Diagram (H-R) jest to wykres klasyfikujący w układzie współrzędnych typ widmowy (lub temperatura fotosfery) i jasność absolutną (lub świetlność względem Słońca albo moc promieniowania) gwiazd. Został zaproponowany w 1911 przez E. Hertzsprunga i udoskonalony w 1913 przez H.N. Russella. 
   Na diagramie H-R gwiazdy grupują się w pewnych charakterystycznych obszarach. Większość gwiazd, w tym gwiazdy młode (tzw. I populacji), tworzą główną gałąź (ciąg główny) diagramu. Poniżej leżąca gałąź podkarłów wydaje się być gałęzią główną dla starych gwiazd (tzw. II populacji). W czasie swojego istnienia gwiazda podlega ewolucji i zmienia swoje położenie na diagramie H-R.
   Głównym czynnikiem wpływającym na przebieg ewolucji gwiazdy jest jej masa. Gwiazdy o masie mniejszej od 10% masy Słońca stają się od razu białymi karłami. Gdy masa gwiazdy wynosi od 10% do 40% masy Słońca, gwiazda po bardzo długim czasie (rzędu kilkudziesięciu mld lat) powoli z gwiazdy ciągu głównego stanie się białym karłem. 
   Gwiazdy ciągu głównego o masie od 0,4 do 2,5 razy większej od masy Słońca starzejąc się stają się czerwonymi olbrzymami, po czym w wyniku gwałtownego "spalenia" helu wytwarzają mgławicę planetarną, a same stają się białym karłem. 
   Gdy masa gwiazdy jest większa, po krótkim przebywaniu w ciągu głównym staje się nadolbrzymem, może stać się nową lub supernową, by skończyć (w zależności od masy pozostałego po wybuchu jądra) jako biały karzeł, gwiazda neutronowa (pulsar) lub czarna dziura.
Ciąg główny:
   Gwiazdy o małych masach świecą słabym czerwonym blaskiem. Gwiazdy masywne są jasne i niebieskawobiałe. Nasze żółte Słońce znajduje się pomiędzy nimi. Jeśli wybrać próbkę gwiazd równomiernie rozłożonych na niebie i dla każdej postawić kropkę na wykresie, gdzie na osi poziomej odkładana jest barwa gwiazdy, a na osi pionowej jej energia wypromieniowana w jednostce czasu, większość punktów ułoży się na linii przekątnej. Astronomowie, którzy pierwsi wykonali taki rysunek, nazwali tę linię ciągiem głównym. Punkty odpowiadające olbrzymom lub nadolbrzymom leżą zawsze powyżej tej linii, a określające położenie białych karłów - poniżej. Obecnie wiadomo, że gwiazda znajdująca się w ciągu głównym, podobnie jak nasze Słońce, a w jej wnętrzu zachodzi synteza wodoru w he.

Aby zobaczyć gołym okiem pyłowe obłoki w Drodze Mlecznej, należy poczekać na możliwie bezksiężycową noc i wybrać do obserwacji miejsce odległe od miejskich świateł. Udaje się wtedy zauważyć ciągnącą się po niebie świecącą „wstążkę” o szerokości kątowej porównywalnej do wyciągniętej dłoni. Drogę Mleczną najlepiej widać z półkuli południowej, ale latem na półkuli północnej też ją łatwo zauważyć. Między wyraźnymi rozjaśnieniami pojawiają się ciemniejsze przerwy i bardzo cienkie plamki - wyraźnie widoczne na fotografiach. Kiedyś astronomom wydawało się, że ciemne plamy na niebie są pustymi miejscami między gwiazdami. Obecnie wiemy, że ta idea była całkowicie błędna. W rzeczywistości tam, gdzie widzimy mało gwiazd, znajdują się obłoki z domieszką „sadzy” i pyłu; drobniutkie ziarenka grafitu i piasku skutecznie przesłaniają światło gwiazd leżących dalej. Gdyby nie było tej galaktycznej „mgły”, moglibyśmy nocą spokojnie czytać książkę, korzystając jedynie z jasnego blasku drogi mlecznej.Mgławica - obłok gazu i pyłu pomiędzy gwiazdami lub wokół gwiazd.

Mgławice emisyjne:
   Obłoki międzygwiezdne składają się głównie z wodoru. Są często zbyt chłodne, by z odległych rejonów wysyłać mierzalne dla nas światło. Czasami w takim obłoku znajduje się bardzo gorąca gwiazda. Wtedy na niebie widać obłok jarzącego się gazu, tzw. Mgławicę emisyjną. Gorąca gwiazda podgrzewa chmurę wodorową, aż zaczyna ona świecić różowawym światłem. Taka ogromna mgławica emisyjna znajduje się w Wielkim Obłoku Magellana.  Mgławice absorpcyjne:
   Obłok międzygwiazdowy czasem jest zbyt chłodny, by świecić. Może on jednak pochłaniać światło jasnych obiektów, takich jak gwiazdy, znajdujących się za nim. Można go zatem odkryć jako cień na tle jasnego tła. Taką absorpcyjną mgławicę widzianą gołym okiem w okolicach południowego bieguna nieba jest tzw. Worek Węgla.  Mgławice rozpraszające (refleksyjne):
   Chłodny obłok możemy czasem zauważyć także dlatego, że odbija światło sąsiednich gwiazd. Pyły tworzą np. rozmyte mgławice rozpraszające wokół najjaśniejszych gwiazd gromady Plejady. Na fotografiach mgławice rozpraszające mają kolor niebieski.  Mgławice ciemne:
   Chmury międzygwiazdowego pyłu często pochłaniają światło, przesłaniając gwiazdy. Na przykłąd ciemne pasmo, które pozornie dzieli Drogę Mleczną, nie jest spowodowane brakiem gwiazd w danym obszarze, lecz absorpcją światła gwiazd przez chmury pyłu. Dobrze znanym przykładem jest mgławica Koński Łeb

Ogromne obłoki molekularne:
   Największymi tworami w Drodze Mlecznej są ogromne obłoki molekularne. Mogą one zawierać nawet milion razy więcej masy niż Słońce. Mgławica w Orionie jest częścią takiego obłoku molekularnego (około 500 razy masywniejszego od Słońca). W ukrytych głębiach ciemnych chmur astronomowie znaleźli zadziwiającą rozmaitość związków chemicznych. Znajduje się tam woda, amoniak, alkohol. Jest kwas mrówkowy i cyjanek wodoru. Wiele znajdowanych tam substancji chemicy nazywają organicznymi, bo zawierają węgiel.
   Chemia tych wspaniałych obłoków jest w rzeczywistości bardzo prosta. Możemy sobie wyobrazić różne atomy jako klocki do budowania chemicznych związków. Węgiel, wodór, tlen, azot i inne atomy składane są razem na rozmaite sposoby. Tworzą się różne cząsteczki i... nie rozpadają się, bo obłok jest bardzo chłodny. W następnym etapie mogą łączyć się w bardzo proste związki, aż powstaną cząstki aminokwasów i protein. Te same substancje, które natura utworzyła w kosmosie, na Ziemi łączą się i tworzą ogromne cząstki roślin i zwierząt.

Promienie kosmiczne:
   Cały Wszechświat jest przenikany przez cząstki (jądra atomowe i elektrony) poruszające się z prędkościami zbliżonymi do prędkości światła. Są to promienie kosmiczne. Dla człowieka są one niebezpieczne - na szczęście przed ich bezpośrednim działaniem chroni nas, choć niecałkowicie, ziemski pole magnetyczne i atmosfera. Do tej pory astronomowie nie wiedzą do końca, jak promienie kosmiczne są wytwarzane. Prawdopodobnie część pochodzi z naszej Galaktyki, być może są wyrzucane w przestrzeń kosmiczną podczas wybuchów gwiazd.

Ośrodek międzygwiazdowy:
   Przestrzeń między gwiazdami wypełnia międzygwiazdowa materia. Większość jej koncentruje się w ramionach spiralnych Drogi Mlecznej. Temperatura materii międzygwiazdowej zmienia się od zaledwie kilku stopni powyżej zera absolutnego ( w najchłodniejszych obłokach pyłowych) do miliona stopni ( w najgorętszych obłokach gazowych).
   W ramieniu spiralnym Galaktyki znaleźlibyśmy w każdym centymetrze sześciennym jeden atom gazu. W kilometrze sześciennym byłoby dodatkowo kilkaset ziaren pyłu. Tak więc, materia międzygwiazdowa jest bardzo rozrzedzona, chociaż w środku gęstych obłoków może być 1000 razy więcej atomów; chmury mają średnio kilkaset atomów w cm³. Widzimy je jednak, bo po prostu patrzymy przez ich grubą warstwę. W typowych galaktykach spiralnych materia międzygwiazdowa stanowi od 5% do 10% widzialnej masy.
   Układ Słoneczny znajduje się w obszarze o średnicy około 300 lat świetlnych, gdzie gęstość materii międzygwiazdowej jest niezwykle niska. Być może coś rozdmuchał materię, jakiej można by się spodziewać koło Słońca - na przykład kiedyś, dawno temu, wybuchło w naszym sąsiedztwie kilka dużych gwiazd. Fala uderzeniowa od wybuchów wyrzuciła materię w dalszą przestrzeń.

 

Slonce

Około 4,5 miliarda lat temu powstała gwiazda jak wiele innych, niewielka bez szczególnych cech wyróżniających. A wraz z nią cała grupa planet, asteroidów i komet. Miliard lat później dzięki tajemnej alchemii Słońce i Ziemia dały początek życiu. Słońce jest tysiąckrotnie cięższe niż układ planetarny, którego jest środkiem, i ciągle stanowi obiekt zainteresowania astronomów. Jest ono gwiazdą bardzo typową, a jej bliskość (150 mln km) pozwala na prowadzenie bardzo dokładnych i kompleksowych badań. Zawdzięczamy mu także powstanie życia w takiej formie, w jakiej ono występuje na Ziemi.

 Aktywnosc sloneczna

. Słońce nie obraca się tak, jak podobne do Ziemi ciało sztywne. Różne jego części obracają się różnie. Na równiku obrót jest najszybszy - raz na około 25 dni. Gdy oddalamy się od równika, prędkość maleje i w okolicach biegunowych pełny obrót trwa aż około 35 dni. Taka sytuacja jest możliwa tylko dlatego, że Słońce jest ogromną kulą gazu. Jednym z wyników niejednorodnego jest nawijanie linii pola magnetycznego Słońca, co z kolei wzmaga aktywność słoneczną.
   Przejawem aktywności są np. plamy słoneczne. "pogoda" w słonecznej atmosferze bardzo różni się od pogody ziemskiej. Burze magnetyczne i wybuchy, znane jako rozbłyski, pojawiają się na słonecznej powierzchni nagle. Przypominają nieco nasze burze z piorunami, bo wyzwalana jest w nich energia elektryczna, tyle że znacznie większa. Burze słoneczne nie pozostają bez wpływu na Ziemię, np. zaburzają odbiór fal radiowych, dlatego astronomowie bacznie śledzą Słońce. Rozbłyski słoneczne wyrzucają w przestrzeń międzyplanetarne cząstki naładowane elektrycznie, które docierają aż do naszej atmosfery

Cykl aktywności słonecznej:
   Liczba plam słonecznych, jakie można zauważyć na tarczy Słońca, zmienia się z czasem. W latach 1989-1990 było ich bardzo wiele, bo był to okres maksimum cyklu aktywności, który zdarza się średnio co 11 lat. Następnym razem będzie więc najwięcej plam koło roku 2000 lub 2001. W połowie lat dziewięćdziesiątych plam było niewiele.
Wydaje się, że cykl aktywności słonecznej wpływa na klimat na Ziemi. Na przykład niektóre drzewa wykazują zmiany w grubości słojów z okresem 11 lat. W latach 1650-1715 prawie w ogóle nie zauważono plam, tak jakby cykl aktywności zniknął. W Europie zanotowano wówczas znaczące ochłodzenie się i zaostrzenie klimatu.
   By sprawdzić, czy cykl 11-letni wpływa na nasz klimat, wysłano na satelicie instrument, który w latach 1980-1989 mierzył energię od Słońca. Za każdym razem, gdy na Słońcu pojawiała się duża grupa plam, ilość energii nieznacznie spadła. W latach dziewięćdziesiątych te pomiary są powtarzane. Naukowcy spodziewają się, że pozwoli to sprawdzić, czy zmiany na Słońcu powodują długotrwałe efekty na Ziemi, jak np. globalne ocieplenie.

Cykl aktywności słonecznej:
   Liczba plam słonecznych, jakie można zauważyć na tarczy Słońca, zmienia się z czasem. W latach 1989-1990 było ich bardzo wiele, bo był to okres maksimum cyklu aktywności, który zdarza się średnio co 11 lat. Następnym razem będzie więc najwięcej plam koło roku 2000 lub 2001. W połowie lat dziewięćdziesiątych plam było niewiele.
Wydaje się, że cykl aktywności słonecznej wpływa na klimat na Ziemi. Na przykład niektóre drzewa wykazują zmiany w grubości słojów z okresem 11 lat. W latach 1650-1715 prawie w ogóle nie zauważono plam, tak jakby cykl aktywności zniknął. W Europie zanotowano wówczas znaczące ochłodzenie się i zaostrzenie klimatu.
   By sprawdzić, czy cykl 11-letni wpływa na nasz klimat, wysłano na satelicie instrument, który w latach 1980-1989 mierzył energię od Słońca. Za każdym razem, gdy na Słońcu pojawiała się duża grupa plam, ilość energii nieznacznie spadła. W latach dziewięćdziesiątych te pomiary są powtarzane. Naukowcy spodziewają się, że pozwoli to sprawdzić, czy zmiany na Słońcu powodują długotrwałe efekty na Ziemi, jak np. globalne ocieplenie.

Zaćmienie słońca Zaćmienia Słońca można podzielić na kilka grup, zależnie od tego, w którym miejscu cienia lub półcienia rzucanego przez Księżyc znajduje się obserwator. Do pierwszej grupy należą zjawiska najbardziej widowiskowe: zaćmienia całkowite. Występują wtedy, gdy Księżyc ma na niebie większą średnicę kątową niż Słońce. Takie zaćmienie może trwać maksymalnie 7^m40^s. Grupa druga to zaćmienia obrączkowe, które możemy obserwować, gdy Księżyc podczas zaćmienia ma mniejszą niż Słońce średnicę kątową. Wtedy wokół ciemnego kręgu Księżyca widać oślepiającą obwódkę fotosfery, czyli zewnętrznych warstw atmosfery Słońca. Trzecią grupę stanowią zaćmienia częściowe. Obserwujemy je znajdując się w obszarze księżycowego półcienia. Trwają one od kilku minut do kilku godzin. Ostatnią i chyba najciekawszą grupą są zaćmienia mieszane, zwane także hybrydowymi. Są to zaćmienia obrączkowo-całkowite, które występują, gdy stożek cienia księżycowego jest wystarczająco długi, by dosięgnąć tych fragmentów powierzchni Ziemi, które znajdują się najbliżej (tam widać zaćmienie całkowite).
   Zaćmienie Słońca rozpoczyna się tzw. pierwszym kontaktem (moment pierwszego spotkania tarcz Słońca i Księżyca), czyli wejściem tarczy Księżyca na tarczę Słońca (zawsze od strony zachodniej, czyli prawej dla obserwatorów na półkuli północnej, stojących twarzą w kierunku Słońca). Zaćmienie całkowite trwa od drugiego do trzeciego kontaktu, czyli od pierwszego wewnętrznego do drugiego wewnętrznego spotkania obu tarcz. Całe zjawisko kończy się czwartym kontaktem, czyli ostatnim spotkaniem obu tarcz po wschodniej stronie tarczy Słońca

Gwiazdy neutronowe.

Na podstawie obecnej wiedzy fizycznej można obliczyć, że zapadająca się gwiazda o masie większej od 1,4 masy Słońca nie przestaje się kurczyć, mimo że jej materia osiąga stan, taki jak w białych karłach. W takiej gwieździe grawitacja jest tak silna, że elektrony zostają siłą wtłoczone w jądra atomowe. To powoduje, że protony zamieniają się w neutrony tak ogromnie stłoczone, że nie ma pustego miejsca pomiędzy nimi. Materia w gwieździe neutronowej jest jeszcze gęstsza niż w białych karłach. Podobnie jak w białych karłach elektrony, tak tu neutrony mogą powstrzymać zapadanie się gwiazdy, jeśli tylko nie jest ona cięższa od 3 mas Słońca. Typowa gwiazda neutronowa ma średnicę około 10-15 km, a 1 cm³ waży miliard ton.
  Poza niezmierną gęstością dwie inne specyficzne osobliwości gwiazd neutronowych pozwalają odkryć ich obecność, mimo że są one tak małe. Gwiazdy te bardzo szybko wirują oraz mają niezwykłe silne pola magnetyczne (milion milionów razy silniejsze od pola ziemskiego). Wszystkie gwiazdy obracają się wokół własnej osi, ale w miarę kurczenia się gwiazdy zwiększa się jej tempo rotacji. W efekcie gwiazda neutronowa wiruje, dokonując wielu obrotów w każdej sekundzie swego życia.

Białe karły

Jeśli masa gwiazdy jest mniejsza od 1,4 masy Słońca, w pewnym momencie przestaje się ona kurczyć, osiągając stan białego karła. Katastroficzne zapadanie się gwiazdy jest powstrzymane dzięki naturalnym własnościom elektronów. Gdy materia jest dostatecznie mocno ściśnięta, elektrony nie dopuszczają do dalszego sprężania gwiazdy i proces kurczenia zostaje powstrzymany. Dzieje się to dopiero jednak wtedy, gdy elektrony i jądra atomowe stłoczone są razem do tego stopnia, że tworzą krańcowo gęsty rodzaj materii. Białe karły o masie, takiej jak Słońce, mają rozmiary podobne do naszej Ziemi. Filiżanka napełniona materią z białego karła ważyłaby na Ziemi 100 ton. Białe karły mają zadziwiającą właściwość: im mają większe masy, tym ich rozmiary są mniejsze.
   Bardzo trudno sobie wyobrazić, jak biały karzeł w środku wygląda. Najbardziej jest podobny do pojedynczego ogromnego kryształu, który powoli się chłodzi. Jednocześnie coraz słabiej świeci i czerwienieje. Nazwa „białe karły” jest myląca, gdyż nie opisuje ich barwy, jak można by sądzić. Tylko najbardziej gorące białe karły, których temperatura na powierzchni osiąga 10 000⁰C świecą białym światłem. W końcu wszystkie białe karły zamieniają się w ciemne kule popiołu, nazywane czarnymi karłami. Taki jest ostateczny koniec życia każdej gwiazdy o małej masie.
   Białe karłu są tak małe, że nawet te najgorętsze świecą bardzo słabo, i dlatego niezmiernie je trudno znaleźć na niebie. Pomimo to setki białych karłów zostały odkryte. Astronomowie oceniają, że aż dziesiąta część wszystkich gwiazd w naszej Galaktyce to białe karły. Syriusz, najjaśniejsza (oprócz Słońca) gwiazda na niebie, ma za towarzysza białego karła nazwanego Syriuszem B.

Rentgenowskie

Promienie

Dotychczas w naszej Galaktyce zostało odkrytych co najmniej 100 źródeł rentgenowskich. Promienie Roentgena niosą ze sobą tak dużo energii, że jedynie wyjątkowe zjawiska mogą je wytworzyć. Astronomowie sądzą, że promienie te emituje materia, spadając na powierzchnię mikroskopijnej (wg standardów astronomicznych) gwiazdy neutronowej. Zgodnie z tą teorią źródłami promieniowania rentgenowskiego są gwiazdy podwójne, z których jedna jest bardzo mała rozmiarami, ale o dużej masie - zazwyczaj gwiazda neutronowa lub biały karzeł, a być może nawet czarna dziura. Towarzyszem najczęściej jest gwiazda 10 do 20 razy masywniejsza od Słońca, albo gwiazda lżejsza od dwóch mas Słońca. Gwiazda o masie pośredniej jest niezwykła rzadkością. Skomplikowane losy życiowe sąsiadujących ze sobą i wymieniających wzajemnie masę gwiazd doprowadzają do tego, że układ wysyła w przestrzeń przez jakiś czas promieniowanie rentgenowskie. Końcowy efekt zależy od pierwotnych mas obu gwiazd i początkowej odległości między nimi.
  W układach podwójnych, w których obie gwiazdy mają małe masy, wokół gwiazdy neutronowej tworzy się gazowy dysk. w przypadku gdy w układzie znajduje się masywna gwiazda, materia spływa z niej bezpośrednio na powierzchnię gwiazdy neutronowej bardzo wąską strugą formowaną przez pole magnetyczne gwiazdy, dlatego są to często również pulsary rentgenowskie.

Wybuch gwiazdy supernowej.

   Gwiazdy o masie mniejszej od 1,4 masy Słońca powoli gasną, kończąc życie. Jak umierają bardziej masywne gwiazdy? Jak powstają gwiazdy neutronowe i czarne dziury?
  Wybuchowy koniec masywnej gwiazdy jest najsilniejszym gwiazdowym wydarzeniem, z jakim spotykają się astronomowie. Zostaje wtedy wyzwolone więcej energii, niż nasze Słońce wypromieniuje w ciągu 10 mld lat. Emisja światła pojedynczej umierającej gwiazdy jest porównywalna do światła wysyłanego przez całą galaktykę, a to co dostrzegamy jako gwałtowne pojaśnienie gwiazdy na niebie, przedstawia zaledwie mały ułamek całkowitej energii, która zostaje wyemitowana w czasie wybuchu. Fragmenty wybuchającej gwiazdy są wydmuchnięte na zewnątrz z ogromną prędkością około 20 000 km/s.
   Tę gwiezdną eksplozję nazywa się wybuchem gwiazdy supernowej. Wybuchy gwiazd supernowych są prawdziwą rzadkością. Około 20-30 odkrywa się każdego roku w różnych galaktykach. Ocenia się, że w każdej pojedynczej galaktyce wybuchy zdarzają się co 20-100 lat, jednakże w naszej Galaktyce nie zanotowano żadnego wybuchu od 1604 roku, czyli od wybuchu tzw. Supernowej Keplera. Być może supernowe wybuchały, ale nie byliśmy ich w stanie dostrzec z powodu dużej ilości pyły międzygwiazdowego znajdującego się w Drodze Mlecznej. Radioastronomowie odkryli gazowy pierścień powstały wskutek wybuchu supernowej w gwiazdozbiorze Kasjopei i ocenili datę eksplozji na 1658 rok. Nikt nie zarejestrował wówczas wyjątkowo jasnej gwiazdy, ale na mapie z 1680 roku w miejscu obecnie widocznego pierścienia znaleziono gwiazdę umiarkowanej jasności, która stałą się później niewidoczna na niebie.

Samobojstwo supernowej

Aby zrozumieć, co ostatecznie decyduje o eksplozji gwiazdy supernowej, należy przyjrzeć się ostatnim etapom życia masywnej gwiazdy. Kiedy zasoby wodoru w jądrze gwiazdy zostaną wyczerpane, gwiazda kurczy się aż do momentu, kiedy mogą rozpocząć się nowe procesy jądrowe przetwarzające tym razem hel w węgiel. Dużo dalej do środka gwiazdy, w cienkiej warstwie powoli przesuwającej się coraz bliżej ku powierzchni, zachodzi ciągle synteza wodoru w hel. Kiedy hel wyczerpie się w jądrze, węgiel staje się kolejnym paliwem. Proces ten jest powtarzany, aż do utworzenia jądra żelaznego. Jednocześnie cała seria jądrowych reakcji zachodzi w warstwach wokół jądra, co powoduje, że gwiazda ma strukturę przypominającą wnętrze cebuli.
   Nieuchronnie gwiazda osiąga pewien stan ostateczny, kiedy żelazo-niklowe jądro otoczone jest wieloma warstwami, w których paliwem nuklearnym są kolejno od środka ku powierzchni krzem, neon, tlen, węgiel i hel. Tak zbudowany może być biały karzeł, jeśli tylko całkowita jego masa nie przekracza 1,4 masy Słońca. W przeciwnym przypadku zachodzi katastroficzny proces zapadania się jądra. W ciągu mniej niż jednej sekundy jądro wielkości Ziemi staje się mniejsze od planetoidy o promieniu 10 km i osiąga gęstość panującą w jądrze atomowym. Jądro gwiezdne scala się tak, jakby było jednym gigantycznym jądrem atomu. Powstaje gwiazda neutronowa.
Gdy neutrony znajdują się w środku jądra w stanie powstrzymać dalsze zapadanie się centralnych części gwiazdy, proces zostaje gwałtownie zahamowany. Powstaje biegnąca na zewnątrz, przedzierająca się przez ciągle napływającą materię, fala uderzeniowa. Towarzyszy temu wydzielenie ogromnej energii i produkcja wielkiej liczby cząstek elementarnych zwanych neutrinami. W efekcie działania fali uderzeniowej zewnętrzne warstwy gwiazdy są odrzucone w przestrzeń. Zostaje odsłonięte jądro będące gwiazdą neutronową. Astronomowie sądzą, że większość, jeśli nie wszystkie, gwiazdy neutronowe powstają podczas wybuchów gwiazd supernowych. Uważa się, że w pewnych przykładach jądro może być wystarczająco masywne, by stać się czarną dziurą.
Mamy dość dobry obraz tego, jak masywne gwiazdy kończą życie jako supernowe. Nie jest to jedyny sposób, w jaki może dojść do gigantycznej eksplozji. Tylko około ¼ wszystkich znanych gwiazd supernowych powstało w wyniku opisanych powyżej kolei życia gwiazd masywnych. Różnią się one od pozostałych wyglądem widma, a także szybkością wzrostu jasności i późniejszym gaśnięciem. Jak dochodzi do wybuchu innych gwiazd supernowych, jest mniej jasne. Najlepiej ugruntowana teoria przyjmuje, że był to biały karzeł znajdujący się w układzie podwójnym gwiazd. Przepływająca na białego karła materia z drugiego obiektu spowodowała przekroczenie granicy 1,4 masy Słońca. Uważa się, że w wyniku eksplozji, która musiała wtedy nastąpić, cała gwiazda została zniszczona.
Gwiazda supernowa utrzymuje stałą jasność około miesiąca, zanim zacznie stopniowo gasnąć. W tym czasie jej blask nie maleje dzięki zachodzeniu rozpadów radioaktywnych pierwiastków chemicznych powstałych podczas eksplozji. Jeszcze bardzo długo po wybuchu możliwe jest obserwowanie odrzuconej i świecącej warstwy gazowej, która stopniowo rozszerza się i rozpływa w przestrzeń. Taką mgławicę nazywamy pozostałością po wybuchu gwiazdy supernowej. Położona w gwiazdozbiorze Byka Mgławica Krab jest pozostałością po wybuchu gwiazdy supernowej obserwowanym w 1054 roku. Wielki cienki pierścień świecącej materii w Łabędziu zwany Mgławicą Włóknistą został wyrzucony podczas eksplozji gwiazdy supernowej około 30 000 lat temu. Pozostałości po wybuchach gwiazd supernowych są jednymi z najsilniejszych źródeł radiowych na niebie.

Teoria wzglednosci

Rozszerzenie zasady względności na wszystkie układy współrzędnych doprowadziło do powstania ogólnej teorii wzgledności. Einstein stwierdził, że do jej zbudowania konieczne jest wprowadzenie pojęcia grawitacji. W rezultacie, z przyjęcia względności wszystkich układów odniesienia wyrosła nowa teoria grawitacji, dająca dokładniejsze wyniki, niż teoria Newtona i wolna od logicznych sprzeczności wynikających z pojęć Absolutnej Przestrzeni i Czasu. W teorii tej zjawisko powszechnego ciążenia jest spowodowane występowaniem krzywizny czasoprzestrzeni, która jest przestrzenią bardziej ogólną niż nie mająca krzywizny czasoprzestrzeń Minkowskiego. To właśnie Minkowski, swego czasu jeden z nauczycieli Einsteina, stwierdził (w późniejszym terminie), że ogólna teoria względności znacznie upraszcza się, jeżeli trzy wymiary przestrzenne i jeden wymiar czasu traktuje się łącznie, a nie oddzielnie, tak jak to czyniono poprzednio w fizyce. Otrzymuje się wówczas czterowymiarowe kontinuum czasoprzestrzenne. Właściwości geometryczne tej ogólnej czasoprzestrzeni zależą od ruchu i rozkładu materii oraz pól i z kolei same określają ruch materii oraz mają wpływ na pola. Zależność ta jest określana przez równania Einsteina. Rozwiązaniami tych równań są czasoprzestrzenie odpowiadające rozmaitym sytuacjom fizycznym, a jednym z nich, dla przypadku gdy nie ma materii i pól, jest czasoprzestrzeń Minkowskiego. W ogólnej teorii względności nie ma żadnych wyróżnionych układów odniesienia. Pojawiają się one jednak wtedy, gdy rozwiązania równań Einsteina mają pewnego rodzaju symetrie. Czasoprzestrzeń Minkowskiego jest rozwiązaniem o maksymalnej symetrii, a układy odniesiena wyróżnione przez te symetrię są układami inercjalnymi. Ogólna teoria względności przewiduje poprawki do ruchu ciał i światła w polu grawitacyjnym.

Układ słoneczny Układ Słoneczny jest złożony z gwiazdy Słońca oraz dziewięciu planet, które je obiegają. Zalicza się do niego także księżyce planet, planetoidy, komety, meteory, gaz i pył znajdujący się w przestrzeni miedzyplanetarnej. W Układzie Słonecznym odkryto dziewięć planet (Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun, Pluton) jednak nie ma pewności, że jest ich tylko dziewięć. Układ Słoneczny nie ma wyraźnego końca, pomimo tego że Pluton jest ostatnią znaną planetą układu to nadal za nim może znajdować się jeszcze inna, do tej pory nie odkryta. Do Układu Słonecznego zaliczane są także komety, są to ciała niebieskie poruszające się po wydłużonych orbitach. Kiedy zbliżą się do Słońca ich lodowe jądro paruje tworząc gazową otoczkę oraz długi warkocz. Między Marsem a Jowiszem występuje pas planetoid. Planetoidy są to małe bryły materii o średnicy nieprzekraczjącej kilkaset kilometrów, poruszają się po orbitach. Planety w Układzie Słonecznym można podzielić na dwie grupy planet ziemskich oraz gazowych olbrzymów. Do pierwszej grupy zaliczane są planety Merkury, Wenus, Ziemia i Mars, zaś do drugiej Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Pluton nie został zaliczony do żadnej z tych grup. Planety ziemskie charakteryzują się tym, że w ich budowie można wyróżnić kolejne warstwy (skoruopę, płaszcz i jądro). Posiadają pola magnetyczne (oprócz Wenus), zbliżone są pod względem masy i wielkości. Gazowe olbrzymy posiadają gęstą i rozległą atmosferę. Są kilkakrotnie większe i cięższe od planet ziemskich. Prawdopodobnie nie posiadają stałej powierzchni. Otaczają je pierścienie drobnych ciał niebieskich oraz posiadają dużą ilość księżyców. Planety gazowe bardzo szybko obracają się wokół własnej osi (czas obroty Jowisza wokół własnej osi wynosi tylko 10 godzin). Czas ich obiegu wokół Słońca jest kilkakrotnie dłuższy od planet ziemskich z powodu większych odległości od Słońca w przeciwieństwie do planet ziemskich, które są stosunkowo niedaleko do Słońca. Ziemia krąży wokół Słońca, ono zaś porusza się wokół środka naszej Galaktyki, zwanej Drogą Mleczną. Jest ona skupiskiem około 200 miliardów gwiazd, tylko niektóre można zobaczyć w nocy gołym okiem przebiegająca w poprzeg nieba świecąca smuga gwiazd, potocznie nazywaną Drogą Mleczną, jest tylko niewielką częścią Wszechświata. Gdybyśmy mogli zobaczyć całą Drogę Mleczną, przypominała by ona gigantyczny dysk.

---