jednak do od połowy XIX wieku zaczęto je badać systematycznie.

Wprowadzenie metod fotograficznych do fotometrii gwiazdowej wywołało potrzebę wyznaczenia na niebie wzorców fotometrycznych, które mogłyby służyć za podstawę do zachowania jednorodnej skali i określonego ściśle punktu zerowego w odniesieniu zarówno do wielkości gwiazdowych, jak i do wskaźników barwy. Wzorce takie powstały w różnych obszarach nieba, a najważniejszy z nich wyznaczono z obserwacji w pierwszym dziesiątku XX stulecia przy biegunie północnym z inicjatywy E. C. Pickeringa.

Podstawowe znaczenie w fotometrii gwiazdowej mają obecnie obserwacje fotoelektryczne. Szybki rozwój tej dziedziny badań fotometrycznych datuje się od czasu zastosowania do pomiarów blasku gwiazd fotometrów wyposażonych w fotomnożniki, co umożliwiło wyznaczanie wielkości gwiazdowych metodami fotoelektrycznymi nawet za pomocą niewielkich lunet.

Atmosfera ziemska osłabia blask ciał niebieskich i to osłabienie nosi nazwę ekstynkcji atmosferycznej. Znajomość wartości ekstynkcji ma ogromne znaczenie w badaniach fotoelektrycznych, a znaczenie to wzrosło wraz z rozpowszechnieniem się fotometrii fotoelektrycznej. Zwiększona bowiem dokładność pomiarów fotoelektrycznych wymaga dokładniejszych znajomości ekstynkcji.

Wielkości gwiazdowe nie są miarą całkowitej energii promieniowania wysyłanej przez gwiazdę. Taką miarą byłaby wielkość gwiazdowa, gdyby dało się ja zmierzyć za pomocą odbiornika, który byłby jednakowo czuły na energię promieniowania o dowolnej długości fali światła. Odbiorniki takie są na ogół nieznane. Najbardziej do nich zbliżone są ogniwa termoelektryczne. Wielkości gwiazdowe uzyskane za ich pomocą otrzymały nazwę wielkości radiometrycznych. Dało się jednak wyznaczyć je w poprzednim stuleciu zaledwie dla paruset bardzo jasnych gwiazd.

Różnorodność w obserwowanym blasku gwiazd powodowana jest poza różnorodnością w rzeczywistym ich blasku różnicami w odległościach, w jakich gwiazdy są położone.

Aby poznać budowę atmosfer gwiazdowych bardzo pożądana jest znajomość rozkładu natężeń w widmie gwiazdy. Ten rodzaj badań zaliczmy do spektrofotometrii gwiazdowej obejmującej rozkład natężeń zarówno w widmie ciągłym, jak i w liniach spektralnych, absorpcyjnych i emisyjnych.

Teoria budowy gwiazd odnosi się w zasadzie do tzw. gwiazd stacjonarnych, znajdujących się w równowadze, a więc nieulegających zmianom. W rzeczywistości gwiazd całkowicie niezmiennych nie ma. W każdej bowiem gwieździe odbywają się na olbrzymią skalę reakcje jądrowe, prowadzące do zmian składu chemicznego gwiazdy, z każdej gwiazdy oprócz promieniowania wypływają również strumienie cząsteczek.

Zmiany blasku mogą następować u gwiazd z dwóch odmiennych przyczyn. Jedną z nich jest okresowe zasłanianie jednego składnika przez drugi w podwójnych układach gwiazdowych, drugą zaś przyczyną mogą być przemiany fizyczne zachodzące w gwiazdach.

Szybki wzrost liczby odkryć gwiazd zmiennych, który zaznaczył się na przełomie XIX i XX wieku, tłumaczy się zastosowaniem metod fotograficznych do badań tych gwiazd. W XIX wieku, gdy gwiazdy zmienne badano wyłącznie metodami wizualnymi, odkrycie gwiazdy zmiennej bywało w zasadzie dziełem przypadku, bo wizualne metody badań nie dawały możliwości skutecznego systematycznego wykrywania zmienności blasku gwiazd. Dopiero zastosowanie fotografii otworzyło przed obserwatorami gwiazd zmiennych nowe możliwości ich odkrywania.

U niektórych rodzajów gwiazd zmiennych fizycznie zmiany blasku mają charakter regularny, powtarzając się okresowo, przy czym ścisła okresowość dotyczy nie tylko zmian blasku, ale również innych parametrów, jak prędkość radialna, temperatura, promień gwiazdy itp.

Cefeidy znane są od końca XVIII wieku, dokładniej od roku 1784, kiedy to dwaj astronomowie angielscy E. Pigott i J. Goodricke stwierdzili, że dwie jasne gwiazdy Cephei i Aquilae zmieniają swój blask regularnie w sposób ciągły. Gwiazdy, których blask ulegał zmianom podobnie jak u gwiazdy Cephei, nazwano gwiazdami typu Cephei lub wprost cefeidami. Do tej grupy zaliczano dawniej gwiazdy typu RR Lyrae, ze względu na zbliżony przebieg krzywych zmian blasku.

W roku 1912 astronomka amerykańska H. S. Leavitt badając gwiazdy zmienne w Małym Obłoku Magellana stwierdziła, że cefeidy obserwowane w tym zbiorowisku gwiazd są tym jaśniejsze, im dłuższy jest ich okres zmienności.

Po odkryciu przez astronoma rosyjskiego A. A. Biełopolskiego w roku 1894, że u cefeid występują okresowe zmiany w prędkości radialnej, przebiegające przez pełny cykl zmian w okresie zmienności blasku, wyrażano przypuszczenie, ze cefeidy są zaćmieniowymi gwiazdami podwójnymi. Hipoteza ta musiała być jednak odrzucona z następujących powodów.

Najliczniejszą grupę gwiazd zmiennych pulsujących stanowią tzw. gwiazdy zmienne długookresowe, których typową przedstawicielką jest gwiazda o (Mira) Ceti.

Oprócz cefeid i gwiazd typu RR Lyrae, zmieniających blask ściśle regularnie, i gwiazd zmiennych długookresowych, zmieniających blask mniej regularnie, znane są gwiazdy zmienne noszące nazwy półregularnych i nieregularnych.

U niektórych czerwonych gwiazd głównego ciągu występują wybuchy, podobne w przebiegu do rozbłysków na Słońcu, tylko w skali nieporównywalnie większej. Przedstawicielką tego typu gwiazd zmiennych jest UV Ceti, której zmienność wykryto w roku 1948.

Istnieją gwiazdy zmienne, które nie wykazują żadnej prawidłowości ani w okresach zmienności, ani w kształcie zmian blasku. Gwiazdami takimi są gwiazdy typu RW Aurigae.

U wszystkich opisanych rodzajów gwiazd zmiennych zmianom blasku towarzyszą również zmiany w widmach gwiazd. Znane są jednak takie gwiazdy, u których zmiany blasku są bardzo małe, często trudne do wykrycia, natomiast zmiany widma bywają bardzo duże. Tego rodzaju gwiazdy nazywamy gwiazdami spektralnie zmiennymi.

Najistotniejszą klasę gwiazd niestacjonarnych stanowią gwiazdy zmienne wybuchowe. Odznaczają się one tym, że obserwujemy u nich gwałtowny wzrost blasku, a następnie znacznie powolniejsze jego zmniejszanie. Zmianom blasku towarzyszą duże zmiany w widmie gwiazdy świadczące o gromadzeniu się pod atmosferą energii, która następnie wyzwala się w sposób wybuchowy.

Nazwa gwiazda nowa sięga jeszcze czasów starożytnych, gdy w II wieku p. n. e. Hipparch dostrzegł w gwiazdozbiorze Skorpiona (Scorpius) gwiazdę, której nikt przedtem nie widział. Po pewnym czasie gwiazda stała się niewidoczna. Podobno zjawisko to zachęciło Hipparcha do ułożenia katalogu gwiazd.

Gwiazdy nowe o niezwykle wielkich amplitudach zmian blasku otrzymały nazwę gwiazd supernowych. Do tej kategorii należała gwiazda nowa obserwowana przez Tychona Brahe w roku 1572 i gwiazda Keplera z roku 1604. Blask gwiazdy supernowej może wzrosnąć podczas wybuchu o 20 wielkości, co oznacza pogaśnięcie rzędu 100 milionów razy.

W końcu 1967 roku A. Hewish i jego współpracownicy (Cambridge w Anglii) odkryli niezwykłe radioźródła wysyłające promieniowanie pulsujące o bardzo krótkim okresie czasu od 1/30 s do blisko 5 s. Pulsacje mają przebieg bardzo regularny. Obiekty te otrzymały nazwę pulsarów.

U gwiazd nowych i supernowych obserwowane są tylko jednorazowe wybuchy. Znane są jednak gwiazdy, u których wybuchy zdarzają się częściej niż jeden raz. Tego rodzaju gwiazdy noszą nazwę nowych powtórnych.

Obok różnych kategorii gwiazd wybuchowych jest jeszcze klasa gwiazd, o właściwościach spotykanych u gwiazd wybuchowych. Gwiazdy takie nazywamy podobnymi do nowych.

Atmosfera ziemska nie dopuszcza do Ziemi Promieniowania o długości fali krótszej od 3000 A. Dopiero wynoszenie poza atmosferę aparatury do pomiarów krótkofalowego promieniowania umożliwiło badanie nie tylko nadfioletowego promieniowania, lecz i rentgenowskiego, a nawet promieniowania gamma. Dla badań przestrzeni międzygwiazdowej było niezmiernie doniosłe wykrycie w niej źródeł promieniowana rentgenowskiego.

Naukowcy pokazali, że wybuchy Eta Carinae – największej, najjaśniejszej i prawdopodobnie najbardziej badanej gwiazdy Drogi Mlecznej po Słońcu – mogły być kierowane przez gwiezdną eksplozję całkowicie nowego rodzaju, która jest słabsza niż typowa supernowa.

W niniejszym artykule podejmuję się niełatwej sztuki marketingu naukowego, by spektakularne odkrycie przedstawić i opisać w tak spektakularny sposób, na jaki zasługuje.

Główna masa materii wszechświata skoncentrowana jest w gwiazdach. Jednakże w przestrzeni między gwiazdowej materia występuje ponadto w postaci rozproszonej jako gaz i pył.

Niedaleko równika galaktycznego obok chmur gwiazdowych, tworzących właściwe tło Drogi Mlecznej dostrzegamy jasne nieregularne mgiełki, nie dające się rozłożyć na gwiazdy. Chmurki te otrzymały nazwę mgławic galaktycznych.

William Herschel przy przeglądaniu nieba swymi reflektorami wykrył wśród gwiazd obiekty w kształcie elips lub pierścieni, zawierające często pośrodku gwiazdę. Obiekty te ze względu na ich kształt otrzymały nazwę mgławic planetarnych.

Jasne mgławice galaktyczne nie są izolowanymi chmurami gazu, lecz stanowią tylko zagęszczenia w materii wypełniającej przestrzeń międzygwiazdową. Istnienie materii międzygwiazdowej było przeczuwane już w XIX wieku przez rosyjskiego astronoma W. Struvego, jednak dopiero w XX wieku znaleziono dowody obserwacyjne potwierdzające przypuszczenia, że przestrzeń międzygwiazdowa nie jest pusta. Stwierdzono też, ze materia międzygwiazdowa składa się z gazu i pyłu.

Najobficiej występujący w przestrzeni międzygwiazdowej wodór nie daje się wykrywać w widmach gwiazd, gdyż jako znajdujący się w stanie podstawowym, nie wzbudzonym, nie daje linii absorpcyjnych w dziedzinie widma dostępnej do badań z powierzchni Ziemi. Rozmieszczenie przestrzenne wodoru międzygwiazdowego udało się dopiero zbadać obserwacyjnie metodami radioastronomicznymi.

W wielu miejscach Drogi Mlecznej spotykamy ciemne plamy, sprawiające wrażenie pustek pozbawionych gwiazd. Widoczne są one często w postaci smug rozciągających się na dużych odległościach, a niekiedy wyraĽnie odgraniczają się od chmur gwiazdowych Drogi Mlecznej.

Zjawisko polaryzacji światła jest argumentem przemawiającym za istnieniem w przestrzeni międzygwiazdowej pól magnetycznych. Po raz pierwszy myśl o istnieniu takich pól wypowiedziana została przez fizyka szwedzkiego H. Alfvena w związku z badaniami pierwotnego promieniowania kosmicznego.

Na niebie dostrzegamy w niektórych miejscach ugrupowania gwiazd, które otrzymały nazwę gromad gwiazdowych.

Przykładem gromady otwartej gwiazd jest znane ugrupowanie w gwiazdozbiorze Byka (Taurus), noszące nazwę Plejad.

Około roku 1870 zauważono, że pięć jasnych gwiazd w gwiazdozbiorze Wielkiej Niedźwiedzicy (Ursae Maioris) ma ruchy własne skierowane ku jednemu punktowi na sferze niebieskiej, czyli że ich drogi w przestrzeni są równoległe, podobnie jak równoległe są do siebie drogi meteorów w rojach.

W latach 1947 - 1948 astrofizyk radziecki W. A. Ambarcumian zauważył, że niektóre gwiazdy stosunkowo rzadko występujące wśród ogółu gwiazd, są niejednostajnie rozmieszczone na niebie. Do takich gwiazd należą w szczególności gorące olbrzymy klas O-B, tworzące miejscami luźne zbiorowiska, których nie można uważać za przypadkowe fluktuacje w widomym rozmieszczeniu gwiazd na niebie. Ugrupowania takie otrzymały nazwę asocjacji gwiazdowych.

Pierwsza gromada kulista gwiazd została odkryta w roku 1665 w gwiazdozbiorze Strzelca. Oznaczono ja później w katalogu Messiera z numerem 22 (M22). Można ją dostrzec gołym okiem jako mglistą gwiazdę, podobnie jak kilka innych gromad kulistych.

Poświata gwiazd, które spowijają zewnętrzną część naszej Drogi Mlecznej jest jak "góra makaronu".

Nowe badania zwiększają nadzieje, że ciemny dysk i ciemna materia, mogą zostać wykryte w niedalekiej przyszłości.