GWIAZDY

     Długość życia gwiazd dochodzi nawet do kilkudziesięciu lub kilkuset miliardów lat, więc naukowcy nie są w stanie śledzić życia żadnej z nich od momentu narodzin do śmierci. Wiele mogą się jednak dowiedzieć na podstawie obserwacji gwiazd znajdujących się w różnych stadiach rozwoju. W ten sposób zdołali opisać ewolucję typowej gwiazdy - jej narodzin z mgławicy pyłów i gazów, jej młodość, wiek dojrzały, starość, aż w końcu śmierć, która potrafi być niezwykle widowiskowa. Ewolucja tych ciał niebieskich nie zawsze przebiega w identyczny sposób. Uzależniona jest przede wszystkim od masy: największe gwiazdy świecą najjaśniej, a ich koniec jest bardziej spektakularny. Te o przeciętnej masie nie świecą tak intensywnie, jednak żyją o wiele dłużej i wygasają łagodniej. Natomiast gwiazdy najlżejsze, których blask jest ledwo zauważalny, potrafią przeżyć nawet setki miliardów lat.

Narodziny gwiazdy

      Jak już zostało napisane, gwiazda bierze swój początek z mgławicy, czyli chmury pyłów i gazów, wśród których znajduje się przede wszystkim wodór. Na początku mgławica zaczyna zbijać się w bryłę. Do dziś nie udało się ustalić, jaka jest tego konkretna przyczyna. Z biegiem czasu obłok kurczy się, pod wpływem grawitacji, natomiast cząsteczki zbliżają się do siebie i ulegają kondensacji. Masa gwiazdy stale się powiększa. Na tym pierwszym etapie ewolucji energia grawitacyjna kondensujących się cząsteczek zmienia się w energię cieplną. W wyniku tego procesu rozgrzana materia zaczyna świecić. W tym momencie powstaje protogwiazda. Najwyższa temperatura oraz największe stężenie masy panuje w samym środku, czyli jądrze. Gdy temperatura osiągnie 10 mln °C rozpoczyna się reakcja termojądrowa. Jądra atomów wodoru ulegają syntezie i formują jądra atomów helu. W trakcie tej reakcji wyzwalają się niewyobrażalne ilości energii, która promieniuje na powierzchnię. Energia ta wysyłana jest przez gwiazdę w postaci światła i ciepła. W rezultacie protogwiazda staje się gwiazdą.
Emitowana z jądra energia cieplna wysyłana jest na zewnątrz i ogrzewa otulające ją gazy, a także wytwarza ciśnienie skierowane na zewnątrz, które zapobiega całkowitej ich kondensacji pod wpływem siły grawitacji. W ten sposób gwiazda osiąga stan równowagi. Oznacza to, że ma swój ustalony rozmiar, stałą temperaturę na powierzchni oraz emituje określoną ilość energii na zewnątrz. Astronomowie uważają, że na tym etapie życia gwiazda znajduje się w tak zwanym ciągu głównym. Jest to określenie jej położenia na wykresie Hertzsprunga-Russella. Autorzy tego wykresu mieli na celu przedstawienie właściwości fizycznych gwiazd, a przede wszystkim zależność pomiędzy ich jasnością i kolorem.

Czerwone olbrzymy i białe karły

     Średnica Słońca wynosi około 1,4 mln km, a temperatura na jego powierzchni osiąga ok. 6000 °C. Ta najbliższa Ziemi gwiazda emituje światło koloru żółtego. Uważa się, że Słońce znajduje się w ciągu głównym od mniej więcej 5 miliardów lat, i że pozostanie tam przez podobną ilość czasu. Wszystkie gwiazdy o porównywalnej do Słońca masie przebywają taki sam cykl życiowy.
Ich zapasy wodoru "wystarczają" na około 10 miliardów lat. W wyniku spalania wodór stopniowo przekształca się w hel. Gdy wyczerpie się wodór, reakcja spalania ustaje oraz wyczerpuje się źródło ciepła zapobiegającego całkowitej kondensacji materii, czyli zapadania się pod wpływem grawitacji. Zapadanie to wyzwala energię, która w dalszym ciągu ogrzewa otaczającą materię. Teraz wodór znajdujący się w tej otoczce podlega reakcjom syntezy, co pozwala gwieździe świecić dalej, jednak w kolorze czerwonym. Jednocześnie gwiazda zaczyna się rozdymać i potrafi kilkadziesiąt razy zwiększyć swą objętość. Takie twory nazwano "czerwonymi olbrzymami".
Jądra "czerwonych olbrzymów" bezustannie zapadają się, a ich temperatura rośnie i potrafi przekroczyć 100 miliardów stopni Celsjusza. W dalszych reakcjach syntezy hel przekształca się w jeszcze cięższy węgiel oraz wydziela się energia, która pozwala gwieździe świecić przez kolejne 100 milionów lat. W momencie wypalenia się helu, reakcje termojądrowe ustają, a sama gwiazda kurczy się pod wpływem grawitacji do rozmiarów zbliżonych do Ziemi i stopniowo wygasa, zmieniając się w "białego karła". Masa gwiazdy jest tak wysoka, że jej objętość odpowiadająca jednej łyżeczce od herbaty może ważyć aż tysiąc ton.
Życie gwiazdy o masie, np. pięciokrotnie wyższej od Słońca, jest krótsze i przebiega w inny sposób. Jest ona o wiele jaśniejsza, temperatura na jej powierzchni może przekraczać 25 tysięcy stopni Celsjusza, a w ciągu głównym pozostaje przez 100 milionów lat. Gdy osiąga etap "czerwonego olbrzyma" temperatura jądra dochodzi do 600 miliardów stopni Celsjusza. Tak wysoka temperatura powoduje reakcję syntezy węgla, a w wyniku łączenia się jego jąder powstają pierwiastki cięższe, między innymi żelazo. Gwiazda powiększa swą objętość nawet kilkaset razy zmieniając się w tak zwanego "nadolbrzyma".
Procesy wyzwalające ciepło i światło ustają nagle, jądro gwiazdy zapada się w ciągu kilku sekund. Zapadnięcie się jądra, z kolei, produkuje niewyobrażalne ilości nowej energii, która gwałtownie rozsadza część skondensowanego jądra. To spektakularne zjawisko daje początek nowej formacji o nazwie "supernowa". Do rzadkości należy okazja zaobserwowania supernowej - przeważnie są one zbyt małe lub zbyt daleko położone. W 1987 roku, w sąsiedniej galaktyce - Wielkim Obłoku Magellana - można było gołym okiem zaobserwować supernową, która przez chwilę była miliard razy jaśniejsza niż Słońce. Jądro nadolbrzyma zapada się w bryłę o średnicy od 10 do 20 km. Jest ona niewyobrażalnie gęsta, a jej objętość odpowiadająca jednej łyżeczce do herbaty może ważyć nawet 100 mln ton! Na masę takiej bryły składa się masa neutronów, i dlatego gwiazda taka nosi nazwę gwiazdy neutronowej. Młoda gwiazda neutronowa charakteryzuje się bardzo wysokim namagnesowaniem i szybko wiruje wokół własnej osi. Dookoła niej tworzy się silne pole elektromagnetyczne, z którego biegunów wysyłane są fale radiowe oraz inne promieniowanie. Promienie biegną w kosmos, zataczając kręgi powodowane ruchem wirowym gwiazdy. Z Ziemi można je obserwować za pomocą radioteleskopów, jako krótkotrwałe regularne błyski. Ich obecność ukazuje się nam jako promieniowanie pulsujące; stąd gwiazdy te zostały ochrzczone mianem pulsarów.
Pierwsze pulsary zlokalizowano poprzez odczytanie wysyłanych przez nie fal radiowych. Później jednak odkryto pulsary emitujące światło, a także promienie X. Pierwszy poznany przez człowieka pulsar emitujący światło zaobserwowano w mgławicy Kraba. Ciało to jest pozostałością po supernowej, która pojawiła się w roku 1054. Jego światło pulsuje z częstotliwością około 30 razy na sekundę. Inne pulsary potrafią być o wiele szybsze, na przykład pulsar PSR 1937+21 "pojawia się" aż 642 razy na sekundę.
Największe gwiazdy mogą skończyć jako "czarne dziury", czyli obiekty tak gęste, że wytwarzana przez nie grawitacja pochłania nawet promienie świetlne. Można je "zaobserwować" za pośrednictwem wpływu grawitacyjnego na inne obiekty lub emitowanego przez nie promieniowania X, będącego rezultatem energii wyzwalanej podczas pochłaniania materii

Gwiazdozbiory

     Spoglądając na wieczorne niebo, można dostrzec na nim gołym okiem około 6 tysięcy migoczących gwiazd. Jedne świecą silniejszym światłem, inne słabszym, ale wszystkie jednakowo fascynują człowieka. Astronomowie Egiptu, Mezopotamii, Chin, Indii i Mezoameryki doszukiwali się w gwiazdach boskiego pierwiastka i zapewne dlatego tworzyli całe systemy kosmologiczne, które miały wyjaśnić tajemnicę tych odległych ciał niebieskich. W epoce antycznej Grecy i Rzymianie podjęli próby uporządkowania gwiezdnego nieba. Największe sukcesy w tej dziedzinie odnieśli uczeni z Aleksandrii, którzy podzielili całą dostępną dla ich obserwacji północną półkulę nieba na gwiazdozbiory.

     U podstaw rozważań starożytnych astronomów leżał dawny pogląd Arystotelesa, że gwiazdy znajdują się na trwałej, nieruchomej sferze niebieskiej, zwanej sferą gwiazd stałych. Pozostają zatem w jednakowej odległości od Ziemi, a więc również dystans, jaki dzieli je od siebie, nie może być zbyt wielki i z powodzeniem da się mierzyć metodami trygonometrycznymi. Od samego początku uczeni greccy zwracali uwagę na fakt, że gwiazdy tworzą pewne niezmienne układy, które można opisać za pomocą przypominających je figur czy kształtów. Tak narodził się pomysł usystematyzowania całej dostępnej ówczesnym badaczom wiedzy o gwiazdach. Wyodrębnienie konstelacji miało również przynieść korzyści praktyczne w postaci lepszej orientacji nocą w kierunkach świata. Było też potrzebne astrologom do opracowywania lepszych horoskopów.
Początkowo obserwacje ograniczały się do sfery niebieskiej znajdującej się bezpośrednio nad basenem Morza Śródziemnego, Bliskim Wschodem i północną Afryką. Dlatego dostrzegane przez astronomów gwiazdozbiory odpowiadały mniej więcej średnim szerokościom geograficznym na północnej hemisferze nieba. Ponieważ wiedzieli, że Ziemia ma kształt kulisty (choć w późniejszych wiekach o tym zapomniano), rozumieli, że taki sam kształt posiada nieboskłon. Nie widząc drugiej półkuli niebieskiej, a chcąc także ją uporządkować, rozciągnęli nazwy znanych sobie gwiazdozbiorów na niewidoczną część nieba. Ten sprytny zabieg pozwolił więc stworzyć pierwszą kompletną klasyfikację gwiazdozbiorów na całej sferze niebieskiej. Dokonania starożytnych Greków przetrwały aż po czasy nowożytne, przynajmniej w łacińskiej wersji nazewnictwa konstelacji. Rzymskie i średniowieczne podróże poniżej równika, a przede wszystkim wielkie odkrycia geograficzne odsłoniły przed badaczami południową półkulę nieba. Konieczne okazało się więc uzupełnienie antycznej klasyfikacji gwiazdozbiorów. Problem jednak polegał na tym, że do XVII wieku nie istniały żadne przyrządy optyczne umożliwiające dokładniejsze obserwacje. Wszystkie pomiary ograniczały się zatem do gwiazd bardzo jasnych, które były wyraźnie widoczne gołym okiem. W 1603 roku niemiecki astronom Johann Bayer po raz pierwszy w swoim atlasie nieba nadał wszystkim sklasyfikowanym w konstelacjach gwiazdom nazwy, wykorzystując małe litery greckie. Gdy alfabet grecki okazywał się niewystarczający, Bayer wprowadzał do nazewnictwa gwiazd również minuskułę łacińską. Choć w klasyfikacji gwiazd starał się uwzględniać różnice w ich jasności i oznaczać je kolejno od najjaśniejszej do świecącej najsłabiej, brak teleskopu sprawiał, że ocena ta była wielce nieprecyzyjna. W drugiej połowie XVII wieku sytuację próbował ratować gdański astronom Jan Heweliusz. Dysponując prostym teleskopem, na nowo dokonał oceny jasności gwiazd i wyodrębnił z gwiazd o słabej jasności zupełnie nowe gwiazdozbiory na północnej półkuli nieba. Tak pojawiły się: Sekstans, Lis, Gołąb, Ryś, Jaszczurka, Żyrafa i Tarcza Sobieskiego, której w czasach zaborów niemieccy uczeni odebrali drugi człon nazwy i została po prostu Tarczą.
Innym problemem, z jakim borykali się astronomowie od początku prac nad systematyką gwiazdozbiorów, był brak ściśle wyodrębnionych pomiędzy nimi granic. W znacznej mierze wynikało to z braku silnych teleskopów, zdarzały się jednak lokalne, narodowe interpretacje układów gwiezdnych. W 1922 roku Międzynarodowa Unia Astronomiczna zadecydowała o podzieleniu całej sfery niebieskiej na 88 gwiazdozbiorów, jednocześnie precyzyjnie określając ich granice względem równoleżników niebieskich i łuków kół godzinnych. Te ostatnie linie można traktować jako południki, z definicji bowiem są to wielkie koła na sferze niebieskiej przechodzące przez niebieskie bieguny. W tym samym roku przyjęto także zasady oznaczania gwiazd w poszczególnych gwiazdozbiorach na podstawie kryterium ich jasności. Tak więc zachowana została reguła, że otrzymują one jako swe miano, poczynając od najjaśniejszej, a na najsłabszej kończąc, kolejne litery alfabetu greckiego bądź liczby. Również w sytuacji, gdy alfabet grecki nie wystarcza, przypisuje im się litery łacińskie. Ponieważ wyniki oceny jasności gwiazdy początkowo różniły się u różnych badaczy, zdarza się, że najjaśniejsza w danym gwiazdozbiorze gwiazda nie otrzymała należnej sobie litery alfa, a nazwano ją beta. Tak jest z gwiazdozbiorem Bliźniąt, w którym najjaśniejsza gwiazda Polluks została oznaczona dopiero drugą literą alfabetu greckiego. Być może powodem pewnego zamieszania w nazewnictwie gwiazd jest tradycja, która zachowała wiele gwiezdnych imion w postaci słownych określeń, m.in. bohaterów mitycznych. Wspomniany gwiazdozbiór Bliźniąt to przecież nieodłączni bracia Kastor i Polluks.
Dopóki układ konstelacji na nieboskłonie wydawał się prosty, położenie poszczególnych gwiazd w gwiazdozbiorze określano za pomocą współrzędnych ekliptycznych, czyli odnoszących się do płaszczyzny ekliptyki. Długość ekliptyczną, oznaczaną jako lambda wyrażał kąt dwuścienny, zawarty pomiędzy dwiema płaszczyznami prostopadłymi do płaszczyzny ekliptyki. Pierwsza z nich przechodziła przez punkt Barana (punkt przecięcia się dwóch kół wielkich: ekliptyki i równika niebieskiego, w którym Słonce osiąga punkt równonocy wiosennej), druga - przez obserwowaną gwiazdę. Szerokość ekliptyczna (β) natomiast to odległość kątowa pomiędzy płaszczyzną ekliptyki a ową gwiazdą. W miarę odkrywania coraz większej liczby gwiazd słabych współrzędne ekliptyczne okazały się niewystarczające. Już od czasów Heweliusza stopniowo zaczęto z nich rezygnować i stosować układ dwóch współrzędnych równikowych: rektascensji (α) i deklinacji (δ). Pierwsza z nich to kąt dwuścienny pomiędzy płaszczyzną przechodzącą przez punkt Barana i bieguny niebieskie a płaszczyzną przechodzącą przez obserwowaną gwiazdę i wspomniane bieguny. Druga jest wyrażona kątem pomiędzy płaszczyzną równika niebieskiego a danym ciałem niebieskim. Przyjmuje się, że deklinacja dla obiektów na północnej hemisferze jest dodatnia, a na południowej ujemna. Współrzędne równikowe okazały się wygodniejsze od ekliptycznych z racji tego, że teleskopy mają tak zwany montaż paralaktyczny, czyli są ustawione w taki sposób, aby łatwo było je obracać wokół dwóch osi: równoległej do osi obrotu Ziemi (zwanej godzinną lub biegunową) i prostopadłej do niej osi deklinacyjnej. Pozwala to śledzić zmianę położenia na niebie dowolnego obiektu w wyniku przemieszczania się obserwatora. Ważnym elementem jest też epoka, czyli czas, dla jakiego podaje się współrzędne. Wiąże się to z precesją osi ziemskiej, to znaczy nadaniem jej przez Słońce, Księżyc i inne planety ruchu sprawiającego, że zakreśla ona na sferze niebieskiej powierzchnię stożkową, ustawioną prostopadle do płaszczyzny ekliptyki. Powoduje to przemieszczanie się bieguna świata po niewielkim okręgu wokół bieguna ekliptyki, a co za tym idzie - zmianę zarówno współrzędnych równikowych, jak i długości ekliptycznej gwiazd względem obserwatora na Ziemi. Dopiero znając wszystkie powyższe elementy, można bezbłędnie zidentyfikować ciało niebieskie w gwiazdozbiorze.
Poza jedyną gwiazdą - Słońcem, umiejscowionym w centrum naszego Układu Słonecznego, mniej więcej 150 milionów kilometrów od Ziemi, gwiazdozbiory znajdują się od nas w znacznej odległości. Najbliższy - gwiazdozbiór Centaura, oddalony jest od Ziemi o przeszło 4 lata świetlne, czyli prawie 40 bilionów kilometrów. Pozostałe konstelacje leżą w odległości przeszło 5 lat świetlnych. Oczywiście, nie można precyzyjnie określić dystansu, jaki dzieli kulę ziemską od gwiazdozbioru. Można jedynie obliczyć jej odległość od poszczególnych gwiazd. Sztuczny podział nieba na konstelacje sprawia bowiem, że w jednym gwiazdozbiorze mogą się znajdować gwiazdy oddalone od siebie o całe lata świetlne, a zatem równie niejednakowo oddalone od Ziemi. Rozmiary gwiazdozbiorów bywają tak wielkie, że w ich obszarze mogą znajdować się całe galaktyki. Przykładem tego jest gwiazdozbiór Andromedy, zawierające galaktykę spiralną o średnicy 50 kiloparseków, zwaną Wielką Mgławicą Andromedy. Pomimo znacznej odległości od Ziemi widać ją z naszej planety gołym okiem.
Dzięki pracy astrologów już w starożytności wyróżniono wzdłuż ekliptyki pas 12 gwiazdozbiorów zwany Zwierzyńcem Niebieskim. Odpowiadają one znakom zodiaku, tyle że sprzed 2 tysięcy lat, gdyż na skutek precesji ich położenie uległo zmianie i gwiazdozbiory przestały dokładnie pokrywać się ze znakami.

Układy gwiazd

     W przeciwieństwie do konstelacji, układy składają się z gwiazd położonych stosunkowo blisko siebie, przyciągających się nawzajem dzięki sile grawitacji oraz krążących wokół wspólnego środka ciężkości całego układu.
Środkowa gwiazda dyszla Wielkiego Wozu, konstelacji znanej każdemu, nosi nazwę Mizar. Przy dokładnej obserwacji można dostrzec towarzyszącą Mizarowi, nieco bledszą gwiazdę o imieniu Alkor. Mizar i Alkor są przykładami układu gwiazd podwójnych, doskonale widocznego nieuzbrojonym okiem. Co więcej, przy użyciu teleskopu nie trudno dostrzec, że sam Mizar jest również gwiazdą podwójną, składającą się z Mizara A oraz Mizara B.

Gwiazdy wizualnie podwójne

     Układy widziane gołym okiem lub za pomocą teleskopu astronomowie nazwali gwiazdami wizualnie podwójnymi. Na niebie można odnaleźć wiele przykładów takich właśnie ciał niebieskich. Jedna z najbliższych Ziemi, jasna gwiazda Alfa Centauri, również jest gwiazdą wizualnie podwójną. Proxima Centauri, charakteryzująca się niską jasnością, jest trzecim elementem tego układu, i co ciekawe, po Słońcu, gwiazdą położoną najbliżej naszej planety.
Poszczególne ciała niebieskie wchodzące w skład opisanych układów mogą mieć diametralnie różną barwę. Na przykład Antares tworzą gwiazdy świecące światłem czerwonym oraz zielonym, natomiast Albireo - pomarańczowym i niebieskim. Gwiazdy te obserwuje się przy użyciu teleskopu zwierciadlanego, za pomocą którego astronomowie mogą dokonać dokładnych pomiarów położenia gwiazd, a co za tym idzie są w stanie określić prędkość oraz kierunek ich ruchu.

Gwiazdy spektralnie podwójne

     W przypadku niektórych układów, oba ciała niebieskie są położone tak blisko siebie, że nawet za pomocą najnowocześniejszych teleskopów badacze nie są w stanie stwierdzić istnienia dwóch, a nie jednej, gwiazd. Urządzeniem, które pozwala tego dokonać jest spektroskop, który rozszczepia światło wysyłane przez gwiazdę i przedstawia je w postaci w postaci linii widmowych.
Linie te zmieniają pozycję w zależności od tego, czy gwiazda zbliża się do Ziemi, czy się od niej oddala. W przypadku gwiazd podwójnych spektroskop wykazuje istnienie dwóch zestawów linii widmowych, które przesuwają się względem siebie, zgodnie z tym jak dwie gwiazdy układy zmieniają swe wzajemne położenie.
Układy, które można rozpoznać jedynie poprzez rozszczepienie wysyłanego przez nie światła noszą nazwę gwiazd spektralnie podwójnych. Przy dokładnym badaniu układy Mizar-Alkor, okazało się, że zarówno Alkor, jak i Mizar A oraz Mizar B są gwiazdami spektralnie podwójnymi. W sumie tworzą układ złożony z sześciu gwiazd. Dzięki spektroskopowi wiemy również, że jeden z elementów konstelacji Bliźniąt, Kastor, jest gwiazdą podwójną.

Gwiazdy zaćmieniowe podwójne

     Zdarza się jednak, że płaszczyzny orbit składników gwiazdy podwójnej znajdują się pod małym kątem w stosunku do kąta widzenia obserwatora. W takiej sytuacji składniki te mogą się wzajemnie zasłaniać. Układ taki nosi nazwę gwiazdy zaćmieniowej podwójnej. Podczas zaćmienia widoczna jest tylko jedna gwiazda, w związku z tym jasność całego układu zmniejsza się. Jeżeli jedna z gwiazd jest o wiele większa, bądź ciemniejsza niż towarzysząca jej gwiazda, układ świeci widocznie słabszym światłem.
Typową przedstawicielką gwiazd zmiennych zaćmieniowych jest beta Perseusz nazywany przez arabskich astronomów Algolem, czyli po polsku Diabelską Gwiazdą. Regularnie co 2 dni i 21 godzin, jasność tego ciała niebieskiego spada z drugiej do trzeciej wielkości gwiazdowej (są to jednostki opisujące jasność), by po siedmiu godzinach wrócić do stanu wyjściowego. Zmiany blasku Algola znane były od dawna, ale jego zagadkę wyjaśnił dopiero w końcu XVIII wieku angielski astronom John Goodricke (1764-1786).
Gwiazdy zmienne zaćmieniowe tak naprawdę nie zmieniają swojego blasku. To tylko zmiana położenia w przestrzeni powoduje, że raz są jaśniejsze a raz ciemniejsze dla obserwatora z Ziemi. Istnieją również gwiazdy, które zmienną jasność zawdzięczają zjawiskom zachodzącym w ich wnętrzu. Są to gwiazdy zmienne pulsujące. Należą do nich między innymi cefeidy, których nazwa pochodzi od gwiazdozbioru Cefeusza.

Ewolucja gwiazd podwójnych

     Zazwyczaj większy element gwiazdy podwójnej żyje krócej. Ma on postać czerwonego olbrzyma, który kurczy się i przybiera postać białego karła. W momencie, gdy z kolei mniejsza gwiazda przekształca się w czerwonego olbrzyma, gesty biały karzeł zaczyna przyciągać gazy z rozrzedzonego olbrzyma. Substancja gromadząca się wokół karła staje się coraz bardziej zwarta i gorąca.
Po około stu tysiącach lat, zarówno temperatura jak i ciśnienie są wystarczająco wysokie, by dać początek łańcuchowi reakcji jądrowych. Gazy otulające białego karła eksplodują gwałtownie, a jasność gwiazdy wzrasta nawet 100 tysiące razy. Takie zjawisko nazywamy narodzinami gwiazdy, tak zwanej "nowej". Niektóre gwiazdy w czasie wybuchu zwiększają swój blask nawet do 100 milionów razy.
W niektórych układach gwiazd podwójnych jeden z elementów jest zwykłą gwiazdą, natomiast drugi, niewidoczny ani gołym okiem, ani za pomocą specjalistycznych przyrządów, jest olbrzymim źródłem promieniowania rentgenowskiego. Takie obiekty, zwane "czarnymi dziurami" są przypuszczalnie pozostałością po nieistniejących już ogromnych gwiazdach.
Zdaniem astronomów, czarna dziura, która jest źródłem olbrzymiej siły grawitacji, przyciąga gazy ze zwykłych gwiazd. Wpadająca do dziury ruchem spiralnym materia rozgrzewa się i emituje promienie rentgenowskie.
Fakt, że jeden z elementów gwiazdy podwójnej jest często źródłem takiego promieniowania, stanowi ważny dowód potwierdzający istnienie we wszechświecie czarnych dziur.