Ciąg główny, 1) Obszar na diagramie H-R zajmowany przez gwiazdy, w których centralnych częściach zachodzi reakcje przemiany wodoru w hel (tzw. spalanie wodoru). C.g. ma postaæ wąskiego, ukoœnego pasa, którego dolne ograniczenie stanowi¹ gwiazdy rozpoczynaj¹ce spalanie wodoru (tzw. c.g. wieku zerowego), ograniczenie górne - gwiazdy, w których centrach wodór jest prawie wyczerpany. Po³o¿enie gwiazdy na c.g. okreœlone jest g³ównie przez jej masê. W pasie ci¹gu g³ównego le¿y ogromna wiêkszoœæ (ok. 80 %) obserwowanych gwiazd. P. rys. 7.11 i tab. 7.9. C.g. wieku zerowego, linia na diagramie H-R, wzd³u¿ której uk³adaj¹ siê gwiazdy jednorodne chemicznie spalaj¹ce wodór w swych centralnych czêœciach (p. tab. 7.12 i rys. 7.20). 2) Etap ewolucji gwiazd, podczas którego w ich centralnych czêœciach zachodz¹ reakcje przemiany wodoru w hel. Przez stadium c.g. przechodz¹ wszystkie gwiazdy o masach wiêkszych ni¿ ok. 0.085 M_. Ewolucja na c.g. zajmuje ka¿dej gwieŸdzie ok. 70 - 90 % czasu jej ¿ycia. Czas przebywania w stadium c.g. zale¿y bardzo silnie od masy gwiazdy. P. ewolucja gwiazd.

Kar³y, okreœlenie gwiazd nale¿¹cych do klasy jasnoœci V w → klasyfikacji Morgana - Keenana. K. s¹ gwiazdami I populacji znajduj¹cymi siê na ci¹gu g³ównym. Jest to najczêœciej spotykany typ gwiazdy. K. typu widmowego K - M nazywamy czêsto czerwonymi kar³ami, zaœ k. typu G - ¿ó³tymi kar³ami (¿ó³tym k. jest m.i. S³oñce). P. rys. 7.11 i tab. 7.9.

Podkar³y, okreœlenie gwiazd nale¿¹cych do klasy jasnoœci VI w → klasyfikacji Morgana - Keenana. P. s¹ gwiazdami II populacji znajduj¹cymi siê na ci¹gu g³ównym. Na diagramie H-R ci¹g p. le¿y nieco (ok. 1 mag.) poni¿ej ci¹gu → kar³ów. P. rys. 7.11 i tab. 7.9.

Olbrzymy, okreœlenie gwiazd nale¿¹cych do klasy jasnoœci III w → klasyfikacji Morgana - Keenana. Na diagramie H-R ci¹g olbrzymów le¿y powy¿ej ci¹gu kar³ów, przy czym ró¿nica miêdzy obu ci¹gami jest stosunkowo niewielka dla wczesnych typów widmowych (rzêdu 0.5 do 1 mag. dla typu O), staje siê natomiast bardzo du¿a dla póŸnych typów (ponad 13 mag. dla typu M6). O. nie s¹ jednorodn¹ grup¹ gwiazd. Spotykamy wœród nich gwiazdy I i II populacji, znajduj¹ce siê na ró¿nych etapach ewolucji. O. typu widmowego O znajduj¹ siê wci¹¿ w stadium ewolucji na ci¹gu g³ównym, natomiast o. póŸniejszych typów s¹ na bardziej zaawansowanych etapach ewolucji. Najwa¿niejsze kategorie gwiazd w klasie o. to (w kolejnoœci zaawansowania ewolucyjnego): gwiazdy → ga³êzi czerwonych o., gwiazdy → ga³êzi horyzontalnej i gwiazdy → ga³êzi asymptotycznej. Gwiazdy klasy jasnoœci II, le¿¹ce na diagramie H-R powy¿ej ga³êzi o. (ale poni¿ej ga³êzi → nadolbrzymów) nazywamy jasnymi o. P. ewolucja gwiazd oraz rys. 7.11 i tab. 7.9.

Podolbrzymy, okreœlenie gwiazd nale¿¹cych do klasy jasnoœci IV w → klasyfikacji Morgana - Keenana. Na diagramie H-R ci¹g olbrzymów le¿y pomiêdzy ci¹giem → kar³ów i ci¹giem → olbrzymów. Wiêkszoœæ p. znajduje siê na etapie ewolucji nastêpuj¹cym bezpoœrednio po wyczerpaniu wodoru w centralnej czêœci gwiazdy. P. ewolucja gwiazd oraz rys. 7.11 i tab. 7.9.

Nadolbrzymy, okreœlenie gwiazd nale¿¹cych do klasy jasnoœci I w → klasyfikacji Morgana - Keenana. Na diagramie H-R ci¹gi nadolbrzymów le¿¹ w przybli¿eniu poziomo w górnej czêœci diagramu (p. rys. 7.11 i tab. 7.9). W klasie n. wyró¿niamy cztery podklasy: s³abe n. (klasa Ib), œrednie n. (Iab), jasne n. (Ia) i skrajne n. albo hiperolbrzymy (Ia-0). N. wczesnych typów widmowych (O - B) mog¹ siê znajdowaæ w stadium ci¹gu g³ównego albo na etapie palenia helu w j¹drze. N. póŸniejszych typów znajduj¹ siê na etapie palenia helu w j¹drze.

Hiperolbrzymy (skrajne nadolbrzymy), → nadolbrzymy.

Bia³e kar³y, gwiazdy stanowi¹ce ostatnie stadium ewolucji gwiazd ma³omasywnych (gwiazd o masach pocz¹tkowych poni¿ej ok. 8 M_). B.k. s¹ gwiazdami klasy jasnoœci VII w → klasyfikacji Morgana - Keenana. (p. rys. 7.11 i tab. 7.9). Masy b.k. zawarte s¹ w przedziale 0.02 - 1.4 M_ , zaœ typowe rozmiary s¹ rzêdu rozmiarów Ziemi ( 0.01 R_). Oznacza to, ¿e œrednie gêstoœci b.k. s¹ b. du¿e (rzêdu 10⁸ -10¹⁰ kg/m³). Równowaga hydrostatyczna b.k. okreœlona jest przez ciœnienie zdegenerowanego gazu elektronowego (→ gaz Fermiego). Poniewa¿ ciœnienie zdegenerowanego gazu nie zale¿y od jego temperatury, wiêc osi¹gniêta równowaga jest bardzo trwa³a, zaœ same b.k. s¹ bardzo stabilnymi obiektami. Maksymaln¹ mo¿liw¹ masê b.k. okreœla tzw. granica Chandrasekhara (ok. 1.4 M_) W b.k. nie zachodz¹ ¿adne reakcje termoj¹drowe, a Ÿród³em energii podtrzymuj¹cej œwiecenie b.k. jest powolne stygniêcie materii we wnêtrzu gwiazdy. Oznacza to, ¿e ewolucja b.k. przebiega w termicznej skali czasowej. B.k. s¹ wiêc w równowadze hydrostatycznej, ale nie w równowadze termicznej. Czas ¿ycia b.k. zale¿y silnie od jego jasnoœci. Dla s³abych b.k. wyra¿a siê on w miliardach lat. P. ewolucja gwiazd.

Br¹zowe kar³y, gwiazdy o masach poni¿ej ok. 0.085 M_, w których nie mog¹ (na ¿adnym etapie ewolucji) zachodziæ znacz¹ce reakcje termoj¹drowe. B.k. œwiec¹ najpierw na koszt energii grawitacyjnej (kurcz¹c siê), a nastêpnie (gdy gaz elektronowy w ich wnêtrzu ulegnie degeneracji) na koszt energii termicznej (stygn¹c). Skale czasowe ewolucji b.k. s¹ bardzo d³ugie i wyra¿aj¹ siê w miliardach lat. B.k. charakteryzuj¹ siê bardzo póŸnymi typami widmowymi (≥ M8, oznacza to nisk¹ temperaturê powierzchniow¹ - st¹d nazwa b.k.) i bardzo ma³ymi jasnoœciami (poni¿ej ok. 0.001 L_). B.k. lokuj¹ siê w prawym dolnym rogu diagramu H-R. Za umown¹ doln¹ granicê masy b.k. przyjmuje siê 0.013 M_. Poni¿ej tej masy, w obiekcie nie mo¿e zachodziæ (energetycznie nieznacz¹ca) reakcja przemiany deuteru w izotop helu He³. Obiekty o masach poni¿ej 0.013 M_ (ok. 13 mas Jowisza) uwa¿ane s¹ za planety.

Gwiazda neutronowa, gwiazda zbudowana z materii o œredniej gêstoœci rzêdu gêstoœci materii j¹drowej (10¹⁷ -10¹⁸ kg/m³). Przy tak ogromnej gêstoœci najkorzystniejszym energetycznie stanem materii jest gaz swobodnych neutronów (st¹d nazwa g.n.). Gaz ten jest silnie zdegenerowany. Maksymaln¹ mo¿liw¹ masê g.n. okreœla tzw. granica Oppenheimera - Volkoffa (ok. 1.5 - 2 M_). Masy obserwowanych g.n. zawarte s¹ w przedziale 1.0 - 1.5 M_, zaœ ich promienie wynosz¹ ok. 10 km. Pojedyncze g.n. obserwujemy najczêœciej jako → pulsary radiowe, zaœ g.n. w uk³adach podwójnych zarówno jako pulsary radiowe, jak te¿ jako → pulsary rentgenowskie lub → berstery rentgenowskie. G.n. s¹ koñcowym produktem ewolucji wiêkszoœci masywnych gwiazd (o masach pocz¹tkowych powy¿ej ok. 8 M_). P. ewolucja gwiazd, gwiazdy supernowe.

Pulsar, gwiazda neutronowa wysy³aj¹ca powtarzaj¹ce siê z du¿¹ regularnoœci¹ b³yski promieniowania („pulsy”). Pulsacyjny charakter promieniowania jest odbiciem ruchu obrotowego gwiazdy neutronowej. Promieniowanie p. jest silnie ukierunkowane, co wynika z obecnoœci bardzo silnego pola magnetycznego (typowo rzêdu 10¹¹ -10¹³ gausów). Oœ magnetyczna jest nachylona wzglêdem osi obrotu, co powoduje podobnie ukoœne ustawienie wi¹zek emitowanego promieniowania. W efekcie, ruch obrotowy wytwarza charakterystyczny efekt „latarni morskiej”, odbierany przez obserwatora jako promieniowanie pulsacyjne. Obserwowane okresy ruchu obrotowego p. zawarte s¹ w przedziale od 1.5 milisekundy do ok. pó³ godziny. W zale¿noœci od przedzia³u widma, w którym emitowana jest wiêkszoœæ obserwowanego promieniowania, wyró¿niamy p. radiowe i p. rentgenowskie. M³ode gwiazdy neutronowe widoczne s¹ g³ównie jako p. radiowe (o okresach od 0.033 do 5 s). Emisja promieniowania odbywa siê na koszt energii ruchu obrotowego p., co powoduje stopniowe spowalnianie jego obrotu. Gwiazdy neutronowe w uk³adach podwójnych, na które opada materia z gwiazdy towarzysz¹cej (→ akrecja), mog¹ byæ Ÿród³ami promieniowania rentgenowskiego. Gwiazdy takie (o ile ich pole magnetyczne jest dostatecznie silne) obserwujemy jako p. rentgenowskie (ich okresy zawarte s¹ w przedziale od 0.069 do 1413 s). W niektórych uk³adach podwójnych, w których proces akrecji zosta³ ju¿ zakoñczony, obserwujemy stare gwiazdy neutronowe, które s¹ bardzo szybkimi pulsarami radiowymi (tzw. „odm³odzone” pulsary). Najkrótsze obserwowane okresy s¹ rzêdu 1.5 milisekundy. Przyczyn¹ tak szybkiego obrotu jest du¿a iloœæ momentu pêdu, jaki gwiazda neutronowa uzyska³a w przesz³oœci podczas procesu akrecji.

Czarna dziura, obiekt zbudowany z tak gêstej materii, ¿e prêdkoœæ ucieczki z jego powierzchni jest wiêksza od prêdkoœci œwiat³a. Cz.dz. ograniczona jest umown¹ powierzchni¹, zwan¹ horyzontem zdarzeñ, o promieniu wyra¿onym wzorem R_g = 2 G M/c² (tzw. promieñ Schwarzschilda albo promieñ grawitacyjny; G oznacza sta³¹ grawitacyjn¹, c - prêdkoœæ œwiat³a, a M - masê cz. dz.). Spod powierzchni horyzontu zdarzeñ nie mo¿e siê wydostaæ ani materia, ani promieniowanie (st¹d nazwa cz. dz.). Wewnêtrzna struktura cz. dz. nie jest znana (obecna wiedza fizyczna nie pozwala na opis w³asnoœci materii o tak du¿ych gêstoœciach). Cz. dz. s¹ koñcowymi produktami ewolucji najbardziej masywnych gwiazd. Istnienie cz. dz. (przewidziane przez ogóln¹ teoriê wzglêdnoœci) znalaz³o potwierdzenie obserwacyjne: cz. dz. o umiarkowanych masach (5 - 20 M_) wystêpuj¹ w niektórych uk³adach podwójnych, zaœ supermasywne cz. dz. (masy rzêdu 10⁷ -10⁹ M_) - w → aktywnych j¹drach galaktyk.

Diagram Herzsprunga - Russella (diagram H-R), wykres przedstawiaj¹cy po³o¿enia gwiazd we wspó³rzêdnych: jasnoœæ absolutna (zazwyczaj M_V) - typ widmowy. Zamiast typu widmowego, u¿ywany jest te¿ wskaŸnik barwy (B-V) lub temperatura efektywna, a zamiast jasnoœci M_V - bolometryczna jasnoœæ absolutna. Dla grupy gwiazd po³o¿onych w tej samej odleg³oœci (np. gwiazd jednej gromady), mo¿na te¿ u¿ywaæ widomej jasnoœci m_V. Po³o¿enie gwiazdy na diagramie H-R zale¿y g³ównie od jej masy oraz od etapu ewolucji, na którym gwiazda siê aktualnie znajduje. Obserwowane gwiazdy uk³adaj¹ siê na diagramie H-R w kilka charakterystycznych ci¹gów (→ klasy jasnoœci). P. diagram H-R a tak¿e tab. 7.9 oraz rys. 7.11 i 7.20.

Akrecja, proces fizyczny opadania materii na powierzchniê rozwa¿anego obiektu astronomicznego pod wp³ywem jego przyci¹gania grawitacyjnego (w przypadku a. na czarn¹ dziurê, opadaj¹ca materia dostaje siê pod horyzont). Z a. spotykamy siê najczêœciej w podwójnych uk³adach gwiazd, w których nastêpuje przep³yw materii miêdzy sk³adnikami. P. uk³ady pó³rozdzielone i ewolucja gwiazd podwójnych.

Dysk akrecyjny, pierœcieñ materii wokó³ obiektu astronomicznego utworzony przez materiê opadaj¹c¹ na niego w procesie akrecji. D.a. powstaje w sytuacji gdy opadaj¹ca materia dysponuje znacznym momentem pêdu (tak dzieje siê np. w → uk³adach pó³rozdzielonych). Taka materia nie mo¿e mo¿e opadaæ wzd³u¿ linii prostej i tor jej ruchu musi przyj¹æ kszta³t ciasno nawiniêtej spirali. D.a. utworzony jest wiêc z materii, która ca³y czas przez niego przep³ywa. W trakcie przep³ywania przez d. a. materia pozbywa siê nadmiaru momentu pêdu i nadmiaru energii kinetycznej (ruch materii jest ca³y czas w przybli¿eniu keplerowski, tzn. spiralny tor ruchu mo¿na uwa¿aæ za z³o¿ony z wielu kolejnych, coraz ciaœniejszych, orbit keplerowskich). Nadwy¿ka energii jest wypromieniowywana z powierzchni d.a., który jest dziêki temu cia³em œwiec¹cym (niekiedy jaœniejszym ni¿ gwiazdowe sk³adniki uk³adu podwójnego). Jeœli obiekt na który nastêpuje akrecja jest bardzo zwarty (gwiazda neutronowa lub czarna dziura), to promieniowanie dysku emitowane jest g³ównie w rentgenowskiej czêœci widma. P. nowe kar³owate, uk³ady podwójne rentgenowskie, aktywne j¹dra galaktyk.

Powierzchnia Roche'a, wyró¿niona → powierzchnia ekwipotencjalna, w podwójnym uk³adzie gwiazd (lub innych cia³ niebieskich), zawieraj¹ca jeden z punktów Lagrange'a. Dla ewolucji gwiazd podwójnych najwiêksze znaczenie ma wewnêtrzna p.R. (albo wewnêtrzna krytyczna p.R.). Jest to najmniejsza powierzchnia ekwipotencjalna która jest wspólna dla obu sk³adników uk³adu. Punktem wspólnym jest, w tym przypadku, wewnêtrzny punkt Lagrange'a L₁. Jeœli jeden ze sk³adników uk³adu podwójnego wype³nia swoj¹ wewnêtrzn¹ p.R., to jego materia wyp³ywa przez punkt L₁ i opada na gwiazdê towarzysz¹c¹. P. ograniczony problem trzech cia³, ewolucja gwiazd podwójnych.

Reakcje j¹drowe, reakcje z udzia³em j¹der i cz¹stek elementarnych, w wyniku których powstaj¹ j¹dra odmienne od j¹der wyjœciowych. Znamy ró¿ne typy r.j. S¹ nimi, np., reakcje rozszczepienia ciê¿kich j¹der na l¿ejsze, zachodz¹ce w bombie atomowej i reaktorach j¹drowych. Najwiêksze znaczenie w astrofizyce maj¹ reakcje termoj¹drowe (tj. reakcje ³¹czenia j¹der l¿ejszych w ciê¿sze), które stanowi¹ podstawowe Ÿród³a energii gwiazd. Reakcje termoj¹drowe mog¹ zachodziæ jedynie w dostatecznie wysokich temperaturach (st¹d nazwa). We wnêtrzach gwiazd zachodz¹ dziesi¹tki takich reakcji; najwa¿niejsze z nich s¹ reakcje przemiany wodoru w hel. P. reakcje j¹drowe w gwiazdach.

Dyski protoplanetarne, dyski akrecyjne (→), widoczne wokó³ niektórych m³odych gwiazd (w szczególnoœci gwiazd typu T Tau). D.p. zbudowane s¹ z resztek materii ob³oku, z którego, w procesie kolapsu, powsta³a centralna gwiazda. Przyczyn¹ uformowania siê d.p. jest nadmiar momentu pêdu w kolapsuj¹cym ob³oku. Czas ¿ycia d.p. jest stosunkowo krótki - kilka milionów lat (po tym czasie materia dysku opadnie na centraln¹ gwiazdê). D.p. s¹, przypuszczalnie, miejscem formowania siê planet. Obserwowane w³asnoœci niektórych d.p. (np. dysku wokó³  Pic) sugeruj¹, ¿e powsta³y ju¿ w nich planety (lub protoplanety).

Rentgenowskie uk³ady podwójne, uk³ady podwójne gwiazd widoczne jako Ÿród³a silnej emisji promieniowania rentgenowskiego. Warunkiem takiej emisji jest obecnoœæ w uk³adzie zwartego sk³adnika (gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury), na który nastêpuje → akrecja materii przep³ywaj¹cej z gwiazdy towarzysz¹cej. Charakterystyczne typy Ÿróde³ promieniowania rentgenowskiego spotykane w r.u.p. to → pulsary rentgenowskie, → berstery rentgenowskie oraz → nowe rentgenowskie. P. uk³ady podwójne rentgenowskie.

Berstery rentgenowskie, Ÿród³a rentgenowskie (→ rentgenowskie uk³ady podwójne) o charakterystycznym typie zmiennoœci promieniowania rentgenowskiego. Zmiennoœæ ta ma postaæ silnych rozb³ysków („berstów”), w czasie których natê¿enie promieniowania wzrasta od kilku do kilkudziesiêciu razy. Czas wzrostu jest rzêdu sekund, czas zaniku rzêdu minut, rozb³yski powtarzaj¹ siê co kilka godzin do kilku dni. Mechanizm powstawania rozb³ysków zwi¹zany jest z wybuchami termoj¹drowymi (niestabilne spalanie wodoru i helu) na powierzchni gwiazdy neutronowej. Niestabilnoœæ taka jest mo¿liwa jeœli pole magnetyczne gwiazdy neutronowej nie jest zbyt silne (do 10¹¹ G) i jeœli tempo akrecji mieœci siê w okreœlonych granicach. Zmiany tempa akrecji powoduj¹, ¿e niektóre b.r. przestaj¹ byæ bersterami na okresy rzêdu tygodni lub miesiêcy. Znamy te¿ szereg Ÿróde³ rentgenowskich, w których nigdy nie obserwujemy rozb³ysków („berstów”), mimo ¿e ich parametry bardzo przypominaj¹ typowe b.r. P. uk³ady podwójne rentgenowskie.

Masa Jeans'a, krytyczna wartoœæ masy jednorodnego, przezroczystego ob³oku materii (lub jego fragmentu), powy¿ej której ob³ok (fragment) musi siê kurczyæ wskutek samograwitacji. Dla ob³oku o temperaturze T (K) i gêstoœci n_H (atomów wodoru/cm³), m.J. jest rzêdu 10T^3/2 n_H^-1/2 M/M_ . M.J. mo¿na wyprowadziæ z kryterium niestabilnoœci Jeansa, rozwa¿aj¹cego warunki samorzutnego narastania zaburzeñ gêstoœci pod wp³ywem samograwitacji. Niestabilnoœæ Jeansa odgrywa fundamentaln¹ rolê w procesie formowania siê rozmaitych struktur we Wszechœwiecie (poczynaj¹c od gwiazd, a koñcz¹c na gromadach galaktyk). P. ewolucja przed ci¹giem g³ównym,przed ci¹giem g³ównym, powstanie wielkoskalowej struktury Wszechœwiata.

Niestabilnoœæ Jeansa, → masa Jeansa.

Protogwiazda, umowne okreœlenie gwiazdy znajduj¹cej siê na wczesnym etapie ewolucji: po osi¹gniêciu równowagi hydrostatycznej, ale przed zapaleniem (rozpoczêciem) reakcji j¹drowych. P. ewoluuje w termicznej → skali czasowej, œwiec¹c na koszt energii wydzielanej w wyniku grawitacyjnego kurczenia siê. Wœród obserwowanych p., najbardziej znan¹ grup¹ s¹ gwiazdy typu T Tau (→ gwiazdy rozb³yskowe). P. ewolucja przed ci¹giem g³ównym.

Nowe rentgenowskie, podgrupa → rentgenowskich uk³adów podwójnych. N.r. charaktryzuj¹ siê nag³ymi (w skali kilku dni), silnymi wzrostami jasnoœci zarówno w dziedzinie rentgenowskiej (o 4 - 6 rzêdów wielkoœci), jak i optycznej (o > 5 mag). W przypadku typowej n.r., po nag³ym wzroœcie nastêpuje stopniowy spadek jasnoœci do normalnego poziomu trwaj¹cy kilka do kilkunastu miesiêcy. Rozb³yski powtarzaj¹ siê, typowo, co kilka do kilkudziesiêciu lat. N.r. sk³ada siê z czerwonego → kar³a, trac¹cego materiê oraz zwartego obiektu (w oko³o po³owie n.r. jest to czarna dziura, w po³owie - gwiazda neutronowa), na który nastêpuje akrecja. Przyczyn¹ powtarzaj¹cych siê rozb³ysków jest, prawdopodobnie, niestabilnoœæ przep³ywu materii przez → dysk akrecyjny.

Nukleosynteza, zespó³ reakcji j¹drowych, zmieniaj¹cych sk³ad chemiczny materii. Terminem pierwotnej n. okreœlamy reakcje zachodz¹ce w ci¹gu pierwszych 15 minut istnienia Wszechœwiata. W wyniku p.n. ustalone zosta³y kosmiczne obfitoœci wodoru i helu, a tak¿e (wystêpuj¹cych w marginalnych iloœciach) deuteru i litu. Wszystkie pozosta³e pierwiastki powsta³y w wyniku n. zachodz¹cej w gwiazdach. Gwiazdowa n. obejmuje setki reakcji zachodz¹cych na ró¿nych etapach ewolucji gwiazd i w bardzo ró¿nych skalach czasowych (od powolnego spalania wodoru na ci¹gu g³ównym po, maj¹c¹ charakter wybuchów termoj¹drowych, gwa³town¹ nukleosyntezê podczas wybuchów → gwiazd supernowych, → gwiazd nowych oraz → bersterów rengenowskich). P. reakcje j¹drowe w gwiazdach oraz ewolucja sk³adu chemicznego materii we Wszechœwiecie.

Sk³ad chemiczny materii, zestaw liczb okreœlaj¹cych wzglêdn¹ zawartoœæ poszczególnych pierwiastków w materii rozwa¿anego obiektu. S.ch.m. mo¿na okreœlaæ na dwa sposoby: wagowo (wzglêdna wagowa zawartoœæ poszczególnych pierwiastków w 1 g materii) lub atomowo (wzglêdna iloœæ atomów poszczególnych pierwiastków w stosunku do ogólnej iloœci atomów np. w 1 cm³). S.ch.m. Wszechœwiata zosta³ ustalony w wyniku procesów → nukleosyntezy pierwotnej oraz → nukleosyntezy zachodz¹cej w gwiazdach. P. ewolucja sk³adu chemicznego materii we Wszechœwiecie oraz rys. 7.22.

Ewolucja, zmiany parametrów (rozmiarów, jasnoœci, temperatury, sk³adu chemicznego itp.) cia³ niebieskich nastêpuj¹ce w wyniku zachodz¹cych w nich procesów fizycznych. E. podlegaj¹ wszystkie rodzaje obiektów astronomicznych: od planet i gwiazd poprzez oœrodek miêdzygwiazdowy, gromady gwiazd i galaktyki a¿ do gromad galaktyk i, wreszcie, Wszechœwiata jako ca³oœci. E. mo¿e zachodziæ w ró¿nych → skalach czasowych. P. ewolucja gwiazd, ewolucja galaktyk, ewolucja .......

Skale czasowe ewolucji, charakterystyczne okresy czasu, w których zachodz¹ znacz¹ce zmiany parametrów obiektu astronomicznego wywo³ane zachodzeniem okreœlonego procesu fizycznego. W zale¿noœci od typu procesu, odpowiedzialnego za zmiany ewolucyjne, wyró¿niamy → j¹drow¹ (nuklearn¹) skalê czasow¹, → termiczn¹ skalê czasow¹ (skalê Kelvina - Helmholtza) i → dynamiczn¹ skalê czasow¹.

J¹drowa (nuklearna) skala czasowa, okres czasu, w ci¹gu którego gwiazda jest w stanie wyœwieciæ zasoby swej energii j¹drowej. Podczas etapu ewolucji zachodz¹cego w j.s.cz., gwiazda zachowuje zarówno → równowagê hydrostatyczn¹ jak i → równowagê termiczn¹, a ca³a wyœwiecana przez ni¹ energia pochodzi z → reakcji j¹drowych. J.s.cz. jest najd³u¿sz¹ z mo¿liwych skal czasowych. Do momentu wyczerpania zasobów paliwa j¹drowego, ka¿da gwiazda spêdza ponad 99 % swojego ¿ycia w trakcie etapów ewolucji zachodz¹cych w j.s.cz. P. trzy skale czasowe ewolucji gwiazd.

Termiczna skala czasowa (skala Kelvina - Helmholtza), okres czasu w czasie którego gwiazda mo¿e œwieciæ na koszt swojej energii grawitacyjnej (kurcz¹c siê) lub termicznej (stygn¹c). Ewoluuj¹c w t.s.cz., gwiazda zachowuje → równowagê hydrostatyczn¹ ale nie → równowagê termiczn¹ W t.s.cz. ewoluuj¹ m.i. → protogwiazdy oraz → bia³e kar³y. P. trzy skale czasowe ewolucji gwiazd.

Dynamiczna skala czasowa, charakterystyczna skala czasowa zjawisk dynamicznych dla danego obiektu (swobodnego kolapsu grawitacyjnego, pulsacji w tonie podstawowym itp.). D.s.cz. jest najkrótsz¹ z mo¿liwych skal czasowych. Obiekty ewoluuj¹ce w d.s.cz. nie zachowuj¹ ani → równowagi hydrostatycznej ani → równowagi termicznej. W d.s.cz. zachodzi kolaps ob³oku materii miêdzygwiazdowej (przed utworzeniem → protogwiazdy) oraz koñcowe stadia ewolucji masywnych gwiazd (wybuch → supernowej). W d.s.cz. zachodz¹ równie¿ liczne zjawiska zwi¹zane ze zmiennoœci¹ gwiazd (pulsacje, akrecja, ró¿nego typu wybuchy). P. trzy skale czasowe ewolucji gwiazd, ewolucja przed ci¹giem g³ównym i gwiazdy zmienne.

Równowaga hydrostatyczna (dynamiczna), stan równowagi materii gazowej, w którym si³a grawitacji jest równowa¿ona przez ciœnienie gazu (a œciœlej przez → gradient ciœnienia). W praktyce, stan r.h. oznacza, ¿e cz³on z przyspieszeniem w równaniu ruchu mo¿na zaniedbaæ w porównaniu z gradientem ciœnienia i si³¹ grawitacji. P. równanie równowagi hydrostatycznej.

Równowaga termiczna, stan równowagi, w którym temperatura materii ustali³a siê i pozostaje niezmienna zarówno w czasie jak i w przestrzeni. W realnych obiektach astronomicznych stan r.t. osi¹gany jest jedynie w przybli¿eniu. Niezmiennoœæ w przestrzeni oznacza, w tym przypadku, ¿e wzglêdna zmiana temperatury na odcinku drogi swobodnej fotonu jest ma³a (warunek ten jest bardzo dobrze spe³niony we wnêtrzach gwiazd). Niezmiennoœæ w czasie oznacza, ¿e zmiany temperatury s¹ na tyle powolne, ¿e udzia³ energii grawitacyjnej i termicznej (cz³on -dQ/dt w równaniu 7.24) w ca³kowitej jasnoœci gwiazdy jest zaniedbywalny w porównaniu z udzia³em reakcji j¹drowych. Wszystkie gwiazdy (z wyj¹tkiem br¹zowych kar³ów) spêdzaj¹ ponad 99 % swego aktywnego ¿ycia (do momentu wyczerpania dostêpnych zasobów paliwa j¹drowego) w stanie r.t. Dotyczy to, w szczególnoœci, najd³u¿szego etapu ¿ycia gwiazdy - ewolucji na ci¹gu g³ównym. P. równanie zachowania energii.

Kolaps grawitacyjny, proces gwa³townego kurczenia siê obiektu astronomicznego (lub jego czêœci) pod wp³ywem niezrównowa¿onych si³ grawitacji. K.g. przebiega w → dynamicznej skali czasowej. Najczêstsze sytuacje astrofizyczne, w których dochodzi do zjawiska k.g. to: kurczenie siê ob³oku materii miêdzygwiazdowej (przed utworzeniem → protogwiazdy), zapadniêcie siê ¿elaznego j¹dra pod koniec ¿ycia masywnej gwiazdy (supernowa II typu) oraz zapadniêcie siê bia³ego kar³a przekraczaj¹cego masê krytyczn¹ (supernowa I typu).

16. ewolucja przed ci¹giem g³ównym, gwiazdy supernowe.

Gradient, wektorowy operator matematyczny, charakteryzuj¹cy zmiany przestrzenne rozwa¿anej zmiennej. W praktyce astrofizycznej (symetria sferyczna wiêkszoœci obiektów), przez gradient np. temperatury czy ciœnienia rozumiemy zmianê tych wielkoœci na odcinku o jednostkowej d³ugoœci, skierowanym radialnie.

Gaz Fermiego (gaz zdegenerowany), materia gazowa o tak du¿ej gêstoœci, ¿e wyniku dzia³ania efektów kwantowych (zakaz Pauliego), energie kinetyczne cz¹stek gazu s¹ znacznie wiêksze ni¿ cz¹stek gazu doskona³ego o takiej samej temperaturze. Zarówno energia wewnêtrzna, jak i ciœnienie g.F. s¹ okreœlone ca³kowicie przez gêstoœæ gazu i nie zale¿¹ od jego temperatury. Elektronowy → g.F. wystêpuje w bia³ych kar³ach, zaœ neutronowy g.F. w → gwiazdach neutronowych.

Materia kwarkowa, materia o tak du¿ej gêstoœci (powy¿ej 10¹⁸ kg/m³), ¿e najkorzystniejszym energetycznie stanem jest gaz swobodnych kwarków (st¹d nazwa m.k.). M.k. wystêpuje, prawdopodobnie, w centralnych czêœciach niektórych → gwiazd neutronowych.

Granica Hayashiego, linia na → diagramie H-R, wzd³u¿ której uk³adaj¹ siê modele → protogwiazd w momencie osi¹gniêcia równowagi hydrostatycznej. Modele te s¹ ca³kowicie konwektywne. G.H. jest pionow¹ (w przybli¿eniu) lini¹, której dok³adne po³o¿enie zale¿y od masy protogwiazdy (dla mniejszych mas, g.H. przesuniêta jest nieco bardziej na prawo). Generalnie, g.H. odpowiada niskim temperaturom powierzchniowym (ok. 2000 K lub mniej). W obszarze na prawo od g.H. nie mog¹ istnieæ obiekty w → równowadze hydrostatycznej. Protogwiazdy, dopóki s¹ ca³kowicie konwektywne, ewoluuj¹ przesuwaj¹c siê w dó³ wzd³u¿ g.H. Po utworzeniu siê promienistego j¹dra, protogwiazda odchodzi od g.H. i zaczyna przesuwaæ siê na lewo, w stronê → ci¹gu g³ównego. W pobli¿u g.H. lokuj¹ siê równie¿ gwiazdy na póŸnych etapach ewolucji, które posiadaj¹ g³êbokie konwektywne otoczki, obejmuj¹ce wiêksz¹ czêœæ masy gwiazdy (dotyczy to, w szczególnoœci gwiazd na → ga³êzi czerwonych olbrzymów). P. ewolucja przed ci¹giem g³ównym.

Polary, podgrupa → gwiazd kataklizmicznych, wyró¿niaj¹ca siê bardzo silnym polem magnetycznym bia³ego kar³a (rzêdu 10⁷ -10⁸ G). Pole jest tak silne, ¿e kontroluje przep³yw strumienia materii z czerwonego do bia³ego kar³a wzd³u¿ ca³ej drogi od punktu L₁ a¿ do powierzchni bia³ego kar³a, uniemo¿liwiaj¹c powstanie → dysku akrecyjnego. Akrecja jest mo¿liwa tylko w okolicach biegunów magnetycznych bia³ego kar³a i z tych okolic pochodzi wiêkszoœæ promieniowania emitowanego przez p. (w dziedzinie widzialnej, nadfioletowej i rentgenowskiej). Pole magnetyczne powoduje siln¹ ( 20 %) polaryzacjê emitowanego przez p. œwiat³a widzialnego (st¹d nazwa p.). Zmiany jasnoœci p. wynikaj¹ zarówno z nieregularnych zmian tempa akrecji, jak i z rotacji bia³ego kar³a wokó³ osi nachylonej do osi magnetycznej (efekt „latarni morskiej”). Rotacja bia³ego kar³a jest zsynchronizowana z ruchem orbitalnym (jest to wymuszone przez pole magnetyczne). Tzw. p. poœrednie charakteryzuj¹ siê s³abszym polem magnetycznym i s³absz¹ polaryzacj¹ promieniowania. Dyski akrecyjne s¹ w nich obecne, a rotacja bia³ego kar³a nie jest zsynchronizowana z ruchem orbitalnym.

Gwiazdy symbiotyczne, podgrupa → gwiazd kataklizmicznych. Typowa g.s. sk³ada siê z czerwonego olbrzyma i bia³ego kar³a tworz¹cych uk³ad podwójny o okresie orbitalnym rzêdu kilku miesiêcy do kilku lat, zanurzony w otoczce utworzonej przez materiê wyp³ywaj¹c¹ z czerwonego olbrzyma. Zmiennoœæ g.s. jest nieregularna i skomplikowana. Sk³adaj¹ siê na ni¹ zarówno zmiennoœæ samego czerwonego olbrzyma (czêsto jest to zmienna typu Mira Ceti), jak te¿ zmiennoœæ wokó³gwiezdnej otoczki i zmiennoœæ akrecji na bia³ego kar³a.

Przerwa Hertzsprunga, obszar na diagramie H-R po³o¿ony miêdzy górn¹ czêœci¹ → ci¹gu g³ównego, a obszarem zajmowanym przez czerwone → olbrzymy i czerwone → nadolbrzymy. W p.H. wystêpuje bardzo niewiele gwiazd, co jest spowodowane szybk¹ ewolucj¹ gwiazd w tym obszarze (ewolucja przebiega w → termicznej skali czasowej). P. rys. 7.11 i 7.20 oraz ewolucja gwiazd.

Gwiazdy typu Wolfa - Rayeta (gwiazdy typu W-R), bardzo gor¹ce, jasne gwiazdy charakteryzuj¹ce siê silnymi, szerokimi liniami emisyjnymi w widmie. Linie s¹ przejawem bardzo silnego → wiatru gwiazdowego z powierzchni g.W.R. Wiatr ten ma formê szybko rozszerzaj¹cej siê otoczki i powoduje szybkie zmniejszanie siê masy gwiazdy (tempo utraty masy jest rzêdu 10^-4 M_/rok). G.W.R. znajduj¹ siê na etapie spalania helu w swych centralnych czêœciach i s¹ produktem ewolucji bardzo masywnych (powy¿ej ok. 50 M_) gwiazd, które w wyniku bardzo silnych wiatrów gwiazdowych utraci³y swoje otoczki i przemieœci³y siê na lewo na diagramie H-R, w obszar gwiazd o wysokich temperaturach powierzchniowych. W wielu g.W.R. nie ma wodoru na powierzchni, co oznacza, ¿e utraci³y one ca³e wodorowe otoczki.

Gwiazdy typu Am (gwiazdy metaliczne), podgrupa gwiazd typu widmowego A, charakteryzuj¹ca siê obecnoœci¹ w widmie wyj¹tkowo silnych linii metali (¿elazowców i metali ciê¿szych od ¿elaza), wskazuj¹cych na istotne anomalie sk³adu chemicznego. G.Am stanowi¹ ok. 15 -20 % gwiazd ci¹gu g³ównego w obrêbie typu widmowego A. Ogromna wiêkszoœæ g.Am (byæ mo¿e wszystkie) wchodzi w sk³ad uk³adów podwójnych. G.Am odznaczaj¹ siê woln¹ rotacj¹, co jest prawdopodobnie zwi¹zane z ich podwójnoœci¹.

Gwiazdy typu Ap (gwiazdy osobliwe, gwiazdy magnetyczne), podgrupa gwiazd typu widmowego A, charakteryzuj¹ca siê silnym polem magnetycznym (rzêdu 10³ -10⁴ G) oraz obecnoœci¹ w widmie silnych linii pierwiastków ziem rzadkich a tak¿e krzemu, chromu i strontu. G.Ap stanowi¹ kilka procent gwiazd ci¹gu g³ównego w obrêbie typu widmowego A. Wszystkie g.Ap wykazuj¹ okresowe zmiany blasku i pola magnetycznego. Przyczyn¹ tych zmian jest rotacja gwiazdy w po³¹czeniu z obecnoœci¹ du¿ych plam na jej powierzchni. P. gwiazdy z plamami na powierzchni.

Konwekcja, mechanizm transportu energii we wnêtrzach gwiazd, zwi¹zany z wielkoskalowymi ruchami materii (energia jest przenoszona wraz z materi¹). K. pojawia siê w obszarach, w których → gradient temperatury staje siê dostatecznie du¿y. Dzieje siê tak wtedy, gdy transport promienisty (przewodnictwo fotonowe) nie jest w stanie przenieœæ ca³ego strumienia energii (np. wskutek zbyt du¿ej → nieprzezroczystoœci materii). K. jest bardzo wydajnym mechanizmem transportu energii. P. konwekcja.

Nieprzezroczystoœæ materii, cecha fizyczna opisuj¹ca wydajnoœæ procesów absorpcji i rozpraszania fotonów w danej materii. N. jest œciœle zwi¹zana ze œredni¹ drog¹ swobodn¹ fotonów. Liczbowo, n. okreœla siê podaj¹c wspó³czynnik nieprzezroczystoœci , który jest funkcj¹ temperatury, gêstoœci i sk³adu chemicznego materii. Œrednia droga swobodna fotonu d wi¹¿e siê ze wspó³czynnikiem n. wzorem d = 1/(ρ), gdzie ρ oznacza gêstoœæ materii. P. równanie przenoszenia energii oraz procesy odpowiedzialne za nieprzezroczystoœæ materii.

Uk³ady rozdzielone, podwójne uk³ady gwiazd, w których oba sk³adniki s¹ mniejsze od swoich wewnêtrznych → powierzchni Roche'a. P. gwiazdy podwójne oraz rys. 7.34a.

Uk³ady pó³rozdzielone, podwójne uk³ady gwiazd, w których jeden ze sk³adników wype³nia swoj¹ wewnêtrzn¹ → powierzchniê Roche'a. P. gwiazdy podwójne oraz rys. 7.34b.

Uk³ady kontaktowe, podwójne uk³ady gwiazd, w których oba sk³adniki wype³niaj¹ swoje wewnêtrzne → powierzchnie Roche'a. P. gwiazdy podwójne oraz rys. 7.34c.

Ga³¹Ÿ czerwonych olbrzymów, ci¹g na → diagramie H-R, wzd³u¿ którego uk³adaj¹ siê gwiazdy spalaj¹ce wodór w warstwowym Ÿródle energii wokó³ zdegenerowanego helowego j¹dra. G.cz.o. stanowi czêœæ ci¹gu → olbrzymów. P. ewolucja po ci¹gu g³ównym oraz rys. 7.19 i 7.20.

Ga³¹Ÿ horyzontalna, ci¹g na → diagramie H-R, wzd³u¿ którego uk³adaj¹ siê gwiazdy o niedu¿ych masach, spalaj¹ce hel w centralnych czêœciach oraz wodór w warstwowym Ÿródle energii wokó³ helowego j¹dra. G.h. stanowi czêœæ ci¹gu → olbrzymów. P. ewolucja po ci¹gu g³ównym oraz rys. 7.19.

Ga³¹Ÿ asymptotyczna, ci¹g na → diagramie H-R, wzd³u¿ którego uk³adaj¹ siê gwiazdy spalaj¹ce wodór i hel w dwu warstwowych Ÿród³ach energii wokó³ zdegenerowanego wêglowo - tlenowego j¹dra. G.a. stanowi czêœæ ci¹gu → olbrzymów. P. ewolucja po ci¹gu g³ównym oraz rys. 7.19.

Krzywa zmian blasku, wykres przedstawiaj¹cy zmiany jasnoœci obiektu astronomicznego w funkcji czasu. Najczêœciej, k.z.b. przedstawia uœrednione zmiany, powtarzaj¹ce siê w ramach jakiegoœ cyklu (okresu orbitalnego, okresu rotacji). P. gwiazdy zmienne zaæmieniowe oraz rys. 7.23, 7.25, 7.27, 7.29, 7.32 i 7.33.

Gwiazdy zmienne, gwiazdy zmieniaj¹ce w czasie jeden lub wiêcej swoich parametrów (najczêœciej parametrem tym jest jasnoœæ). Zmiennoœæ mo¿e byæ regularna lub nieregularna. Najogólniej, g.z. dzielimy na gwiazdy zaæmieniowe, gwiazdy z plamami na powierzchni i gwiazdy zmienne fizycznie. P. gwiazdy zmienne.

Gwiazdy pulsuj¹ce, gwiazdy wykazuj¹ce mniej lub bardziej okresowe zmiany jasnoœci i prêdkoœci radialnych (a czêsto tak¿e temperatury powierzchniowej), œwiadcz¹ce o drganiach wykonywanych przez powierzchniê gwiazdy wokó³ pewnego stanu równowagi. Znamy bardzo wiele ró¿nych typów gwiazd pulsuj¹cych. P. gwiazdy pulsuj¹ce.

Gwiazdy wybuchowe, gwiazdy zmienne, których zmiennoœæ ma charakter doœæ gwa³townych wybuchów. Do g.w. zaliczamy: → gwiazdy rozb³yskowe, → gwiazdy kataklizmiczne i → gwiazdy supernowe. P. gwiazdy wybuchowe.

Gwiazdy rozb³yskowe, grupa gwiazd zmiennych, których zmiennoœæ ma charakter rozb³ysków przypominaj¹cych → rozb³yski chromosferyczne na S³oñcu, ale znacznie silniejszych. Wszystkie g.r. s¹ gwiazdami m³odymi, a ich zmiennoœæ zwi¹zana jest z siln¹ aktywnoœci¹ chromosferyczn¹. W grupie g.r. wyró¿niamy szereg podtypów. P. gwiazdy rozb³yskowe.

Gwiazdy kataklizmiczne, grupa gwiazd zmiennych, których zmiennoœæ zwi¹zana jest z ró¿nego typu niestabilnoœciami → akrecji na bia³ego kar³a. Do g.k. zaliczamy → gwiazdy nowe, nowe powrotne, nowe kar³owate, → polary oraz → gwiazdy symbiotyczne. Typowa g.k. jest ciasnym → pó³rozdzielonym uk³adem podwójnym, z³o¿onym z → czerwonego kar³a, który traci materiê i → bia³ego kar³a, na którego materia ta opada w procesie akrecji. Wyj¹tkiem s¹ gwiazdy symbiotyczne, które s¹ bardzo szerokimi → uk³adami rozdzielonymi, a sk³adnikiem dostarczaj¹cym materiê jest w nich czerwony olbrzym. P. gwiazdy kataklizmiczne oraz tab. 7.15.

Gwiazdy nowe, typ → gwiazd kataklizmicznych, których wybuchy s¹ wyj¹tkowo silne: typowa g.n. zwiêksza sw¹ jasnoœæ 10 tysiêcy do miliona razy w skali czasowej rzêdu kilku dni. Wybuchy g.n. maj¹ charakter wybuchów termoj¹drowych zwi¹zanych z niestabilnym spalaniem wodoru na powierzchni bia³ego kar³a. Wybuchy te powtarzaj¹ siê w skali czasowej rzêdu tysiêcy lat. P. gwiazdy nowe i nowe powrotne oraz tab. 7.15 i rys. 7.27.

Gwiazdy supernowe, gwiazdy wybuchowe o najwiêkszej energetyce wybuchu. G.s. zwiêksza sw¹ jasnoœæ dziesi¹tki, a nawet setki milionów razy, a ca³kowita energia wyzwalana w czasie wybuchu jest rzêdu 10 J. Wybuchy g.s. s¹ zjawiskami jednorazowymi zwi¹zanymi z gwa³townym zakoñczeniem ¿ycia masywnych gwiazd oraz niektórych bia³ych kar³ów. P. gwiazdy supernowe oraz tab. 7.16 i 7.17 i rys.7.28 i 7.29.

Gwiazda podwójna, uk³ad dwóch gwiazd powi¹zanych ze sob¹ fizycznie tzn. kr¹¿¹cych wokó³ wspólnego œrodka mas po eliptycznych orbitach. Wyró¿niamy wiele ró¿nych typów g.p. P. gwiazdy podwójne.

Gwiazda wizualnie podwójna, → gwiazda podwójna, której oba sk³adniki mo¿emy obserwowaæ na niebie jako dwa osobne punkty œwietlne. G.w.p. s¹ szerokimi uk³adami, o okresach orbitalnych od kilku do ok. miliona lat. P. gwiazdy wizualnie podwójne oraz tab. 7.18 i rys. 7.30.

Gwiazda spektroskopowo podwójna, → gwiazda podwójna, o której podwójnoœci wnioskujemy na podstawie obserwacji widm obu sk³adników. P. gwiazdy spektroskopowo podwójne oraz rys. 7.31.

Zale¿noœæ masa - jasnoœæ, zale¿noœæ miêdzy mas¹ i jasnoœci¹ gwiazd na → ci¹gu g³ównym. Zale¿noœæ ta jest bardzo silna: masa gwiazd zmienia siê wzd³u¿ ci¹gu g³ównego od ok. 0.1 M_ do ok. 100 M_, zaœ ich jasnoœæ od ok. 10^-3 L_ do ok. 10⁶ L_. P. diagram H-R oraz tab. 7.12.

Zale¿noœæ masa - promieñ, 1) zale¿noœæ miêdzy mas¹ i promieniem gwiazd na → ci¹gu g³ównym. Zale¿noœæ ta jest bardzo dobrze zdefiniowana (p. tab. 7.12), ale niezbyt silna (promieñ gwiazdy ci¹gu g³ównego zmienia siê z jej mas¹ o wiele wolniej ni¿ jasnoœæ). 2) zale¿noœæ miêdzy mas¹ i promieniem dla konfiguracji zbudowanych z materii zdegenerowanej (bia³ych kar³ów i gwiazd neutronowych). Zale¿noœæ ta ma w przybli¿eniu postaæ R  M^-1/3 (w odró¿nieniu od gwiazd ci¹gu g³ównego, promieñ konfiguracji zdegenerowanej maleje przy wzroœcie jej masy).

Asocjacje, luŸne, nietrwa³e zgrupowania bardzo m³odych gwiazd, szybko rozpraszaj¹ce siê w przestrzeni. Rozró¿niamy asocjacje OB (bardzo m³ode, zawieraj¹ce masywne gwiazdy typu O i wczesnego B, a tak¿e → gwiazdy typu T Tau) oraz asocjacje T (nieco starsze, zawieraj¹ce gwiazdy typu T Tau). P. asocjacje OB, asocjacje T.

Gromady gwiazd, zgrupowania gwiazd, których wzajemne oddzia³ywania grawitacyjne znacznie przewy¿szaj¹ oddzia³ywania z gwiazdami otoczenia (nie oznacza to, ¿e wszystkie g.g. s¹ trwa³e). Gwiazdy nale¿¹ce do jednej g.g. maj¹ wspólne pochodzenie (powsta³y z jednego ob³oku materii miêdzygwiazdowej), ten sam wiek i wspólny ruch przestrzenny. Rozró¿niamy gromady otwarte (generalnie ma³o zwarte, doœæ m³ode i nietrwa³e) oraz gromady kuliste (stare, bardzo zwarte i bardzo trwa³e). P. gromady gwiazd oraz rys. 7.12 i 7.13.

Klasyfikacja Morgana - Keenana, dwuparametrowa klasyfikacja widmowa (tj. oparta na wygl¹dzie widm gwiazd), u¿ywaj¹ca jako parametrów → typu widmowego (okreœlaj¹cego temperaturê efektywn¹ gwiazdy) oraz → klasy jasnoœci (okreœlaj¹cej jasnoœæ absolutn¹ a, poœrednio, grawitacjê powierzchniow¹ gwiazdy). P. tab. 7.10. oraz rys. 7.11.

Typy widmowe, umowne klasy, przypisane gwiazdom na podstawie wygl¹du ich widma. Klasy te s¹ bardzo dobrze skorelowane z → temperatur¹ efektywn¹ gwiazd. Oznacza siê je kolejno (z malej¹c¹ temperatur¹) literami O, B, A, F, G, K i M. Ka¿da klasa podzielona jest na dziesiêæ podtypów oznaczonych cyframi od 0 do 9. Podanie t. i podtypu w. (np. G2), okreœla doœæ precyzyjnie temperaturê efektywn¹ gwiazdy. P. typy widmowe gwiazd oraz tab. 7.6, 7.7 i rys. 7.9, 7.10 oraz 7.11.

Klasy jasnoœci, umowne klasy okreœlaj¹ce → jasnoœæ absolutn¹ gwiazd, przypisywane im na podstawie wygl¹du widma (w istocie, wygl¹d widma informuje raczej o przyspieszeniu grawitacyjnym na powierzchni gwiazdy, ale wielkoœæ ta koreluje siê dobrze z jasnoœci¹ absolutn¹). K.j. oznaczamy kolejnymi cyframi rzymskimi oraz tradycyjnymi nazwami. S¹ to kolejno (od najwiêkszych do najmniejszych jasnoœci): I (nadolbrzymy), II (jasne olbrzymy), II (olbrzymy), IV (podolbrzymy), V (kar³y), VI (podkar³y) i VII (bia³e kar³y). P. klasy jasnoœci oraz tab. 7.7, 7.8, 7.9 i rys. 7.11.

Poprawka bolometryczna, ró¿nica miêdzy → bolometryczn¹ wielkoœci¹ gwiazdow¹, a wielkoœci¹ gwiazdow¹ w barwie V (→ fotometria). P.b. (oznaczana zazwyczaj jako B.C.) jest funkcj¹ → temperatury efektywnej gwiazdy (a wiêc jej → typu widmowego) oraz → klasy jasnoœci. P. poprawki bolometryczne oraz tab. 7.7.

Temperatura efektywna, umowna temperatura powierzchniowa gwiazdy, definiowana jako temperatura jak¹ mia³oby cia³o doskonale czarne œwiec¹ce z tak¹ sam¹ jasnoœci¹ i posiadaj¹ce tak¹ sam¹ powierzchniê jak rozwa¿ana gwiazda. T.e. okreœla, w przybli¿eniu, temperaturê → fotosfery danej gwiazdy.

Poczerwienienie miêdzygwiazdowe, wzrost wskaŸników barwy gwiazd, spowodowany czêœciowym poch³anianiem ich œwiat³a przez materiê miêdzygwiazdow¹ (→ ekstynkcja miêdzygwiazdowa). P.m. jest efektem zale¿noœci ekstynkcji miêdzygwiazdowej od d³ugoœci fali (promieniowanie krótkofalowe jest silniej poch³aniane). P.m. powoduje, ¿e gwiazda sprawia wra¿enie ch³odniejszej (bardziej czerwonej) ni¿ jest w rzeczywistoœci. P. wskaŸniki barwy gwiazd.

Ruch w³asny, zmiana wspó³rzêdnych k¹towych gwiazdy na niebie, wywo³ana jej ruchem przestrzennym wzglêdem S³oñca. Roczny r.w. - r.w. (przesuniêcie k¹towe) w ci¹gu jednego roku. P. ruchy gwiazd oraz tab. 7.5 i rys. 7.6 oraz 7.7.

Gwiazdozbiór (konstelacja), obszar sfery niebieskiej o umownie wyznaczonych granicach, zakreœlonych wokó³ pewnych charakterystycznych uk³adów gwiazd. Gwiazdozbiory wprowadzono w celu u³atwienia orientacji na niebie. Wiêkszoœæ ich nazw pochodzi jeszcze z czasów staro¿ytnych Ca³a sfera podzielona jest obecnie na 88 g. P. gwiazdozbiory oraz tab. 7.1 i rys. 7.1.

WskaŸnik barwy (kolor), ró¿nica jasnoœci gwiazdy (wyra¿onych w → wielkoœciach gwiazdowych) w dwóch ró¿nych barwach (zakresach widma). Najczêœciej u¿ywanymi w.b. s¹ w. B-V i U-B. W.b. opisuje, w istocie, logarytm stosunku natê¿eñ promieniowania danej gwiazdy w dwu wybranych przedzia³ach widma (du¿a wartoœæ w.b. oznacza du¿¹ ró¿nicê jasnoœci gwiazdy w dwóch barwach. W.b. s¹ dobrze skorelowane z → temperatur¹ efektywn¹, a wiêc równie¿ i z → typem widmowym gwiazdy. P. wskaŸniki barwy gwiazd oraz tab. 7.8.

Wielkoœæ gwiazdowa (magnitudo), tradycyjna miara jasnoœci gwiazdy, nadal powszechnie u¿ywana przez astronomów. Wspó³czesna definicja w.g. dopasowana do staro¿ytnej klasyfikacji jasnoœciowej, wprowadzonej przez Ptolemeusza w 140 n.e. jest nastêpuj¹ca: jeœli oœwietlenie Ziemi przez dan¹ gwiazdê wynosi E (w luksach), to jej obserwowana (widoma) w.g. jest równa m = - 2.5 log E - 14.05. P. jasnoœci gwiazd.

Magnitudo → wielkoœæ gwiazdowa.

Jasnoœæ obserwowana (jasnoœæ widoma), oœwietlenie Ziemi œwiat³em danego obiektu astronomicznego tj. iloœæ energii docieraj¹ca od danego obiektu do jednostki powierzchni Ziemi w jednostce czasu. J.o. wyra¿amy najczêœciej w → wielkoœciach gwiazdowych i oznaczamy liter¹ m, z dodaniem indeksu definiuj¹cego zakres widma, np. m_V, m_B, m_bol (→ jasnoœæ bolometryczna), m_pg (→ jasnoœæ fotograficzna), m_vis (→ jasnoœæ wizualna). P. jasnoœci gwiazd oraz rys. 7.2 i 7.3.

Jasnoœæ absolutna, moc promieniowania danego obiektu astronomicznego tj. iloœæ energii emitowana przez dany obiekt w jednostce czasu. J.a. wyra¿amy zazwyczaj w → wielkoœciach gwiazdowych i oznaczamy liter¹ M, z dodaniem indeksu definiuj¹cego zakres widma, np. M_V, M_B, M_bol (→ jasnoœæ bolometryczna). J.a. mo¿na te¿ wyra¿aæ w jednostkach jasnoœci S³oñca (L_). P. jasnoœci gwiazd.

Jasnoœæ bolometryczna, jasnoœæ (obserwowana lub absolutna) obejmuj¹ca ca³e widmo (ca³y zakres d³ugoœci fal promieniowania). J.b. danego obiektu mo¿na obliczyæ znaj¹c jego jasnoœæ obserwowan¹ (widom¹) i korzystaj¹c z → poprawki bolometrycznej. P. jasnoœci gwiazd.

Jasnoœæ fotograficzna, → jasnoœæ barwna, odnosz¹ca siê do dziedziny widma zdefiniowanej krzyw¹ czu³oœci tradycyjnej kliszy fotograficznej (p. rys. 7.2b).

Jasnoœæ wizualna, → jasnoœæ barwna, odnosz¹ca siê do dziedziny widma zdefiniowanej krzyw¹ czu³oœci oka ludzkiego (p. rys. 7.2a).

Jasnoœæ barwna, jasnoœæ okreœlona iloœci¹ energii emitowanej przez dany obiekt (w sensie oœwietlenia lub mocy) w przedziale widma zdefiniowanym czu³oœci¹ odpowiedniego odbiornika. W przesz³oœci u¿ywano dwóch tradycyjnych j.b.: → jasnoœci wizualnej i → jasnoœci fotograficznej. Obecnie, najpowszechniej stosowany jest system piêciu j.b.: UBVRI. P. jasnoœci gwiazd oraz rys. 7.3.

2

---