Pozostałość po wybuchu supernowej w gwiazdozbiorze. Łabędzia wykonane przez HST. Jest to złożenie trzech obrazów. Na niebiesko przedstawiony jest tlen, na zielono wodór, a na czerwono siarka.

Gwiazdy supernowe są to gwiazdy zmienne odznaczające się nagłym wzrostem jasności do około 10⁷ - 10⁸ razy przewyższającej jasność Słońca. Nie jest to raczej gwiazda ale proces wybuchu, podczas którego znaczna część materii (nawet do jednej trzeciej części) została wyrzuca na zewnątrz co powoduje świecenie. Są dwie przyczyny wybuchu supernowych.
Pierwsze supernowe typu II, Ib i Ic to zaawansowane ewolucyjnie masywne gwiazdy zwane czerwonymi nadolbrzymami (ich masa jest 10 razy większa od masy Słońca). W tak dużych gwiazdach tworzą się coraz to cięższe pierwiastki aż do żelaza i niklu włącznie. Gęstość jądra rośnie. Gdy temperatura wzrośnie do 10 miliardów stopni następuje gwałtowny rozpad jąder żelaza i i niklu na jądra helu i neutrony. Złożone procesy przemian jądrowych sprawiają, że równowaga między siłami grawitacyjnymi a ciśnieniem składników rdzenia ulega zachwianiu i rdzeń ten ulega grawitacyjnemu zapadnięciu się. Następuje potężna implozja, a opadające na jądro wewnętrzne warstwy gwiazdy ulegają odbiciu od sprężystego jądra. Powstaje fala uderzeniowa wyrzucająca zewnętrzne warstwy gwiazdy. W czasie wybuchu zachodzą szybkie reakcje syntezy ciężkich pierwiastków, które rozpraszają się w przestrzeniach międzygwiezdnych, zasilając rozproszoną materię w ciężkie jądra. Z takich ciężkich jąder powstałych po wybuchach supernowych jest zbudowana Ziemia i człowiek. Jasność gwiazdy po wybuchu supernowej rośnie wówczas dziesiątki a nawet setki milionów razy, osiągając blask porównywalny z całą galaktyką, w której się znajduje. Duża część gwiazdy (czasem prawie cała materia gwiazdy) zostaje wyrzucona w przestrzeń z prędkościami od kilku do kilkudziesięciu tysięcy

Pozostałość po supernowej G292.0+1.8, w głębi chmury materii skrywa się pulsar.

km/s. Po wybuchu jasność supernowej maleje (dwukrotny spadek co kilkadziesiąt dni). Po kilku latach widać już tylko rozszerzającą się otoczkę, która tworzy w miejscu wybuchu nieregularną mgławicę, zwaną pozostałością supernowej.
Zapadnięte jądro gwiazdy przekształca się w gwiazdę neutronową lub czarną dziurę.
Wybuch gwiazdy bardzo masywnej o masie kilkudziesięciu mas Słońca powoduje najprawdopodobniej wysłanie błysku gamma. Taki wybuch jest nazywany wybuchem hipernowej.
Drugim źródłem supernowych (supernowa typu Ia) są układy podwójne składające się z niestabilnego białego karła o masie bliskiej masie krytycznej (wynoszącej prawie 1.4 masy Słońca) i drugiego składnika np. czerwonego olbrzyma. Gdy w wyniku akrecji (przepływu) materii z drugiego składnika masa białego karła przekroczy wartość krytyczną to wtedy ciśnienie gazu nie jest w stanie zrównoważyć grawitacji i gwiazda zaczyna się gwałtownie kurczyć, a jego temperatura gwałtownie rośnie. Wydzielona w tym procesie energia spowoduje bardzo gwałtowne zainicjowanie reakcji termojądrowych. Płomień szybko przenosi się na zewnątrz, przekształcając węgiel i tlen w nikiel. Energia wyprodukowana w tych reakcjach jest tak duża że prowadzi do rozerwania gwiazdy. W przestrzeń zostaje wyrzucona cała materia gwiazdy. Przez następne tygodnie radioaktywny nikiel rozpada się, pobudzając szczątki gwiazdy do świecenia.
W naszej Galaktyce zaobserwowano dotąd 7 supernowych. Bezpośredni w latach 1054, 1572, 1604, a pozostałe wykryto po pewnym czasie (ostatnia w 1680 roku). Najsilniejszym wybuchem była gwiazda w Mgławicy Krab, odnotowana w wielu kronikach w 1054 roku. Obecnie obserwujemy tam mgławicę, w środku której znajduje się pulsar (gwiazda neutronowa). W ostatnich latach odkrywano średnio około 300 supernowych rocznie, z czego większość w galaktykach odległych od nas o miliardy lat świetlnych. Najlepiej jest zbadana supernowa zaobserwowana 1987 w Wielkim Obłoku Magellana, który jest naszym galaktycznym sąsiadem.

---

Gwiazdy rodzą się wewnątrz ciemnych i zimnych obłoków gazowo-pyłowych zwanych inaczej mgławicami. Nazywano są one molekularnymi, gdyż składają się głównie z cząsteczek wodoru.
Aby powstała gwiazda, musi zadziałać jakiś impuls z zewnątrz, na przykład pobliski wybuch supernowej, który zapoczątkuje gwałtowne kurczenie gęstszych obszarów położonych wewnątrz obłoku. Gwiezdny noworodek jest otoczony dyskiem gazowo-pyłowym, z którego może, (lecz nie musi) powstać układ planetarny. Tak właśnie stało się 4,6 mld lat temu, kiedy rodziło się Słońce. Chociaż od dawna znamy wiele miejsc narodzin "gwiezdnych miast", z których najsłynniejszą jest Wielka Mgławica Oriona, to dopiero bystre oko Teleskopu Kosmicznego Hubble'a pozwala nam poznać szczegóły tego misterium, nie tylko zresztą w naszej Galaktyce. Dlaczego?
Obłoki, jakimi otaczają się nowo narodzone gwiazdy, oprócz cząsteczek wodoru zawierają też znaczną domieszkę pyłu, co sprawia, że są nieprzeźroczyste dla światła widzialnego, a więc całkowicie skrywają obszary gdzie się one formują. Ujawnienie ich procesów powstawania jest możliwe dzięki obserwacjom prowadzonym w podczerwieni i radiowym zakresie widma. A takie możliwości posiada kamera zainstalowana właśnie na Teleskopie Kosmicznym Hubble'a, który przesyła na Ziemię cenne obrazy. Są coraz leprze jakościowo, a to umożliwia dokładniejszą ich analizę. Skąd wiemy, że na zdjęciach jest widoczny moment tworzenia się gwiazd?
"Świeci" na nich wodór - główne tworzywo wszystkich już narodzonych i przyszłych gwiazd, znacząc różnymi kolorami, (bo na różnych długościach fal świetlnych) centra galaktyk i ich spiralne ramiona. Barwy na zdjęciach wykonanych w podczerwieni są umowne. Na przykład promieniowanie długości fali 1,87 mikrometra zabarwia kliszę na czerwono, od 1,4 do 1,8 mikrona na niebiesko.
Zanim z pierwotnego zagęszczenia uformuje się gwiazda, upłyną miliony, a może nawet miliardy lat. Zagęszczoną materię uważamy za gwiazdę jeśli w jej jądrze zaczną zachodzić reakcje termojądrowe polegające na łączeniu się wodoru w hel. W chwili rozpoczęcia tych reakcji gwiazda na diagramie Hertzsprunga - Russella znajduje się na ciągu głównym.

---

Gwiazdy zmienne charakteryzują zmieniającą się z czasem jasnością. Można je podzielić na trzy rodzaje: gwiazdy zmienne pulsacyjnie, zmienne wybuchowo i zmienne zaćmieniowe. Dwa pierwsze rodzaje związane są również ze zmianą barwy i typu widmowego gwiazdy w wyniku procesów zachodzących w jej wnętrzu lub na jej powierzchni i dlatego nazywamy je fizycznie zmiennymi. W zależności od charakteru krzywej zmian jasności gwiazdy zmienne dzieli się na regularne (okresowe), półregularne i nieregularne.

Krzywa zmienności jasności wykonana w ciągu pięciu lat gwiazdy T Cephei jednej z jaśniejszych miryd.

Źródłem zmienności tych gwiazd są okresowe pulsacje zewnętrznych warstw gwiazdy. W wyniku pulsacji, cyklicznej zmianie ulega promień i temperatura fotosfery gwiazdy co w efekcie daje obserwowane zmiany jasności. Rozróżnia się kilka typów gwiazd zmiennych pulsacyjnych a nazwy poszczególnych typów pochodzą od nazw gwiazd ich reprezentujących.
Gwiazdy zmienne typu delta Cephei to pulsujące jasne olbrzymy i nadolbrzymy o okresach pulsacji w przedziale od 1 do około 60 dni. Są to gwiazdy stosunkowo młode.
Gwiazdy zmienne typu W Virginis to gwiazdy, dla których amplitudy zmian jasności i zakres długości okresów u tych gwiazd niewiele różnią się od określonych dla typu delta Cephei, jednakże w odróżnieniu od nich są gwiazdami znacznie starszymi.
Gwiazdy zmienne typu RR Lyrae są olbrzymami. Okresy zmienności tych gwiazd zawierają się w granicach od 1,5 h do 28 godzin.

Zdjęcie gwiazdy Mira Ceti wykonane za pomocą teleskopu Hubble"a. Jej odległość od Ziemi wynosi około 400 lat świetlnych a okres pulsacji około 330 dni. Rozmiary jej atmosfery są takie jak orbita Marsa.

Gwiazdy typu delta Scuti to podolbrzymy lub olbrzymy podobne do gwiazd typu RR Lyrae, jednakże mają one znacznie mniejsze amplitudy zmian jasności. Okresy pulsacji tych gwiazd są krótkie i zawierają się w granicach od kilku do kilkunastu godzin.
Gwiazdy typu RV Tauri są żółtymi i pomarańczowymi nadolbrzymami o dużej jasności absolutnej. Okresy zmienności tych gwiazd zawierają się w granicach od 30 do 150 dni. Krzywa jasności posiada głębokie minimum główne i płytkie minimum wtórne. Zmiany jasności zmieniają się z cyklu na cykl, zmienia się także głębokość minimów, a charakter zmienności gwiazdy może przybrać cechy gwiazdy półregularnej.
Gwiazdy typu Mira Ceti zwane mirydami są najliczniejszą grupą gwiazd zmiennych pulsujących. Są to olbrzymy i nadolbrzymy o niskiej temperaturze fotosfery, stąd ich czerwone zabarwienie. Krzywa zmian jasności nie jest regularna i zarówno amplituda jak i okres często zmieniają się z cyklu na cykl. Gwiazdy te charakteryzują się długimi okresami zmienności od 90 do około 1000 dni.
Gwiazdy zmienne półregularne to czerwone olbrzymy i nadolbrzymy. Gwiazdy te charakteryzują się słabo zaznaczonym okresem pulsacji (lub kilkoma nakładającymi się słabymi okresami). W konsekwencji krzywa zmian jasności ma mało regularny kształt. Przyczyny zmienności tych gwiazd nie zostały dotychczas w pełni wyjaśnione.
Gwiazdy wolnozmienne pulsują w sposób nieregularny lub z bardzo słabo zaznaczonym okresem. Typowymi przedstawicielkami tej grupy są zmienne CO Cyg i TZ Cas.
Gwiazdy nieregularne to gwiazdy, które zmieniają swoją jasność bez śladów regularności. Należą do niej bardzo różne gwiazdy. W grupie tej znajdujemy klasę gwiazd zmiennych, określaną jako zmienne typu T Tauri. Obiekty te nie są właściwie jeszcze gwiazdami, gdyż znajdują się dopiero w stadium grawitacyjnego kurczenia się, jeszcze przed osiągnięciem ciągu głównego.

Spiralna galaktyka NGC 4603, odległa o 108 mln lat świetlnych, najodleglejsza zlokalizowana galaktyka zawierająca gwiazdy zmienne - cefeidy. Zidentyfikowano w niej ponad 36 cefeid. Zdjęcie z kosmicznego teleskopu Hubble'a.

Gwiazdy typu delta Cephei i typu W Virginis nazywane są cefeidami od nazwy gwiazdy delta Cephei w gwiazdozbiorze Cefeusza. Delta Cephei jest żółtym nadolbrzymem i ma okres zmienności wynoszący 5 dni 8 godzin 47 minut i 32 sekundy. Zmiany te można zauważyć gołym okiem. Rozmiary delta Cephei oscylują między 29 i 31 średnicami Słońca, zaś temperatura jej zewnętrznej warstwy między 5400 K i 6800 K. W maksimum blasku gwiazda ta jest 3300 razy jaśniejsza od Słońca. Do klasy cefeid należy również Gwiazda Polarna. Zmiany jej blasku są jednak zbyt słabe, by dały się zauważyć bez specjalistycznej aparatury.
Cefeidy wykazują związek między jasnością absolutną a okresem zmienności. Im dłuższy okres zmian tych gwiazd, tym większa jest ich jasność absolutna. Zależność ta ma tak ścisły charakter (liczbowo różny dla obu typów cefeid) i wykorzystywana jest jako najpewniejsza metoda wyznaczania odległości do innych galaktyk pod warunkiem, że znana jest absorpcja światła w przestrzeni pomiędzy cefeidą a obserwatorem. Mierząc okres zmian cefeidy obliczamy jej jasność absolutną. Porównując tą jasność z jasnością wizualną można obliczyć odległość cefeidy od Ziemi.

Gdy otoczka cefeidy jest duża to jest prawie przezroczysta dla promieniowania wydostającego się z rdzenia.

W bardzo uproszczonym modelu cefeida składa się z gęstego i gorącego rdzenia oraz znacznie rzadszej i chłodniejszej otoczki. Rdzeń nie bierze udziału w pulsacjach, dzięki czemu jego rozmiary i temperatura nie zmieniają się. Toczą się w nim za to reakcje jądrowe, w których część energii wiązania nukleonów zostaje zamieniona na fotony. Tempo produkcji fotonów jest stałe, co oznacza, że w każdej sekundzie do otoczki wpływa taka sama ich liczba. Otoczka jest cały czas ogrzewana rozdyma się zwiększając swoje rozmiary. Następuje stopniowy spadek temperatury. Stygnięcie gazu ma dodatkową przyczynę: jego energia cieplna jest częściowo

W fazie maksymalnego skurczenia otoczka pochłania promieniowanie wydostające się z rdzenia.

zamieniana na fotony i wysyłana w przestrzeń kosmiczną. Schłodzony gaz staje się prawie przezroczysty i fotony, które opuściły rdzeń, płyną przezeń prawie bez przeszkód. Jasność cefeidy jest wtedy maksymalna. Osiągnąwszy maksymalne rozmiary otoczka zaczyna się kurczyć. Gęstniejący i rozgrzewający się gaz staje się coraz mniej przezroczysty, aż w pewnym momencie wyłapuje większość fotonów, które właśnie wtedy opuszczają rdzeń. W tej właśnie chwili otoczka ma minimalne rozmiary i maksymalną temperaturę. Jasność cefeidy jest wtedy minimalna. W pewnym momencie ciśnienie jest bardzo duże i zaczyna się rozszerzać. Ponieważ pochłania fotony to rozszerzanie jest bardziej energiczne. Znów temperatura maleje i światło może opuszczać otoczkę gwiazdy. Cykl się powtarza.
Prawdziwa anatomia i prawdziwe pulsacje cefeidy są oczywiście znacznie bardziej skomplikowane. Otoczka składa się z wielu warstw, które nie zachowują się one jednakowo, jedne się rozszerzają, a inne kurczą. Jeśli są one zbyt cienkie lub leżą na nieodpowiedniej głębokości pod powierzchnią gwiazdy to do pulsacji nie dojdzie lub jest ona nieregularna.


Gwiazdy tego typu charakteryzują się tym, że ich jasność bardzo szybko wzrasta, a potem wolno opada. Następuje to na skutek wydzielenia ogromnych ilości energii co prowadzi do wybuchu gwiazdy. Wybuchowi towarzyszy szybkie zwiększanie się jasności gwiazdy z jednoczesnym wyrzuceniem w przestrzeń części materii z otoczki gwiazdy. Zmiana jasności może być jednorazowa lub powtarzająca się. W zależności od rodzaju wybuchu możemy wyróżnić kilka grup gwiazd zmiennych wybuchowych:
Gwiazdy supernowe
Gwiazdy nowe
Gwiazdy nowe karłowate zachowują się bardzo podobne do zachowania gwiazd nowych ale skala zjawisk jest mniejsza. Następują wybuchy spowodowane niestabilnościami w dyskach materii otaczających białego karła. Gwałtowne pojaśnienia czyli wybuchy pojawiają się co jakiś czas (od 10 dni do 1000 dni) Najjaśniejszą przedstawicielką zmiennych kataklizmicznych jest SS Cygni.
Gwiazdy symbiotyczne to układy podwójne składające się z chłodnego olbrzyma oraz białego karła lub gorącej gwiazdy ciągu głównego. Zmiany jasności tego układu spowodowane są przepływem materii z chłodnego olbrzyma na jego towarzysza, a procesy odpowiedzialne za zachowanie gwiazdy nieco przypominają procesy zachodzące w przypadku wybuchów gwiazd nowych, z tą jednak różnicą, że amplituda zmian jasności gwiazdy symbiotycznej jest mała. Najjaśniejszym przedstawicielem jest zmienna CH Cygni.
Gwiazdy typu UV Ceti to czerwone karły, które co pewien czas nagle zwiększają swoją jasność na kilka minut, po czym równie szybko wracają do stanu poprzedniego. Prawdopodobnie odpowiedzialne za takie zachowanie tych gwiazd są lokalne gwałtowne wypływy materii na ich powierzchnię. Gwiazdą rozbłyskową jest najbliższa gwiazda Proxima Centauri.
Gwiazdy nowopodobne typu gamma Cassiopeae nieregularne zmieniają swoją jasność, co jest spowodowane szybką rotacją gwiazdy i związany z tym wypływ materii z jej obszarów równikowych. Do tej klasy należy jedna z jasnych gwiazd w Plejadach - Plejone.
Gwiazdy typu R Coronae Borealis są to nadolbrzymy prawdopodobnie znajdujące się w końcowych stadiach ewolucji. Ich jasność przez pewien czas pozostaje niemal stała, po czym co pewien czas obserwuje się znaczne osłabienie jasności, trwające od kilku tygodni do ponad roku. Przyczyną tych osłabień prawdopodobnie jest wyrzucanie przez gwiazdę obłoków materii bogatej w związki węgla. Obłoki te, wyrzucane z gwiazdy trafiając do obszarów o niższej temperaturze krystalizują się i tworzą kryształy grafitu, które wygaszają światło gwiazdy. Po rozproszeniu się obłoków gwiazda powraca do normalnej jasności. Najjaśniejszymi przedstawicielami są R Coronae Borealis oraz RY Sagittarii.

Zdjęcie komety Hale - Boppa i Algola wykonane przez Janusza Wilanda 17 kwietnia 1997 roku.

Gwiazda zmienna zaćmieniowa to układ podwójny gwiazd, którego płaszczyzna orbity jest nachylona do kierunku obserwacji pod tak małym kątem, że każdy ze składników jest całkowicie lub częściowo zasłaniany przez drugi składnik podczas każdego okresu orbitalnego. Wzajemne zasłanianie składników (zaćmienie) powoduje okresowe spadki jasności całego układu zwane minimami. Zaćmienie, podczas którego składnik o mniejszej jasności powierzchniowej zakrywa składnik o większej jasności powierzchniowej nazywamy zaćmieniem głównym, a odpowiadające mu minimum jasności nazywamy minimum głównym. Zaćmienie wtórne ma miejsce wtedy gdy składnik o większej jasności powierzchniowej zasłania składnik o mniejszej jasności powierzchniowej. Odpowiadające mu minimum jasności nazywa się minimum wtórnym, które jest płytsze od minimum głównego. Różnica fazy między minimum głównym i wtórnym zależy od ekscentryczności orbity. Dla orbity kołowej minimum wtórne występuje dokładnie w połowie okresu orbitalnego.

Układ Algola oglądany od strony jaśniejszej gwiazdy

Gwiazdy typu Algola to dość luźne układy podwójne i dlatego obserwowane jest wyraźne minimum główne i płytsze wtórne. Poza minimami jasność układu praktycznie pozostaje stała. Okresy zaćmieniowych typu Algola zawierają się w bardzo szerokich granicach, od około 1 doby do kilku tysięcy dni, chociaż ogromna większość ma okresy od kilku do kilkunastu dni. Są to najczęściej spotykane układy zaćmieniowe.
Układ Algola leży w odległości 93 lat świetlnych i w maksimum blasku świeci z mocą około 200 razy większą od słonecznej. Jego główny (jaśniejszy) składnik ma masę 3,9 mas Słońca i promień 2,9 razy większy 0od Słońca i temperaturę 12 000K. Składnik wtórny (ciemniejszy) jest znacznie mniej masywny (0,8 mas Słońca) i chłodniejszy (4000K), ale za to większy (3,5 promienia Słońca). Odległość między nimi wynosi 15 promieni słonecznych. Początkowe masy składników były inne niż obecne. Składnik wtórny, pierwotnie bardziej masywny rozdął się szybciej, a gdy jego powierzchniowe warstwy znalazły

Komputerowa symulacja przepływu materii między składnikami układu Algola

się dostatecznie blisko drugiej gwiazdy, rozpoczął się przepływ materii, który trawa do dzisiaj. Okres zmian jasności Algola wynosi 2 dni 20 godzin 48 minut i 56 sekund.
Obecnie wiadomo, że Algol jest gwiazdą co najmniej potrójną. Trzeci składnik ma masę 1,4 razy większą od masy Słońca i znajduje się w dużej odległości od ciasnego układu podwójnego.
Gwiazdy typu beta Lyrae składają się z dwóch blisko siebie krążących gwiazd o kształcie elipsoidalnym co jest wynikiem działania na gwiazdy sił grawitacyjnych. Z powodu tego odkształcenia , a także nierównomiernej jasności powierzchniowej , jasność układu zmienia się w sposób ciągły także poza minimami. Okres zmian wynosi kilka dni.
Gwiazdy typu W Ursae Majoris mają podobną krzywą zmian jasności co gwiazdy b Lyrae ale okresy obiegu tych gwiazd są bardzo krótkie i wynoszą kilka lub kilkanaście godzin. Tak krótkie okresy świadczą o tym iż są to układy jeszcze ciaśniejsze niż układy typu beta Lyrae i oba składniki mają podobne parametry fizyczne.

---