1. Narodziny

Gwiazdy powstają powoli, z obłoków materii międzygwiezdnej, które z różnych przyczyn zagęszczają się, a siła grawitacji robi już dalej swoje. Gdy obłok gęstnieje na tyle, że w jego centrum powstają warunki umożliwiające pokonanie sił jądrowe pomiędzy atomami wodoru - zachodzi reakcja jądrowa. Zapala się gwiazda.
Podstawowym paliwem gwiazd jest wodór - pierwiastek o najprostszej budowie, którego jest najwięcej w kosmosie. Wodór podczas reakcji jądrowej zamienia się w hel, a niewielki deficyt masy, zamieniany jest, zgodnie z nieśmiertlenym równaniem Einsteina E=m*c2 w energię.

2. Życie

Życie gwiazdy zależy od tego jak jest wielka. Zgodnie z powiedzeniem "otyli żyją krócej", gwiazdy najmasywniejsze żyją najkrócej.
Oczywiście nie bierzemy pod uwagę ingerencji innych tworów kosmosu jak np. czarne dziury, które mogą "wyssać" materię z gwiazdy, przyspieszając jej koniec.
Jak gorąco jest w środku gwiazdy? W środku gwiazdy panuje temperatura około 15 milionów K (kelwinów). Ile to jest? Juz dwa tysiące stopni Kelwina trudno sobie wyobrazić, a co dopiero 15 milionów.

Dzięki zachodzacym w gwiazdach reakcjom jądrowym powstały z wodoru wszystkie inne istniejące w przyrodzie pierwiastki. Wapń w naszych kościach, złoto leżące w bankach, krzem w układach scalonych czy aluminium w felgach samochodów. To wszystko powstało we wnętrzu gwiazd. Jesteśmy zbudowani z popiołów gwiazd.
Niemniej jednak, podstawowymi reakcjami, które zachodzą w gwiazdach będących w "wieku produkcyjnym" są:

a) cykl protonowo-protonowy
Dwa protony (czy jak kto woli - jądra atomów wodoru) łączą się ze sobą, tworząc jądro deuteru, czyli jądro atomu wodoru bogatsze o jeden neutron). Towarzyszy temu emisja pozytonu (czyli antyelektronu) oraz neutrina. Pozyton od razu anihiluje z jednym z licznych elektronów, co daje sporą ilość energii.
11H + 11H -> 21H + e+ + v
Następnie, do powstałego jądra deuteru przyłącza się jeszcze jeden proton i powstaje jądro helu (izotop) oraz emitowane jest promieniowanie gamma.
21H + 11H -> 32He + gamma
Ostatnim etapem tego cyklu jest połączenie się dwóch powstałych jąder atomu helu z utworzeniem jądra cięższego izotopu helu oraz dwóch protonów (jąder atomu wodoru).
32He + 32He -> 42He + 11H + 11H
Podsumowując:
Z sześciu protonów (jąder atomów wodoru) powstaje jedno jądro atomu helu, dwa protony, dwa kwanty promieniowania gamma, dwa pozytony (które anihilują) i dwa neutrina (które nieprawdopodobnie słabo wchodzą w reakcje z innymi cząstkami elementarnymi).
6 11H -> 42He + 2 11H + 2 e+ + 2 v + 2 gamma
Powyższe reakcje możliwe są jedynie dzięki warunkom panującym we wnętrzu Słońca. W "normalnych" warunkach "dobrowolne" połączenie się dwóch protonów jest raczej niemożliwe.

b) cykl węglowo-azotowy (CNO)
Możliwa jest także synteza jąder helu z jąder wodoru (protonów) przy udziale masywniejszych pierwiastków. Do tego potrzeba jeszcze więcej energii, więc tego typu reakcje zachodzą głównie w samym środku gwiazdy. Im od środka dalej, tym częściej zachodzi cykl protonowo-protonowy.
W pierwszym etapie, z izotopu węgla 12C po połączeniu z jądrem wodoru powstaje izotop węgla 13C poprzez przemianę atomu węgla w atom izotopu azotu 13N. Towarzyszy temu emisja dwóch kwantów promieniowania, jednego pozytonu oraz jednego neutrina.
126C + 11H -> 137N + gamma -> 136C + e+ + v
Kolejnym etapem jest reakcja jądra atomu węgla 13C z jądrem wodoru i powstanie jądra azotu oraz emisja kwantu promieniowania.
136C + 11H -> 147N + gamma
Następnie jądro azotu reaguje z jądrem wodoru i poprzez powstanie izotopu tlenu 15O powstaje izotop azotu 15N, czemu towarzyszy emisja kwantu promieniowania, pozytonu oraz neutrina.
147N + 11H -> 158O + gamma -> 157N + e+ + v
Ostatnim etapem jest reakcja izotopu azotu 15N z jądrem wodoru co prowadzi do "odtworzenia" jądra atomu węgla oraz powstania jądra atomu helu.
157N + 11H -> 126C + 42He
Podsumowując: Z jądra atomu węgla oraz czterech jąder wodoru powstaje, przy "pośrednictwie" jąder azotu i tlenu jądro atomu helu, 3 kwanty promieniowania, 2 pozytony oraz 2 neutrina.
126C + 4 11H -> 126C + 42He + 3 gamma + 2 e+ + 2 v

b) proces 3 alfa
Jest on niejako powiązany z cyklem CNO i dotyczy gwiazd, które przekształciły większość wodoru w hel.
W tym procesie, w reakcji trzech jąder helu, za pośrednictwem jądra berylu, powstaje jądro atomu węgla i dwa kwanty promieniowania.
42He + 42He -> 84Be + gamma
84Be + 42He -> 126C + gamma

Gdy gwiazda przekształca wodór w hel, a ten w węgiel, zaczynają zachodzić inne procesy jądrowe, prowadzące do sytezy cięższych pierwiastków.
Powstają pierwiastki takie jak neon, tlen czy krzem. W końcowym etapie powstaje żelazo - pierwiastek posiadający najbardziej stabilne jądro ze wszystkich pierwiastków (posiada największą energię wiązania jądra atomowego - po prostu bardzo trudno jest je przekształcić w inne pierwiastki i wymaga to potężnych energii).

3. Śmierć

To proste - w odniesieniu do gwiazd ma zastosowanie stwierdzenie, że otyli żyją krócej. Innymi słowy - im gwiazda masywniejsza tym szybciej się "wypala".
Wodór zostaje przekształcony w hel, ten w węgiel. Na końcu przemian jądrowych powstaje żelazo. Tak więc gwiazda pod koniec życia posiada jądro zbudowane głównie z żelaza i niklu, otoczone różnymi warstwami, w których mogą zachodzić jeszcze "resztkowe" rekacje jądrowe, dopalające pozostałości wodoru czy helu.
W gwieździe rozpoczynają się zapasy pomiędzy grawitacją a ciśnieniem gazu (oczywiście nie gazu takiego jaki znamy, lecz gazu ze zjonizowanych atomów i elektronów).

Podział i klasyfikacja gwiazd

Aby ułatwić sobie życie, postanowiono posegregować gwiazdy. Połączyć je jakimiś zależnościami w zbiory możliwe do ogarnięcia ludzkim umysłem.

Klasy widmowe

Podzielono gwiazdy na klasy widmowe, w zależności od tego jaki kolor ma gwiazda tzn. jakie emituje promieniowanie elektromagnetyczne w zakresie światła widzialnego.
Chłodniejsze gwiazdy świecą na czerwono, te najgorętsze - na białoniebiesko.
Wynika to z prawa Wien'a, które ogólnie mówi że ciała o różnej temperaturze emitują promieniowanie o różnej długości fali.
Tak naprawdę prawo Wien'a wskazuje długość fali o największym natężeniu, emitowaną przez ciało o danej temperaturze. Oznacza to, że wszystkie ciała o temperaturze powyżej 0 K emitują fale elektromagnetyczne o szerokim widmie, a prawo Wien'a pokazuje, która z tych fal przeważa w widmie ciała o danej temperaturze.
Wzór na obliczenie tej długości fali (w cm) to lambda (cm) = 0,29/T, gdzie T - temperatura ciała w kelwinach.
Inaczej mówiąc - gorętsze obiekty emitują fale krótsze (o większej energii) - dlatego też najgorętsze gwaizdy postrzegamy jako świecące na bladoniebiesko. Natomiast obiekty chłodniejsze emitują fale o mniejszej energii, czyli dłuższe - przez co postrzegamy je jako świecące na czerwono.
Ponadto, z wykresu tego wynika, że obiekty chłodniejsze emitują promieniowanie o mniejszym natężeniu (bardziej płaska krzywa) niż obiekty gorące. Jest to zgodne z naszym intuicyjnym postrzeganiem świata - lód wywołuje na naszej skórze uczucie zimna, kubek z gorącą herbatą trzymany w ręku - uczucie gorąca. Oba te przedmioty emitują promieniowanie, w głównej mierze - podczerwone. Niniejszy obrazek wzięty ze strony ukazuje Prawo Wien'a w całej okazałości.

Typy widmowe

Wracając do klas (typów) widmowych - jedne źródła podają tylko klasy O, B, A, F, G, K, M. Inne uzupełniają je jeszcze o klasy dodatkowe R, N i S, a jeszcze nowsze źródla podają, że klasy R i N zostały zastapione przez klasę C.
Dobrym mnemotechnicznym sposobem na zapamiętanie tych klas jest angielskie zdanie "O Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now Sweetheart".
Ponadto każdy typ widmowy dzieli się na 10 podtypów (oznaczanych od 0 do 9), przy czym 0 oznacza gwiazdy najgorętsze, a 9 chłodniejsze. Najgorętsze znane gwiazdy mają typ widomowy O3.

Typy widmowe
Typ widmowy Temperatura (K) Barwa Widmo
(linie) charakterystyczne
Przykłady
O 60 000 - 28 000 niebieskobiała - neutralny H i He (słabe)
- zjonizowany He (wyraźne)
- wielokrotnie zjonizowane Si, C, N, O
Alnitak O9,5 Ib
Suhail O7
B 28 000 - 10 000 biała - neutralny H i He (mocniejsze)
- zjonizownay Ca (słabe linie H i K)
Rigel B8 Iab
Regulus B7 V
A 10 000 - 7 500 białożółta - H (najmocniejsze)
- zjonizowany Ca (mocniejsze linie H i K)
- słabe linie pierwiastków cięższych
Syriusz A1 V
Wega A0 V
Altair A7 V
Formalhaut A3 V
Deneb A2 Ia
F 7 500 - 6 000 jasnożółta - H (słabe)
- zjonizowany Ca (mocniejsze linie H i K)
- Fe, Ca, Ti (pasmo G)
Kanopus F0 Ib
Procjon F5 IV
Mirfak F5 Iab
G 6 000 - 5 000 żółta - H (słabe)
- Ca (intensywne)
- zjonizowany Ca (dominujące linie H i K)
Słońce G2 V
Toliman G2 V
Alfa Centauri A G2 V
K 5 000 - 3 500 pomarańczowa - H (bardzo słabe)
- linie metali
Arktur K2 III
Aldebaran K5 III
Polluks K0 III
M 3 500 - 2 000 czerwona - TiO (silne)
- liczne linie metali
Betelgeza M2 Ia
Gacrux M3 III
L 2 000 - 1 300 purpurowa - silne linie wodorków metali (FeH, CrH)  
T 1 300 - 500 wiśniowa - linie metanu
- silne linie pary wodnej
- słabe linie tlenków metali (TiO, VO)
epsilon Indi B T1
W 140 000 - 20 000 białoniebieska gwiazdy Wolfa-Rayeta
- szerokie linie He, N, C i O
 
P 200 000 - 30 000 białoniebieska jądra mgławic planetarnych  
C 3 900 - 2 500 czerwona tzw. gwiazdy węglowe
- pasma cząstek C2, CO, CN
 
S 4 000 - 2 500 czerwona tzw. gwiazdy cyrkonowe
- pasma cząstek ZrO, YO, LaO
 

O co chodzi z tymi liniami i pierwiastkami? Pierwiastki znajdujące się w gwieździe pochłaniają promieniowanie o określonej długości fal (zjawisko to jest podstawą powstania tzw. "widma absorpcyjnego"). Docierające do nas światło gwiazd nie jest monochromatyczne (nie jest to jedna, jedyna długość fali świetlnej jak ma to miejsce np. w ulicznych lampach sodowych), a tylko na takie wygląda. Jeśli je rozłożymy na poszczególne "składowe" długości fal, okaże się, że składa się z licznych widm emisyjnych dla poszczególnych pierwiastków.
Światło gwiazdy zawiera widmo emisyjne pierwiastków ją budujących.

Wielkość gwiazdowa (jasność gwiazd)

Kolejną cechą opisującą gwiazdę jest wielkość gwiazdowa. Nie chodzi tu o rozmiary, a raczej o to, jak widzimy daną gwiazdę z Ziemi - jak jasno świeci. Pewne gwiazdy znajdują się w odległości kilku lat świetlnych od Ziemi, a inne w odległości kilku tysięcy lat świetlnych. Gwiazda chłodniejsza, słabej świecąca, a znajdująca się bliżej Ziemii, będzie sprawiała wrażenie "potężniejszej", jako że będzie świeciła jaśniej, niż większa od niej, bardzo gorąca gwiazda znajdująca się bardzo daleko. Aby nie ulegać tego typu złudzeniom i aby mieć lepsze pojęcie o natężeniu światła emitowanego przez gwiazdy, wprowadzono pojęcie wielkości gwiazdowych.
W starożytności podzielono gwiazdy na 5 klas (wielkości) gwiazdowych, w zależności od tego, jak mocno świeciły na niebie (te najjaśniesze należały do 1 klasy).
Obecnie klas jest znacznie więcej, ponieważ do obserwacji nie używamy już tylko "gołych oczu", a stosunek pomiędzy dwiema kolejnymi wielkościami gwiazdowymi wynosi 1:1001/5 = 2,512..., czyli np. gwiazda o wielkości gwiazdowej 4 świeci o ok. 2,5 raza słabej niż gwiazda o wielkości gwiazdowej 3.
Aby obliczyć, o ile mocniej (lub słabiej) świeci jedna gwiazda od drugiej, stosuje się wzór Pogsona :

a - b = 2,5 * log (Ib/Ia)

gdzie:
a, b - wielkości gwiazdowe dwóch gwiazd
Ia, Ib - natężenie światła z obu gwiazd
aby nie bawić się w logarytmy, można zapisać, że
Ia/Ib = 100,4*(b-a)

Najsłabsze gwiazdy widoczne gołym okiem mają 6. wielkość gwiazdową, natomiast obiekty bardzo jasne np. Słońce czy Księżyc w pełni, mają ujemne wielkości gwiazdowe (co oznacza, że bardzo jasno świecą), Słońce ma -26,7, a Księżyc -12,0.
Istnieje zależność pomiędzy jasnością gwiazdy (m), a natężeniem światła (w luksach) które emituje:
m = - 2,5 * log I - 13,98

Istnieją dwa pojęcia dotyczące jasności.
Pierwsze to jasność obserwowana (wielkość gwiazdowa widoma) (mag) czyli taka, jaką możemy określić na podstawie obserwacji z Ziemi - jest to tzw. magnitudo, i określamy ją skrótem mag.
Drugie to jasność absolutna (absolutna wielkość gwiazdowa) (M) - jest to wielkość gwiazdowa, jaka miałaby dana gwiazda, obserwowana z odległości 10 parseków (32,6 lat świetlnych). To pojęcie pozwala nam ocenić jasność gwiazdy, bez względu na odległość, w jakiej się od nas znajduje.
Stosunek pomiędzy jasnością absolutną (M), a jasnością obserwowalną (mag) określa wzór:
M = mag + 5 - 5 log D

gdzie D - jest odległością gwiazdy w parsekach.
Możemy wyznaczyć np. jasnośc absolutną dla Księżyca w pełni:
M = -12 + 5 - 5 log 0,000000012961700 = -7 - (-39,43669017) = 32,436
oznacza to, że Księżyc z odległości 10 pc byłby niewidoczny nawet dla bardzo dużych teleskopów, nie wspominając już faktu, że Księżyc nie świeci własnym światłem, lecz światłem odbitym, pochodzącym od Słońca. Tak więc to wyliczenie było czysto teoretyczne. Istnieje jeszcze pojecie bolometrycznej jasności gwiazdy, ale to ma znaczenie przy obserwacjach gwiazd przy pomocy klisz fotograficznych.

Klasy jasności gwiazd

Gwiazdy można też podzielić na klasy jasności, w zalezności od tego jak są wielkie.

Klasa Opis
0, Ia0, Ia+ hiperolbrzymy; wydzielona klasa z nadolbrzymów dla wyróżnienia gwiazd najjaśniejszych
Ia - Ib nadolbrzymy (najjaśniejsze); jasne i masywne gwiazdy o promieniach nawet kilkadziesiąt tysięcy razy większych od promienia Słońca i masie 10 - 50 mas Słońca; są to gwiazdy u schylku swojego życia; bardzo rzadkie;
przykłady to Canopus (F0Ib), Betelgeuza (M2Ib), Antares (M1Ib), Rigel (B8Ia)
II jasne olbrzymy;
przykłady to Sargas (F1II), Alphard (K3II)
III olbrzymy; o promieniach kilkanaście - kilkadziesiąt razy większych od promienia Słońca;
przykłady to Arktur (K2III), Hadar (B1III)
IV podolbrzymy
V karły czyli gwiazdy ciągu głównego diagramu H-R; spalające wodór, "normalne" gwiazdy
VI (sd) podkarły (karły populacji II)
VII (wd, D) białe karły (najciemniejsze), o promieniu 0,01 promienia Słońca

Dla każdej klasy istnieją jeszcze podklasy oznaczane a, b, c... Przy czym najjaśniejsze są klasy "a".

Uwaga! Nie należy mylić jasności gwiazd (określanej przez klasy) z kolorami gwiazd (określanymi przez typ widmowy).
W przypadku klas jasności chodzi o natężenie emitowanego światła, a nie o jego kolor - tak jak z kolorowymi żarówkami. Czerwona żarówka o mocy 100 watów będzie miała większą "klasę jasności" (czyli niższą, wegług powyzszej klasyfikacji) niż 20 watowa żarówka świecąca na żółto, pomimo, że kolor żółty wydaje się nam intuicyjnie "jaśniejszy" od czerwonego.

Diagram Hertzsprunga - Russela (H-R)

Diagram ten łączy zależność pomiędzy absolutną wielkością gwiazdową a typem widmowym gwiazdy. Jak się okazało, wiekszość gwiazd spełnia prawidła określone w tym diagramie. Co więcej, diagram ten umożliwia określenie jak wyglądała dana gwiazda kiedyś oraz jak będzie wyglądała w przysłości.
Można to prześledzić na przykładzie Słońca. Jest to gwiazda typu G2V



Inna wersja diagramu H-R

Schemat ewolucji gwiazd

Poniżej przedstawiono schematy ewolucji gwiazd, w zależności od ich masy. Skala pozioma prezentuje długość czasu, w której odbywa się ewolucja. Jak widać, im cięższe gwiazdy, tym ich ewolucja i życie jest krótsza.
Obecnie znane gwiazdy mają masy od 0,1 do 256 mas Słońca.
Nie można dokładnie przewidzieć, czy dana gwiazda o znanych parametrach będzie ewoluować w taki a nie inny sposób. Wiele zależy od tego, jaki jest jej skład chemiczny, czy towarzyszą jej inne gwiazdy, czy przechodziła przez mgławice planetarne itp. Los gwiazdy możemy określić jedynie teoretycznie i podać najbardziej prawdopodobny scenariusz.


Rozmiary i inne parametry gwiazd

Poniższa ilustracja przedstawia czerwonego olbrzyma, niebieskiego nadolbrzyma, żółtego karła (Słońce), który w drugim rzędzie jest porównany z rozmiarami czerwonego karła, brązowego karła i białego karła (biała kropka).

Ilość gwiazd we Wszechświecie jest szacowana na 7 * 1022

Najwięcej jest czerwonych karłów.

Do niedawna uważano, że gwiazdy występują przeważnie w układach podwójnych lub wielokrotnych. Okazuje się jednak, że większość gwiazd jest samotna.

Masa gwiazd może się wahać w granicach 0,05 - 265 mas Słońca. Jedną z najbardziej masywnych gwiazd jest Eta Carinae. Jej masę szacuje się na 100-150 mas Słońca.
Do niedawna astronomowie uważali, że górną granicą masy jest ok. 150 mas Słońca.
Ale po odkryciu gwiazdy R136a1, której masę szacuje się na ok. 265 mas Słońca, poglądy na rozmiary gwiazd nieco się zmieniły. Istnieje jednak granica masy - tzw. granica Eddingtona, wynosząca ok. 300 mas Słońca. Powyżej tej masy gwiazda nie jest w stanie utrzymać przy sobie materii i promieniowanie "wydmuchuje" nadmiar masy z gwiazdy. Niektórzy naukowcy twierdzą, że pierwsze gwiazdy powstałe po Wielkim Wybuchu mogły mieć masy przekraczające nawet 300 mas Słońca, dzięki brakowi w ich składzie pierwiastków cięższych niż lit.
Najmniejsze znane gwiazdy, w których zachodzą jeszcze reakcje jądrowe mają masę rzędu 93 mas Jowisza (1/11 masy Słońca) - przykładami są AB Doradus C czy AB Doradus A. Szacuje się, że dolną granicą jest 75 mas Jowisza.
Jeszcze mniej masywne są brązowe karły - ciała z pogranicza gigantycznych planet i gwiazd, nazywane czasami gwiezdnymi niewypałami - maja zbyt małą masę, aby zaszły w nich rekacje jądrowe, więc bardzo wolno (nawet jak na kosmiczną skalę) stygną, zamieniając się w czarne karły.

Średnice gwiazd wahają się od kilkudziesięciu kilometrów dla gwiazd neutronowych do 1500 średnic Słońca - czerwony olbrzym Betelgeuza ma średnicę ok. 1000 razy większą niż Słońce. Oczywiście nie oznacza to że jest też tyle razy masywniejsza. Gęstość takich olbrzymów jest znacznie mniejsza niż np. Słońca.
Należy przy tym pamiętać, że średnica gwiazdy ma się nijak do jej masy. Gwiazdy najcięższe wcale nie są objętościowo największe. Nasze Słońce kiedyś też będzie czerwonym olbrzymem, chociaż jego masa będzie mniejsza niż obecnie.

Wiek gwiazd w znanym nam Wszechświecie to najczęściej 1 - 10 mld lat. Najdłużej mogą żyć czerwone karły - nawet bilion lat. Najstarsze znane czerwone karły maja ok. 13,7 mld lat, czyli są niewiele młodsze niż sam Wszechświat.
Najkrócej żyją potężne gwiazdy - olbrzymy i nadolbrzymy. Im większa gwiazda, tym mniej stabilna. Słońce jest prawdopodobnie przedstawicielem trzeciej generacji gwiazd.

Gęstość gwiazd waha się od 0,00014 kg/m3 do 3.000.000 ton/m3 dla białych karłów zbudowanych z materii zdegenerowanej. Dla gwiazd neutronowych wynosić może nawet 50.000.000.000 ton/m3 (gdyby Ziemia miała taką gęstość, miałaby średnicę ok. 6 km)

Liniowa prędkość rotacji gwiazd wynosi od 0 do 400 km/s. Większa szybkość grozi rozpadem gwiazdy. W przypadku pulsarów są to znacznie większe wartości.

Pole magnetyczne gwiazd może wynosić od 0 do 4 T (Słońce = 10-4 T). Dla magnetarów wwartości te mogą być gigantyczne.

Temperatura powierzchi gwiazd wynosi od 580 K dla brązowych karłów do 70.000 dla niebieskich nadolbrzymów. Temperatura koron gwiazdowych sięga milionów stopni.


Gwiezdna menażeria

- Biały karzeł -
To pozostałość po gwieździe o masie na tyle małej, że uniemożliwa osiągnięcie w jądrze temperatury koniecznej do fuzji jąder węgla.
Gwiazdy te stają się czerwonymi olbrzymami do czasu zużycia helu, po czym odrzucają zewnętrzne warstwy tworząc mgławicę planetarną i pozostaje bardzo gorące (ok. 100.000 K) jądro, zawierające głównie węgiel i tlen, otoczone przez atmosferę bogatą w wodór lub hel. Jądro stopniowo się ochładza, a brak reakcji termojądrowych, które mogłyby przeciwdziałać grawitacji powoduje, że staje się coraz gęstsze - jądro o masie połowy Słońca ma rozmiary porównywalne z Ziemią. Dlatego gęstość białego karła jest bardzo duża - rzędu milionów ton na metr sześcienny. Jedynie gwiazdy neutronowe i kwarkowe mogą być gęstsze. Im większa masa białego karła tym mniejsze jego rozmiary.
Istnienie białego karła jest potrzymywane przez ciśnienie zdegenerowanych elektronów.
Białe karły nie mogą mieć masy większej niż 1,4 masy Słońca. Gdy masa wzrośnie np. pobierając stopniowo materię z towarzyszącej gwiazdy, i przekroczy tzw. granicę Chandrasekhar'a, karzeł może ulec zapadnięciu i eksplozji jako supernowa typu Ia w procesie nazywanym "węglową eksplozją".
Lżejsze białe karły, o temperaturze nawet 20.000 K, stopniowo się ochładzają do temperatury promieniowania tła, jednak jest to proces trwający dziesiątki miliardów lat, więc białe karły powstałe u zarania Wszechświata nawet dzisiaj mogą mieć temperaturę rzędu kilku tysięcy K. W końcu stają się czarnymi karłami.
Ze względu na mały promień i potężną gęstość, białe karły mają bardzo silne pole grawitacyjne. Odważnik o masie 1 g ważyłby na powierzchni białego karła aż pół tony!
W listopadzie 2007 roku doniesiono o odkryciu nowego rodzaju rzadko występujących białych karłów, których atmosfera jest bardzo uboga w wodór lub hel. Nazwano je białymi karłami z węglową atmosferą. Są bardzo gorące (nawet do 23.000 K) i prawdopodobnie powstały z gwiazdy o masie ok. 10 mas Słońca. Karły te są za małe by przekształcić się w supernową i za duże, by stać się "zwyczajnym" białym karłem.
Gwiazdy, o niskiej metaliczności i widmach nieco innych niż białe karły nazywa się "podkarłami".

- Brązowy karzeł -
To gwiazda-niewypał, zwana dawniej czarnym karłem. Zagęszczony pod wpływem własnej grawitacji obłok materii międzygwiezdnej o zbyt małej masie (5-90 mas Jowisza, czyli około 8% masy Słońca), aby zapoczątkować reakcje termojądrowe w swoim wnętrzu. Obiekty o masie większej niż 13 mas Jowisza są w stanie zainicjować fuzję wodoru, ale proces ten jest niestabilny i brązowy karzeł nie jest w stanie go podtrzymać. Masą krytyczną do podtrzymania reakcji jądrowych jest masa 90 mas Jowisza.
Pierwszego brązowego karła zaobserwowano w 1995 roku i od tego czasu zaobserwowano ich już setki. Prawdopodobnie są to najpowszechniejsze obiekty kosmiczne w Drodze Mlecznej. Najbliższe brązowe karły znajdują się 12 lat świetlnych od Ziemi jako Epsilon Indi oraz Bb.
Temperatura powierzchni brązowego karła waha się w granicach 300-3000 K.
W przypadku młodych brązowych karłów, ich burzliwe wnętrze w połączeniu z szybkim ruchem wokół własnej osi produkuje pole magnetyczne o silnie poskręcanych liniach sił pola, które może podgrzewać materię w górnych warstwach atmosfery karła nawet do temperatury kilku mln stopni.
"Gwiazdy" te również mają dużą gęstość, a co za tym idzie - silne pole grawitacyjne. Odważnik o masie 1 g ważyłby na powierzchni brązowego karła 200 gramów.

- Czarna dziura -
Są chyba najbardziej intrygującymi ciałami niebieskimi, z którymi przyszło się zmierzyć ludzkiemu umysłowi.
Istnienie czarnych dziur przewidział w XVIII wieku, na podstawie swoich obliczeń, francuski matematyk Laplace.
To twory o tak silnej grawitacji, że nawet światło nie jest w stanie uciec z ich obszaru. Obszar ten określany jest jako horyzont zdarzeń. Jeżeli cokolwiek lub ktokolwiek go przekroczy - nie wyrwie się już z grawitacyjnej pułapki.
Dotychczas nie udało się bezpośrednio zaobserwować czarnej dziury, ale pośrednie obserwacje wskazują, że rzeczywiście te twory istnieją.
Na przykład, gdy czarnej dziurze towarzyszy gwiazda, z której materia jest przez dziurę wsysana - tworzy się wówczas wokół dziury tzw. dysk akrecyjny - tak jak wir wody w wannie, gdy wyjmiemy z niej korek. Materia wiruje, po czym znika za horyzontem zdarzeń czyli wpada do czarnej dziury. Wirując wokół dziury, materia się rozgrzewa do tak wysokiej temperatury, że emituje wysokoenergetyczne promieniowanie (np. rentgenowskie), tworzące prostopadłe do dysku (niejako na "biegunach" czarnej dziury) strumienie (tzw. "jets"), które jesteśmy w stanie zaobserować.
Układ podwójny sugerujący istnienie w nim czarnej dziury (tzn. czarna dziura + "wysysana" gwiazda) zaobserwowano po raz pierwszy w gwiazdozbiorze Łabędzia, gdzie gwiazda podwójna o jasności 9 mag i typie widmowym B0Ib jest jednocześnie silnym źrodłem promieniowania rentgenowskiego - znanego jako Cygnus X-1. Przy czym ustalono, że źródło tego promieniowania ma rozmiary nie większe niż kilkaset kilometrów.
Istnieją poważne przesłanki ku temu, aby stwierdzić, że w centrum każdej galaktyki znajdują się potężne czarne dziury. Prawdopodobnie też kwazary oraz rozbłyski promieniowania gamma mają związek z obecnością czarnych dziur.
Wyodrębniono dwa rodzaje czarnych dziur:
- "gwiazdowe", o masie ok. 10-15 mas Słońca, będące pozostałością po masywnych gwiazdach;
- supermasywne, o masie milionów mas Słońca, leżące w centrach galaktyk.
W 2007 odkryto trzeci, pośredni rodzaj czarnej dziury - zaobserwowano w galaktyce IC10 układ podwójny - olbrzymia gwiazda oraz czarna dziura o masie rzędu 24-33 mas Słońca. Nie wiadomo, jak czarna dziura o takiej masie mogła powstać, ponieważ gwiazda, z której powstała musiałaby mieć tak wielką masę (kilkaset mas Słońca), że nie byłaby w stanie osiągnąć stadium supernowej. Być może gwiazda, z której czarna dziura powstała, zawierała więcej cięższych pierwiastków niż dotychczas obserwowane gwiazdy.
W 2008 roku zaobserwowano (pośrednio) najmniejszą, jak narazie, czarną dziurę. Ma ona średnicę ok. 25 km i masę ok. czterech mas Słońca. Jest to jednocześnie najmniejszy odkryty obiekt poza Układem Słonecznym.
W zasadzie każde ciało fizyczne można przekształcić w czarną dziurę - trzeba je tylko na tyle silnie skompresować, aby osiągnęło stosowną gęstość materii. Gęstość ta jest różna dla różnych obiektów i jest proporcjonalna do odwrotności pierwiastka masy obiektu.
Każdy obiekt, który podczas kompresji przekroczy odpowiednią objętość (czyli osiągnie odpowiednio mały promień) stanie się czarną dziurą. Promień ten nosi nazwę promienia Schwarzschilda.

Dla Słońca wynosi on ok. 3 km, dla Ziemi ok. 8-9 mm, a dla człowieka...
...można go wyliczyć z prostego wzoru na promień Schwarzchilda (r):

r = (2 * G * M)/c2;

gdzie M - masa obiektu (kg), G - stała grawitacyjna (N*m3*kg-1*s-2), c - prędkość światła (m/s).

Weźmy ważącego 70 kg człowieka. Z powyższego wzoru wynika:
r = (2 * 6,67259 * 10-11 * 70)/(2,99792458 * 108)2 = 1,039 * 10-25 m

Natomiast gęstość (d) obiektu osiągającego promień Schwarzschilda można wyliczyć ze wzoru:

d = 7,3 * 1079 * (1 / m2) [kg*m3]

gdzie m - masa obiektu (kg)

tak więc gęstość naszego skompresowanego człowieka wyniesie:
d = 7,3 * 1079 * (1/4900) = 1,49*1076 kg*m-3.

Podsumowując, własności czarnej dziury takie jak wielkość, gęstość i masa określone są teoretycznie przez pewne graniczne wartości, zwane wielkościami Plancka, wynikającymi ze znanych nam praw fizycznych, i tak:
gęstość Plancka (maksymalna gęstość materii) wynosi 1097 kg/m3,
długość Plancka (najmniejszy rozmiar cząstki materii) wynosi 10-35 m,
masa Plancka (najmniejsza dopuszczalna masa czarnej dziury) wynosi 10-8 kg (to nie bład - 10-8 kg). Nie da się ścisnąc materii do rozmiarów mniejszych niż długość fali tej materii, dlatego czarne dziury nie moga mieć masy mniejszej niż 10-8 kg.

Aby nieco przybliżyć te rozmiary wystarczy uzmysłowić sobie, że czarne dziury o masie do 1012 kg mają średnicę mniejszą niż proton!

Aby gwiazda przemieniła się w czarną dziurę, masa jej jądra w końcowej fazie (a więc np. po przekształceniu się w supernową) musi mieć masę nie mniejszą niż 3 masy Słońca czyli ok. 5,97 * 1033 kg. Dotyczy to gwiazd masywnych, o masach większych niż ok. 8 mas Słońca.

Czarne dziury też czeka koniec. W zależności od masy (a więc i od rozmiarów) czarne dziury "parują" szybciej lub wolniej. Im lżejsza czarna dziura tym szybciej "paruje".
Steven Hawking ogłosił drukiem w 1977 roku teorię uwzględniającą efekty kwantowe, w myśl której czarne dziury są zdolne do emisji materii, a nie tylko do jej pochłaniania. Według niej czarna dziura emituje promieniowanie termiczne, którego temperatura jest odwrotnie proporcjonalna do masy (im mniejsza dziura, tym zimniejsze promieniowanie) - czarne dziury o masie ok. 1012 kg są w stanie emitować promieniowanie o temperaturze 1012 K (innymi słowy - taka temperature osiągają czarne dziury). Tak wysoka temperatura umożliwia emisję cząstek o niezerowej masie spoczynkowej (np. elektronów czy pozytonów). Oznacza to, że czarna dziura pozbywa się materii - czyli "paruje".
Poprzez parowanie zmniejsza swoją masę, a to napędza proces parowania, przez co robi się jeszcze bardziej ciepła i jeszcze szybciej paruje. Gdy w końcu masa czarnej dziury osiągeni wartośc ok. 106 kg następuje potężna eksplozja i po czarnej dziurze.
Czas potrzebny na wyparowanie czarnej dziury jest proporcjonlany do sześcianu jej masy początkowej.
Dla czarnej dziury o masie Słońca wynosi on 1064 lat.

Więcej na ten temat: Świat Nauki, Nr 6/2005.
Materiały na temat czarnych dziur (7 MB, pdf)

- Czarny karzeł -
To pozostałość po gwieździe o rozmiarach Słońca, która przekształciła się w białego karła, a ten ostygł i jest w stanie emitować jedynie promieniowanie ciała doskonale czarnego. Nie znamy obecnie żadnego obiektu tego typu, ponieważ czas potrzebny, aby biały karzeł wystygł do czarnego karła jest znacznie dłuższy niż czas istnienia Wszechświata. Gdy czarne karły już powstaną, będzie je trudno zaobserwować, jako że temperatura ich promieniowania będzie niewiele większa od tła promieniowania mikrofalowego Wszechświata. Ich odkrycie będzie możliwe jedynie poprzez detekcję ich pola grawitacyjnego.
Nie należy ich mylić z brązowymi karłami.

- Czerwony karzeł -
To mała i względnie chłodna gwiazda ciągu głównego (diagramu H-R), głównie typu widmowego M i K.
Przypuszczalnie Większość z istniejących we Wszechświecie gwiazd to właśnie czerwone karły, o średnicy i masie mniejszej niż 1/3 rozmiarów i masy Słońca (8-50% masy Słońca; karły o masie poniżej 8% masy Słońca to brązowe karły) i o temperaturze powierzchni rzędu 3500 K. Emitują mało światła, czasami o 10.000 razy mniej niż Słońce, dlatego trudno je zaobserwować.
Z powodu bardzo powolnego procesu fuzji atomów wodoru w swoim wnętrzu, gwiazdy te żyją niewiarygodnie długo. Szacuje się, że długośc ich życia może wynosić nie tylko dziesiątki miliardów lat, ale nawet biliony lat. Wszechświat istnieje za krótko, aby to zweryfikować, a fakt, że nie zaobserwowano w co przekształcają się czerwone karły świadczy o tym, że Wszechświat miał kiedyś początek. Czerwone karły nie są w stanie zainicjować jądrowej fuzji helu, przez co nigdy nie staną się czerwonymi olbrzymami. Zamiast tego powoli się kurczą, przemieniając wodór w hel, tworząc w końcu białe karły o rozmiarach porównywalnych z rozmiarami Ziemi.
Czerwone karły są w stanie wytworzyć pole magnetyczne o silnie poskręcanych liniach sił pola, które podgrzewa górne warstwy atmosfery gwiazdy, a proces ten często jest bardzo gwałtowny (tzw. flary).
Ciekawe jest, że nie zaobserwowano dotychczas czerwonych karłów, które nie zawierałyby pierwiastków cięższych od helu. Ponieważ pierwsza generacja gwiazd we Wszechświecie mogła zawierać jedynie wodór, hel i lit, powinny istnieć do naszych czasów czerwone karły, które powstały w tej generacji. Ale nie istnieją. Fakt ten sugeruje, że czerwone karły i inne gwiazdy o małej masie muszą zawierać pierwiastki cięższe niż hel, aby w ogóle mogły powstać.
Najbliższym Słońca czerwonym karłem jest Proksima Centauri. Z pozostałych 30 najbliższych Słońcu gwiazd, 20 z nich to też czerwone karły.
W 2005 roku odkryto pierwszą planetę krążącą wokół czerwonego karła. Planeta ta ma rozmiary Neptuna i masę równą 17 masom Ziemi. Okrąża gwiazdę w odległości zaledwie 6 milionów kilometrów, dzięki czemu na jej powierzchni temperatura wynosi ok. 150 st. C. W roku 2006 odkryto planetę podobną do Ziemi, która okrążą czerwonego karła w odległości 390 km i ma temperaturę rzędu -220 st. C.

- Gwiazda kwarkowa -
To hipotetyczny dotychczas obiekt kosmiczny, zbudowany z materii dziwnej.
Materia dziwna, według obliczeń teoretycznych, może powstawać we wnętrzu szczególnie masywnych gwiazd neutronowych. Neutrony we wnętrzu gwiazdy ulegają dzięki potężnej grawitacji zniszczeniu, uwalniając kwarki wchodzące w ich skład. Materię dziwną tworzą kwarki górne, dolne i dziwne, połączone ze sobą bezpośrednio, tak, że gwiazda kwarkowa tworzy jeden wielki nukleon. Jest to twór pośredni pomiędzy gwiazdą neutronową a czarną dziurą ze względu na swoja masę i gęstość. Jeżeli gwiazda kwarkowa otrzyma wystarczającą porcje materii, może przekształcić się w czarną dziurę.
Przypuszcza się, że materia dziwna jest jednym ze składników ciemnej materii. W kwietniu 2002 roku Obserwatorium Rentgenowskie Chandra zaobserwowała dwa obiekty, które mogą być gwiazdami kwarkowymi (RX J185635-3754 oraz 3C58), które wcześniej uznano za gwiazdy neutronowe. Jednak w oparciu o znane prawa fizyki stwierdzono, że obiekty te sa znacznie mniejsze i zimniejsze niż powinny być, co sugeruje, że zbudowane są z materii gęstszej niż neutrony. Jednak są to tylko spekulacje.

- Gwiazda neutronowa -
Powstaje, gdy jądro supernowej zapada się, tworząc obiekt o olbrzymiej gęstości, jednak na tyle małej, że nie dochodzi do kolapsu grawitacyjnego i powstania czarnej dziury. Gwiazda neutronowa charakteryzuje się silnym polem magnetycznym rzędu ok 100 T (tesli). Gwiazdy neutronowe o bardzo silnych polach magnetycznych nazywane są magnetarami.
Ze względu na małe rozmiary i potężną gęstość, gwiazdy neutronowe mają potężne pole grawitacyjne. Odważnik o masie 1 g ważyłby na powierzchni gwiazdy neutronowej 150 000 ton!
W przypadku gdy gwiazda neutronowa wiruje, silne pole magnetyczne powoduje rozpędzanie cząstek naładaownyahc elektrycznie do prędkości relatywistycznych. Gwiazdę taką nazywamy pulsarem. Emitowane strumienie promieniowania elektromagnetycznego możemy obserwować w postaci błysków, na tej samej zasadzie, jak obserwujemy błyski latarni morskich. Zakres emitowanego promieniowania jest bardzo szeroki - od fal radiowych poprzez światło widzialne aż do promieniowania rentgenowskiego czy gamma.
W roku 2008 w gwiazdozbiorze Cefeusza zaobserwowano pulsar (CTA 1), który emituje tylko promieniowanie gamma.

Rotacja gwiazdy neutronowej (a co za tym idzie - obserwowane błyski) jest bardzo szybka, a czas obrotu znanych pulsarów wynosi od 1,4 milisekundy (716 Hz) do 8,5 sekundy (0,12 Hz).
Ponieważ energia rotacji pulsara jest wykorzystywana do tworzenia strumieni emitowanego promieniowania, pulsar stopniowo zwalnia, a spowolnienie jest rzędu kilku sekund na dziesiątki tysięcy lat. Z czasem pulsary wirują coraz wolniej, a natężenie emitowanego promieniowania jest coraz słabsze.

- Gwiazda podwójna -
To układ dwóch gwiazd powiązanych ze sobą siłami grawitacji, które są dla siebie gwiazdami towarzyszącymi. Do niedawna uważano, że większość znanych gwiazd jest związana w układach podwójnych lub wielokrotnych.
Zdarza się, że gwiazda wyglądająca na podwójną okazuje się być jedynie nałożeniem światła jednej gwiazdy na drugą, gdy leżą prawie w tej samej linii z punktu widzenia obserwatora, a w rzeczywistości są bardzo od siebie oddalone. Taki układ to "optyczna gwiazda podwójna". Takich podwójnych gwiazd optycznych odkryto dotychczas ponad 700.
Nie zawsze można zaobserwować obydwa składniki takiego układu, ponieważ jeden z nich może byc bardzo mały i gęsty np. gwiazda neutronowa. W takim przypadku widoczny jest jedynie jasny skłądnik takiego układu który krąży wokół wspólnego środka masy obu gwiazd, co wygląda, jakby gwiazda się zataczała.
Gwiazdy podwójne mogą być obserwowane jako gwiazdy zmienne, gdy widać światło obu składników (jaśniejsza) i gdy większy składnik zasłania mniejszy (ciemniejsza) - patrz rysunek poniżej.
Dzięki takim układom oraz relacjom pomiędzy ich składnikami można określić masę odległych gwiazd, wchodzących w skład gwiazd podwójnych.

- Gwiazda rozbłyskowa (zmienna typu UV Ceti) -
To gwiazda która gwałtownie (nawet w ciągu minut) i w sposób nieprzewidywalny zwiększa swoją jasność. Rozbłysk dotyczy szerokiego spektrum promieniowania - od promieniowania rentgenowskiego po fale radiowe.
Gwiazdy rozbłyskowe to najczęściej ciemne czerwone karły, ale ostatnie odkrycia wskazuja, że brązowe karły też mogą generować rozbłyski.
Pierwsze gwiazdy rozbłyskowe odkryto w 1924 roku. Ale najbardziej znaną, od której nadano ogólną nazwę tych gwiazd - UV Ceti odkryto w 1948 roku.
Najbliższa Słońcu gwiazda rozbłyskowa to Proksima Centauri, inna bliska to Wolf 359. Gwiazda Barnarda również jest podejrzewana o rozbłyski. Ze względu na słabą widoczność czerwonych karłów, większość znanych gwiazd rozbłyskowych znajduje się w odległości nie większej niż 60 lat świetlnych od Słońa.

- Gwiazda uciekająca -
To gwiazda przemieszczająca się w kosmosie z niezwykle dużą szybkością w porównaniu do innych gwiazd. Zakłada się, że jest to rezultatem jednego z dwóch (teoretycznych) zdarzeń:
- bliskie spotkanie dwóch systemów podwójnych skutkujące rozpadnięciem sie obu systemów, przy czym niektóre gwiazdy wchodzące w jego skład zostają wyrzucone z nich z dużą prędkością lub
- wybuch supernowej w gromadzie gwiazd powodujący wyrzucenie niektórych z ich z dużą prędkością z gromady (bardziej prawdopodobny scenariusz).
Przedstawicielami uciekających gwiazd są AE Aurigae, 53 Arietis i Mu Columbae, gdzie każda z nich ucieka od pozostałej z gwiazd z prędkością ponad 100 km/s (Słońce przemieszcza się przez Drogę Mleczną z prędkością ok 20 km/s). Śledząc wstecz ich drogę można stwierdzić, że znajdowały się one 2 miliony lat temu w okolicy Mgławicy Oriona.

- Gwiazda węglowa -
To czerwony olbrzym (rzadziej czerwony karzeł), którego atmosfera zawiera więcej węgla niż tlenu. Te dwa pierwiastki reagują ze sobą w górnych warstwach gwiazdy, tworząc tlenek węgla (CO) oraz inne związki węgla. Duża ilość węgla jest rezultatem fuzji jąder atomów helu, która jest powszechnym procesem zachodzącycm w końcowej fazie istnienia czerwonych olbrzymów.
Wiele gwiazd węglowych jest układem podwójnym, w którym jeden składnik jest olbrzymem, a drugi białym karłem. Olbrzym nawarstwia utworzone atomy węgla na powierzchni białego karła, a widmo tej gwiazdy robi się coraz bogatsze w widmo węgla.
Dzięki analizie spektralnej stwierdzono w zewnętrznych warstwach obecność takich związków węgla jak dwucyjan czy cyjanowodór. Związki te krążą pomiędzy jądrem gwiazdy a zewnętrznymi warstwami, wpływając znacznie na ich skład. Fuzja helowa wyrzuca z jądra również inne pierwiastki powstałe w jądrze, takie jak lit czy cyrkon.
Gwiazdy te są zimne, a ich temperatura powierzchni wynosi 2000-3000 K. Większość energii emitują w postaci podczerwieni oraz promieniowanie elektromagnetycznego w zakresie widzialnym (niebieskim), które są absorbowane przez atomy węgla w atmosferze gwiazdy.
Pomimo swoich wielkich rozmiarów, gwiazdy węglowe są słabo widoczne bez użycia odpowiednich instrumentów. Mają ciemnoczerwony lub brązowy kolor, o "przydymionym" odcieniu.
Wszystkie gwiazdy węglowe są gwiazdami zmiennymi i to nieregularnie zmiennymi. Zmienia się ich jasność, co wygląda jakby pulsowały - wskazuje to na niestabilną strukturę gwiazdy.
Ze względu na niską grawitację, połowa lub więcej masy gwiazdy zostaje utracona w postaci silnego wiatru gwiezdnego. Pozostałości gwiazdy, jako bogaty w węgiel "grafitowy" pył staje się częścią materii międzygwiezdnej, odgrywając ważną rolę w formowaniu się kolejnych generacji gwiazd. Materiał otaczający gwiazdę węglową może ją z czasem całkowicie przesłonić, absorbując wszystkie długości fal świetlnych.

- Gwiazda Wolf'a-Rayet'a (gwiazda WR) -
To gorąca, masywna gwiazda emitująca silny wiatr słoneczny (a raczej - gwiazdowy). Gwiazdy WR są normalnym etapem ewolucji masywnych gwiazd, mających w swym widmie emisyjnym szerokie linie emisyjne helu i azotu (typ "WN") lub helu, węgla i azotu (typ "WC"). Zostały odkryte w XIX wieku dzięki obserwacjom spektroskopowym francuskich astronomów Wolf'aa i Rayet'a. Dzięki charakterystycznemu widmu emisyjnemu są łatwe do identyfikacji. W Drodze Mlecznej zaobserwowano około 150 gwiazd tego typu.
W 2008 roku Europejskie Obserwatorium Południowe (ESO) odkryło młodą gromadę gwiazd Westerlund 2, w której zaobserwowano podwójna gwiazdę, której dwa składniki są jednymi z najmasywniejszych znanych gwiazd - maja masy równoważne 82 i 83 masom Słońca. Obie te gwiazdy są gwiazdami Wolf'a-Rayet'a.

- Gwiazda zmienna kataklizmicznie (lub gwiazda typu U Geminorum) -
To układ podwójny, w którym jedne ze składników to biały karzeł , a drugi to najczęściej czerwony karzeł lub rzadziej - podkarzeł. Znanych jest kilkaset takich układów.
Zmienność takich układów jest bardzo gwałtowna i silna przy czym silna emisja ultrafioletu i promieniowania rentgenowskiego wraz ze specyficznymi liniami widma są znakami szczególnymi takich układów.
Gwiazdy w takim układzie są tak blisko siebie, że pole grawitacyjne białego karła zniekształca jej towarzysza i prowadzi do zabierania mu materii gwiazdowej. Przechwycona materia formuje zazwyczaj wokół białego karła dysk akrecyjny, który emituje wspomniane już promieniowanie a także może destabilizować białego karła, prowadząc do wybuchu "karłowatej nowej". Mechanizm tego wybuchu oparty jest na gromadzeniu materii w dysku akrecyjnym. Głównie jest to wodór, a gdy warunki panujące w dysku na to pozwalają - dochodzi do fuzji jądrowej, która w krótkim czasie prowadzi do przekształcenia wodoru w gęstej warstwie dysku w hel. Zewnętrzen warstyw dysku i produkty fuzji wyrzucone zostaja w przestrzeń międzygwiezdną. Możliwe jest, że po kilku tego typu eksplozjach masa i promień białego karła prowadzą do przekroczenia granicy Chandrasekhara i biały karzeł imploduje, przekształcając sie w gwiazdę neutronową - jest to tzw. kolaps indukowany akrecją. Zewnętrzne warstwy karła podążają za zapadającym się jądrem, aż spadają na nie i odbijają się od neutronowego jądra z potężną energią, co można zaobserwować jako wybuch supernowej typu Ia.
Czasami silne pole magnetyczne białego karła zaburza wewnętrzną część dysku akrecyjnego lub uniemożliwia nawet jego powstanie.
Gwiazdy zmienne katalizmicznie są podzielone na podklasy, w zależności od podobieństwa do pierwszych zaobserwowanych w swoim typie np. SS Cygni, VY Sculptoris, AM Herculis, U Geminorum itd.

- Gwiazda żelazna -
To teoretyczny typ gwiazd, składający się wyłącznie z izotopu żelaza 56Fe - pierwiastka, na którym zatrzymuje się synteza jądrowa w gwiazdach. Jest to jeden z najstabilniejszych istniejących izotopów. Teoretycznie za 101500 lat cała materia może przekształcić się w 56Fe. Gwiazdy zbudowane z żelaza byłyby podobne do białych karłów, które po 101076 latach przekształciłyby się w gwiazdy neutronowe.

- Hiperolbrzym (Hypergigant) -
To przedstawiciel wydzielonej z nadolbrzymów klasy gwiazd najpotężniejszych, najjaśniejszych i najcięższych.
Jego masa jest większa niż 100 mas Słońca i często zbliża się do teoretycznej granicy masy gwiazdy (120-150 mas Słońca). Istnienie cięższych gwiazd jest mało proawdopodobne, gdyż tak wielkie gwiazdy produkują tyle energii, że ta odrzuciłaby nadwyżkę masy gwiazdy powyżej 120 mas Słońca. Jednakże niektóre hiperolbrzymy mogą mieć prawdopodobnie u swoich początków masę nawet 200-250 razy większą niż masa Słońca.
Jego jasność może być większa nawet miliony razy od jasności Słońca, a temperatura powierzchni waha się w zakresie 3.500 - 35.000 K. Żyją bardzo krótko - 1 do 3 mln lat po czym przekształcają się w supernowe, a w rzadkich przypadkach w hipernowe, pozostawiając po sobie prawdopodobnie czarne dziury.
Są to wyjątkowo rzadkie gwiazdy - w Drodze Mlecznej zaobserwowano dotychczas 7 takich gwiazd.
Istnieć mogą też niebieskie hiperolbrzymy - najgorętsze, nieco chłodniejsze żółte i najchłodniejsze - czerwone. Żółte hiperolbrzymy są bardzo niestabilne, przez co są bardzo rzadkie w populacji hiperolbrzymów.

- Hipernowa -
To hipotetyczna odmiana supernowej. Powstaje, gdy wyjątkowo masywna gwiazda zapada się grawitacyjnie pod koniec swojego cyklu życiowego, tworząc czarną dziurę i dwa potężne strumienie (jety) plazmy rozpędzonej do prędkości bliskiej prędkości światła. Strumienie te emitują promieniowanie gamma i prawdopodobnie odpowiadaja za obserwowane tzw. rozbłyski gamma.
Gwiazdy o masach tak dużych, aby powstały hipernowe są bardzo rzadkie, ale niewykluczone, że gwiazda w naszej galaktyce - Eta Carine w ciągu najbliższego miliona lat zamieni się w hipernową.
EKsplozje hipernowych w poblizu Ziemi mogą zagrozić życiu. Przypuszcza się, że wybuch hipernowej był odpowiedzialny za masowe wymieranie gatunków na Ziemi 450 mln lat temu - oddziaływanie promieniowania gamma pochodzącego z wybuchu na powłokę ozonową przez zaledwie 10 sekund byłoby w stanie zmniejszyc ją o ponad połowę.
Szacuje się, że w naszej galaktyce hipernowa pojawia się raz na 200 mln lat.

- Kwazar -
To obiekt astronomiczny wyglądający w teleskopie optycznym jak zwykła gwiazda, ale charakteryzuje się bardzo silnym przesunięciem ku czerwieni (tzn. że bardzo szybko się oddala). Najwyższa znana wartość przesunięcia ku czerwieni dla kwazarów wynosi obecnie 6,4. Wynika z tego, że kwazary są obiektami bardzo odległymi od nas i emitują tyle energii co dziesiątki galatyk razem wziętych.
Dotychczas zaobserwowano kilkaset kwazarów. Najbliższe znajdują się w odległości ok. 240 Mpc (ok. 780 mln lat świetlnych), ale większość z nich znajduje się w odległości ok. 1000 Mpc (3,2 mld lat świetlnych).
Są najjaśniejszymi obiektami w znanym nam Wszechświecie. Najjaśniejszym znanym kwazarem jest 3C 273 w konstelacji Panny. Jego jasność absolutna wynosi -26,7 co oznacza, że gdyby znajdował się w odległości 32 lat świetlnych od Ziemi to świeciłby na niebie tak jasno jak Słońce. Jego jasność jest 1012 razy większa od jasności Słońca i 100 razy większa od jasności Drogi Mlecznej.
Niektóre z kwazarów wykazują gwałtowne zmiany jasności, na przestrzeni miesięcy, tygodni czy nawet godzin. Naukowcy uważają, że kwazary emitują energię z regionu o bardzo małym rozmiarze, a regiony te są w bliskim kontakcie ze sobą, co umożliwia koordynację zmian jasności całego kwazara. SUgeruje to również, że rozmiary kwazara nie mogą być większe niż kilka tygodni świetlnych (orbita Plutona ma średnicę około 9,6 godziny świetlnej).
W porównaniu z galaktykami, kwazary odznaczają się podobnymi cechami. Wykazuja emisję szerokiego spektrum elektromagnetycznego - od fal radiowych, poprzez podczerwień, światło widzialne, ultrafiolet aż po promieniowanie rentgenowskie i gamma. Moga też posiadać jety. Większość kwazarów emituje głównie podczerwień.
Kwazary są "zasilane" prawdopodobnie przez bardzo masywne czarne dziury, które pochłaniają co roku materię o masie równej 10 gwiazdom (najjaśniejsze kwazary - prawdopodobnie masę odpowiadającą 1000 gwiazdom). To pozwala na tak potężną emisję energii. Czarne dziury są w stanie przetworzyć nawet połowę masy materii opadającej na nią z dysku akrecyjnego, na energię (ziemskie reakcje jądrowe są w stanie przetworzyć zaledwie kilka procent materii w energię).
Kwazary potrafią "gasnąc" i znów rozbłysnąć, co sugeruje, że zależą w dużej mierze od ilości otaczającej je materii. Kiedy w pobliżu zaczyna brakować obłoków materii międzygwiezdnej która mogłaby być wchłonięta przez czarną dziurę, stają się zwykłymi galaktykami (a raczej ich jądrami). To wyjaśnia, dlaczego w naszym pobliżu (w najmłodszym obserwowalnym Wszechświecie) nie ma kwazarów - w starszym Wszechświecie (obserwacyjnie) było więcej pyłu i obłoków materii międzygwiezdnej, więc kwazarom było łatwiej "się pożywić".
Niewykluczone więc, że większość galaktyk, w tym Droga Mleczna, przechodziły w swojej ewolucji przez fazę kwazara, a znajdujące się obecnie w ich centrum potęzne czarne dziury nie emitują silnego promieniowania, ze względu na małą ilość materii w ich pobliżu (pomimo iż galaktyka zawiera miliardy gwiazd, to jednak gęstość samej materii międzygwiezdnej jest zbyt niska jak na potrzeby czarnej dziury, by mogła stać się znów kwazarem).

- Magnetar -
To gwiazda neutronowa, posiadająca bardzo silne pole magnetyczne o wartości nawet 1010 T (tesli) i więcej. Pole to jest tak silne, że zabiłoby człowieka z odległości tysiąca kilometrów, rozdzierając jego komórki poprzez wpływ na cząsteczki wody (które są diamagnetykami) w jego organizmie.
Dla porównania, pole magnetyczne o natężeniu 10 GT byłoby w stanie zmazać informację z paska magnetycznego na karcie kredytowej z odległości równej połowie dystansu Ziemia - Księżyc.
Magnesy neodymowe mają pole o natężeniu ok. 1 T, pole magnetyczne Ziemi wynosi 30-60 uT (mikrotesli). Zawartość większości nośników magnetycznych może zostać skasowana przy użyciu pola magnetycznego o natężeniu 1 mT (militesli).
Szacuje się, że magnetary powstają w 1 przypadku na 10 eksplozji supernowych. Dotyczy to gwiazd, które już przed eksplozją miały silne pole magnetyczne i dużą rotację. Dzięki temu, po eksplozji prądy konwekcyjne w jądrze gwiazdy są w stanie objąc znaczną część jądra i przekazać duża ilość energii kinetycznej polu magnetycznemu, zwiększając je znacznie. Gdy gwiada miała słabsza rotację, prądy powstają tylko lokalnie i powstaje "jedynie" zwykła gwiazda neutronowa. Proces ten zachodzi w ciągu pierwszych kilkunastu sekund od powstania gwiazdy neutronowej.
Oprócz silnego pola magnetycznego, gwiazdy te emitują również znaczne ilości wysokoenergetycznego promieniowania elektromagnetycznego, zwłaszcza promieniowania rentgenowskiego i gamma. To tłumaczy występowanie takich zjawisk jak pulsary rentgenowskie czy rozbłyski miękkiego promieniowania gamma.
W zewnętrznych warstwach magnetara, które zawierają plazmę zawierającą jony cięzkich pierwiastków (głównie żelaza) ciśnienie, a raczej ich napięcie może powodować wstrząsy sejsmiczne - "trzęsienia gwiazdy", podczas których uwalniania jest w potężnej eksplozji znaczna ilość energii w postaci błysków promieniowania rentgenowskiego czy gamma. Materia wyrzucana podczas tych wstrząsów porusza się zgodnie z liniami sił pola magnetycznego i ucieka w przestrzeń w przeciągu kilku minut. To powoduje zmniejszenie momentu pędu i w rezultacie spowalnia rotację magnetara. Spowolnienie to jest znacznie szybsze niż w normalnych giwazdach neutronowych. Skutkuje to osłabieniem pola magnetycznego i w rezultacie, po około 10.000 lat, wstrząsy sejsmiczne ustają. Wtedy magnetar emituje już tylko promieniowanie rentgenowskie (jako pulsar rentgenowski).
Po kolejnych 10.000 lat emisja zanika zupełnie.
Przypuszczalne magnetary to np. obiekt SGR 1806-20 (w gwiazdozbiorze Strzelca, w odległości ok. 50.000 lat świetlnych od Ziemi) czy obiekt 1E 1048.1-5937 (w gwiazdozbiorze Carina, w odległości 9.000 lat świetlnych od Ziemi) - gwiazda z której powstał ten magnetar miała masę rzędu 30-40 mas Słońca.

- Mikrokwazar -
To mniejszy kuzyn kwazara, nazwany tak ze względu na pewne cechy charakterystyczne dla kwazarów: silna i zmienna emisja fal radiowych (często w postaci strumieniów - jetów) oraz dysk akrecyjny wokół czarnej dziury. Czarna dziura w mikrokwazarach ma masę rzędu kilku mas Słońca. Materia w dysku akrecyjnym pochodzi najczęściej z pobliskiej gwiazdy, a sam dysk emituje silne promieniowanie elektromagnetyczne w zakresie światła widzialnego oraz rentgenowskim.

- Nadolbrzym (Supergigant) -
To przedstawiciel najbardziej masywnych gwiazd we Wszechświecie. Nadolbrzymy o bardzo dużej jasności nazywane są hiperolbrzymami (hipergigantami).
Nadolbrzym może mieć masę rzędu 10-70 mas Słońca, przy średnicy o rozmiarach 30-500 średnic Słońca (mogą jednak dochodzić nawet do 1000 średnic Słońca).
Jasność nadolbrzyma jest większa kilkadziesiąt lub nawet setki tysięcy razy niż jasność Słońca.
Czerwone nadolbrzymy emitują mniej energii (w odniesieniu do tej samej powierzchni gwiazdy) niż niebieskie nadolbrzymy.
Niebieskie nadolbrzymy rzadko występują we Wszechświecie i są to największe, najgorętsze i najjaśniejsze gwiazdy, w zwiąku z tym, mimo swojej unikalności można je łatwo dojrzeć. Największym dotychczas znanym niebieskim nadolbrzymem jest gwiazda HD 5980, o masie 150 mas Słońca, która zdeklasowała innego niebieskiego nadolbrzyma, uważanego za największą zaobserwowaną gwiazdę - Eta Carine (o masie rzędu 100 mas Słońca).
Nadolbrzymy, ze względu na swoją masę, żyją dość krótko - około 10-50 mln lat i można je zaobserwować jedynie w młodych stukturach kosmicznych takich jak otwarte gromady gwiazd, ramiona galaktyk spiralnych czy galaktykach o nieregularnym kształcie, czyli tam gdzie procesy gwiazdotwórcze zachodzą dość intensywnie. Kończą swoje krótkie i burzliwe istnienie jako super- lub hipernowe.
Nadolbrzymy występują we wszystkich typach widmowych - od młodych gwiazd typu O (np. Rigel w konstelacji Oriona jest młodym białoniebieskim superolbrzymem) do M (stary, kończący gwiazdowy żywot, czerwony nadolbrzym Betelgeuza).

- Obiekt Thorne'a-Żytkowej -
Hipotetyczny rodzaj gwiazdy, powstałej przez "połknięcie" gwiazdy neutronowej przez czerwonego olbrzyma lub nadolbrzyma. Przypuszcza się, że takie obiekty mogą powstać, gdy gwiazda neutronowa zderzy się z olbrzymem lub nadolbrzymem w ciasnje gromadzie gwiazd; gdy w układzie podwójnym dojdzie do wybuchu supernowej, a powstała gwiazda neutronowa zostanie wchłonięta przez drugi składnik; ewentualnie gdy wędrująca gwiazda neutronowa zostanie przechwycona przez gwiazdę przekształcają się właśnie w czerwonego olbrzyma. Zależnie od sposobu powstania, obiekt Thorne'a-Żytkowej może mieć masę 2-30 mas Słońca.
Jeżeli po połączeniu się gwiazdy neutronowej z jądrem drugiej gwiazdy masa jądra będzie większa niż ok. 3 masy Słońca, może dojść do wybuchu supernowej i powstania czarnej dziury. W przeciwnym razie oba jądra "zleją się", tworząc jedną gwiazdę neutronową. Szacuje się, że w Drodze Mlecznej może istnieć nawet do 200 takich obiektów. Dotychczas jeszcze żadnego nie zaobserwowano, ale podejrzewa się kilka z zaobserwowanych gwiazd, że mogą być OTŻ.

- Olbrzym (Gigant) -
To gwiazda, która zakończyła jądrową fuzję wodoru w swoim jądrze na rzecz fuzji wodoru w swych bardziej zewnętrznych warstwach. Im reakcje jądrowe przebiegaja bliżej powierzchni gwiazdy, tym bardziej się ona powiększa, co zwiększa jasność gwiazdy (nawet 10.000 razy) lecz maleje temperatura jej powierzchni, przez co gwiazda robi się nieco ciemniejsza - staje się czerwonym olbrzymem.
Olbrzymy o małej masie przekształacają się z czasem w białe karły, a bardziej masywne stają się jasnymi olbrzymami lub nadolbrzymami.
Czerwone olbrzymy to gwiazdy należące do typu widmowego K lub M.
Jeżeli gwiazda ma masę mniejszą niż 2,5 masy Słońca, dostarczenie helu powstałego w warstwach zewnętrznych do jądra gwiazdy może spowodować etap gwałtownej lecz krótkotrwałej fuzji jąder helu, zanim stanie się znów czerwonym olbrzymem.
Gwiazdy masywniejsze niż 2,5 masy Słońca wchodza w etap fuzji helu znacznie spokojniej. Gwiazdy mogą przechodzić przez etap czerwonego olbrzyma nawet kilka razy, o ile są w stanie sytnetyzować w swoim jądrze pierwiastki cięższe niż hel.
Niebieskie olbrzymy to bardzo gorące gwiazdy (temperatura powierzchni 20.000 K i więcej) o typie widmowym O lub B i masie nie mniejszej niż 18 mas Słońca, emitujące światło widzialne o niebieskiej barwie, jednak większość energii emitowanej jest w zakresie ultrafioletu. Gwiazdy rzadkie, ale dobrze widoczne. Można je głównie spotkać w gromadach gwiazd O-B. Ich życie jest bardzo krótkie, rzędu 10-100 mln lat, a kończą je najczęsciej jako supernowe.

- Protogwiazda (Protostar) -
To bardzo młoda gwiazda, otoczona zazwyczaj przez pyłowo-gazowy dysk, będacy pozostałością po zagęszczeniu materii międzygwiezdnej, które dało życie nowej gwieździe.
Gdy obłok stał się na tyle gęsty, by zacząć zapadać się grawitacyjnie pod własnym ciężarem, w jego wnętrzu powstały warunki do zainicjowania reakcji jądrowych. Jeśli materii jest wystarczająco dużo - rozpala się gwiazda.
Pozostałości dysku mogą opaść na protogwiazdę, zasilając ją nowa materią (emitując przy tym promieniowanie rentgenowskie), lub mogą utworzyć lokalne zagęszczenia, z których powstaną planety.
Gdy ilość materii jest niewystarczająca do zainicjowania lub podtrzymania reakcji jądrowych - protogwiazda przekształca się stopniowo w brązowego karła.

- Supernowa -
To określenie dla gwiezdnej eksplozji, podczas której powstaje bardzo jasny obiekt utworzony ze świecącej plazmy, który ciemnieje stopniowo w ciągu kilku tygodni czy miesięcy.

Istnieją dwa mechanizmy powstania supernowej:

1. Supernowa typu Ia
Biały karzeł gromadzi tak dużą ilość materii (np. z sąsiedniej gwiazdy), że przekracza dopuszczalną masę (ok. 1,44 masy Słońca), traci stabilność i dochodzi do gwałtownej reakcji jądrowej (tzw. "wybuch węglowy") - jest to supernowa typu Ia.
Tego typu supernowe są wykorzystywane jako tzw. "świece standardowe" do określania odległości w kosmosie. Wynika to z tego, że przebieg wybuchu supernowej typu Ia jest zawsze taki sam, a więc i jej jasność, bez względu na to czy znajduje się ona milion czy miliard lat świetlnych od Ziemi. Znając "standardową" jasność wybuchu i porównując ją z jasnością zaobserwowanego wybuchu, można stwierdzić jak daleko znajduje się supernowa, a badając cechy jej widma można stwierdzić czy się od nas oddala, czy przybliża itp. To umożliwia wielkoskalowe obserwacje procesów zachodzących we Wszechświecie.
Istnieje przypuszczenie, że tego typu supernowa może też powstać przez zderzenie się dwóch białych karłów, co mogłoby podważyć "identyczność" tych procesów, ale mechanizm ten jest na tyle mało prawdopodobny, że nie ma większego wpływu na przydatność supernowych typu Ia dla astrofizyków.

2. Supernowa typu Ib
Powstaje gdy grawitacyjnemu zapadnięciu ulega gwiazda Wolfa-Rayeta.

3. Supernowa typu II
W jądrze masywnej gwiazdy zanikają procesy termojądrowe i zewnętrzne warstwy gwiazdy, nie podtrzymywane już przez ciśnienie promieniowania, zapadają się pod wpływem grawitacji i zderzają z jądrem, po czym odbite od jądra warstwy zewnętrzne z olbrzymią prędkością rozchodzą się daleko w kosmos.

W czasie wybuchu supernowej, gwiazda zamienia w energię nawet do 10% swojej masy, natomiast warstwy które odrzuca mogą stanowić nawet 80% jej masy. To co zostaje z jądra gwiazdy, przekształca się w gwiazdę neutronową lub czarną dziurę. Fala uderzeniowa rozrzuca materię gwiazdy tworząc mgławicę.

Podczas wybuchu supernowej generowane są gigantyczne temperatury, w których może dochodzić do syntezy nawet tak ciężkich pierwiastków jak kaliforn, zawierający 98 protonów.
Tak więc supernowe są głównymi źródłami pierwiastków cięższych niż tlen we Wszechświecie, a fala uderzeniowa rozrzuca te pierwiastki po przestrzeni międzygwiezdnej.
Jednocześnie tego typu fale uderzeniowe są w stanie zagęścić obłoki materii międzygwiezdnej, dzieki czemu, w takich lokalnych zagęszczeniach może dochodzić do procesów gwiazdotwórczych.


Gwiezdni rekordziści

Największą znaną gwiazdą jest prawdopodobnie NML Cygni (V1489 Cygni). Znajduje się w gwiazdozbiorze Łabędzia, w odległości 5300 lat świetlnych od Ziemi. Jej średnica wynosi około 1650 średnic Słońca (7,67 jednostek astronomicznych), a masa 25-40 mas Słońca. Należy do hiperolbrzymów, o typie widmowym M6I.
Inną pretendentką do tronu jest UY Scuti w gwiazdozobiorze Tarcza Sobieskiego. Jej średnica wynosi 1708 średnic Słońca, lecz błąd pomiaru wynosi 192 średnice. Może więc być większa niż NML Cygni, albo nieco mniejsza. Czas pokaże. UY Scuti ma objętość około 5 mld objętości Słońca, przy masie wynoszącej około 30 mas Słońca. Nadolbrzym o typie widmowym M4Ia.
Dotychczasowa rekordzistka - VY Canis Maioris (gwiazdozbiór Wielkiego Psa) została zdeklasowana, ponieważ dokładne pomiary wykazały, że jej średnica wynosi "tylko" 1420 średnic Słońca, a nie 1800-2100 średnic, jak szacowano.

Najmniejszą znaną gwiazdą jest AB Doradus C - składnik układu potrójnego AB Doradus w konstelacji Złotej Ryby. Szacuje się, że masa AB Doradus C wynosi około 93 mas Jowisza, a jej średnica okolo 1,1 średnicy Słońca. Układ AB Doradus znajduje się w odległości 48 lat świetlnych od Ziemi.
Wcześniej za najmniejszą znaną gwiazdę uważano OGLE-TR_122b. Jest większa tylko o 16% od Jowisza, ale jej masa wynosi 95 mas Jowisza (czyli 1/11 masy Słońca), co daje gęstość pięćdziesięciokrotnie większą od gęstości Słońca (70,5 g/cm3) - szklanka takiej materii ważyłaby ponad 17,5 kg. Obiega gwiazdę OGLE-TR-122, a okres obiegu wynosi 7,3 dnia. Znajduje się blisko centrum naszej galaktyki. Odkryta w 2005 roku.

Najcięższą znaną gwiazdą jest R136a1 o masie rzędu 265 mas Słońca. Znajduje się w gromadzie gwiazd w Mgławicy Tarantuli, leżacej w WIelkim Obłoku Magellana. Jest to młoda gwiazda, typu WN5h (Wolfa-Rayeta) - bardzo gorąca (50.000 K) i bardzo jasna), a jej wiek szacuje się na kilka milionów lat. Odkrycie jej spowodowało, że naukowcy zaczęli się zastanawiać, jakie są graniczne wartości rozmiarów gwiazd. Dotychczas sądzono, że gwiazdy o masie większej niż 150 mas Słońca nie mogą istnieć. 
Wcześniej palmę pierwszeństwa dzierżyła gwiazda Eta Carinae, o masie równej 100-150 mas Słońca. Znajduje się w odległości 8800 lat świetlnych od Ziemi. Jest to jasna, niebieska gwiazda zmienna, czyli jest bardzo niestabilna i w każdej chwili (najprawdopodobniej w ciągu najbliższych kiludziesięciu tysięcy lat) może eksplodować jako supernowa i stanie się gwiazdą neutronową, a być może nawet czarną dziurą.

Najbliższą znaną gwiazdą jest oczywiście Słońce, ale najbliższą pozasłoneczną gwiazda jest Proxima Centauri (Alfa Centaurii C), odległa o 4,22 lat świetlnych. Jest to czerwony karzeł o średnicy równej 1,5 średnicy Jowisza i masie równej 1/7 masy Słońca.

Najjaśniejszą znaną gwiazdą jest wspomniana już R136a1. Maksimum jej jasności przekracza 8.700.000 razy jasność Słońca. Jej jasność absolutna wynosi -12,5m.
Najjaśniejszą gwiazdą widoczną na niebie jest Syriusz, oddalony od nas o 8,6 roku świetlnego. W sprzyjających warunkach można go zaobserwować gołym okiem nawet w ciągu dnia. Tak naprawdę nie jest to pojedyncza gwiazda lecz gwiazda podwójna składająca się z Syriusza A - białej gwiazdy ciągu głównego, oraz Syriusza B - białego karła o typie widmowym DA2. Syriusz A ma masę ok. 2 mas Słońca i średnicę równą ok. 1,7 średnicy Słońca. Jest ponad dwudziestokrotnie jaśniejszy od Słońca. Jego wiek wynosi ok 230 mln lat, jest to więc młodzik, w porównaniu ze Słońcem. Syriusz B to biały karzeł, o masie nieco mniejszej od Słońca i średnicy zbliżonej do średnicy Ziemi. W przeszłości Syriusz B był czerwonym olbrzymem, który przekształcił się w nową, a część masy "oddał" Syriuszowi A. Syriusz A za ok. miliard lat też stanie się czerwonym olbrzymem i w końcu - białym karłem. Obie gwiazdy skończą jako czarne karły. Podobny los czeka Słońce.

Najstarszą znaną gwiazdą jest HD 140283. Do niedawna były nimi gwiazdy HE0107-5240, której wiek szacowano na ok. 13 mld lat oraz HE 1523-0901 z wiekiem 13,2 mld lat.
Wiek gwiazdy HD 140283 szacowany jest na minimum 13,66 mld lat, gdy tymczasem wiek Wszechświata to około 13,8 mld lat. Gwiazda ta znajduje się około 190 lat świetlnych od Ziemi i składa się głównie z wodoru i helu, przy jednoczesnej bardzo małej zawartości innych pierwiastków (0,0002%, podczas gdy Słońce zawiera 2% innych pierwiastków). HD 140283 znajduje się w gwiazdozbiorze Wagi, jej promień wynosi 1,4 promienia Słońca i jest prawdopodobnie gwiazdą drugiej generacji. Ciekawe jest to, że przemieszcza się bardzo szybko w przestrzeni - ok. 170 km/s. Zaliczana jest do podolbrzymów, ale zaczyna przekształcać się w czerwonego olbrzyma.


Reprezentanci poszczególnych typów i klas gwiazd

Typ Rodzaj Nazwa Odległość (ly)
A1V Rodzaj Syriusz A 8,58
G2V żółty karzeł alfa Centauri A 4,36
G8V żółty karzeł Tau Ceti 11,88
K0V Rodzaj alfa Centauri B 4,36
K2V Rodzaj Epsilon Eridani 10,52
K5V Rodzaj 61 Cygni A 11,40
K7V Rodzaj 61 Cygni B 11,40
M0V czerwony karzeł Lacaille 8760 12,87
M1V czerwony karzeł GJ 412 A 15,83
M1.5Ve czerwony karzeł Lacaille 9352 10,74
M2V czerwony karzeł Lalande 21185 8,29
M30 czerwony karzeł Struve 2398 A 11,52
M3.5Ve czerwony karzeł Ross 154 9,68
M4.0V czerwony karzeł Gwiazda Barnarda 5,96
Ross 128 10,91
M4.5Ve czerwony karzeł YZ Ceti 12,13
M5V czerwony karzeł EZ Aquarii A 11,26
M5.5V czerwony karzeł Ross 614B 13,34
M5.5V czerwony karzeł Proxima Centauri 4,24
Luyten 726-8 A 8,72
Ross 248 10,32
M6V czerwony karzeł Wolf 359 7,78
M6Ve czerwony karzeł Luyten 726-8 B 8,72
M6.5V czerwony karzeł Gwiazda Teegardena 12,51
M7V czerwony karzeł Wolf 424 B 14,31
M8.5V czerwony karzeł SCR 1845-6357 A 12,57
M8.5V czerwony karzeł DEN 1048-3956 13,16
M9V czerwony karzeł LP 944-020 16,19
DA2 biały karzeł Syriusz B 8,58
DQ6 biały karzeł GJ 440 15,06
DZ7 biały karzeł Gwiazda Van Maanena 14,06
T1V brązowy karzeł Epsilon Indi Ba 11,82
T6V brązowy karzeł Epsilon Indi Bb 11,82