Co to jest gwiazda???
Gwiazda to ogromna kula gorącego, świecącego gazu. Parametry gwiazdy, takie jak barwa, temperatura, rozmiary i jasność bywają bardzo zróżnicowane, gdyż zależą od jej masy i od wewnętrznych zmian, jakie występują w poszczególnych gwiazdach na kolejnych etapach ewolucji.
Klasyfikacja gwiazd.
Gwiazdy klasyfikowane są ze względu na cechy swoich widm. Rozszczepiając promieniowanie gwiazdy, naukowcy uzyskują widmo, które ukazuje natężenie tego promieniowania na różnej długości fali. Na podstawie widma można wyznaczyć temperaturę, barwę i skład chemiczny gwiazdy. Istnieje 7 głównych typów widmowych, oznaczanych literami; każdy typ dzieli się na podtypy, oznaczane cyframi od 0 do 9.
Jasność gwiazdy.
Jasność w świetle widzialnym wyrażana jest w wielkościach gwiazdowych (magnitudo): im niższa wielkość gwiazdowa, tym jaśniejsza gwiazda. Wielkość widoma stanowi miarę jasności ciała niebieskiego widzianego z Ziemi: im większa odległość do danego ciała, tym większą drogę przebywa światło, ulegając rozproszeniu, a zatem tym mniejsza jego jasność. Wielkość absolutna stanowi jasność, jaką miałoby dane ciało umieszczone w odległości 32,6 lat świetlnych. Terminem "jasność" określamy natężenie promieniowania gwiazdy we wszystkich lub poszczególnych długościach fali. Jeśli na przykład mówimy, że jasność gwiazdy wzrasta, oznacza to, iż emituje ona więcej zarówno światła widzialnego, jak i promieniowania podczerwonego oraz ultrafioletowego. Jednakże widome i absolutne wielkości gwiazdowe stanowią miarę wyłącznie jasności gwiazdy w świetle widzialnym. Jasność gwiazdy zależy przede wszystkim od jej masy oraz od tego, w którym stadium swego cyklu ewolucyjnego się ona znajduje. Im większa masa gwiazdy, tym będzie ona gęstsza, gorętsza i jaśniejsza w porównaniu z gwiazdami o niższej masie na podobnym etapie ewolucji. Dwie gwiazdy o tym samym polu powierzchni i tej samej temperaturze powierzchniowej będą miały tę samą jasność i tę samą barwę. Gdy gwiazda ekspanduje, jej temperatura powierzchniowa spada. Na przykład żółte gwiazdy ciągu głównego, takie jak Słońce, przemieniają się w pewnym momencie w chłodniejsze, o wiele większych rozmiarów gwiazdy, zwane czerwonymi olbrzymami. Jakkolwiek powierzchnia takiej gwiazdy ciemnieje - jednostkowa powierzchnia wysyła mniej promieniowania - to jasność gwiazdy zwiększa się, gdyż pole jej powierzchni całkowitej wzrosło, wskutek czego większa jest łączna ilość promieniowania wysyłanego w przestrzeń. Ten przyrost jasności gwiazdy oznacza, że jej widoma i absolutna wielkość gwiazdowa także wzrastają. Gwiazdy na nocnym niebie migocą, czyli zmieniają jasność w krótkim okresie czasu. Zjawisko to wywołują ruchy powietrza w ziemskiej atmosferze. Gdy poszczególne elementy objętości powietrza przemieszczają się w różny sposób, światło gwiazdy załamuje się w niejednakowym stopniu, wskutek czego natężenie światła, docierającego do oka obserwatora, szybko się zmienia, powodując efekt migotania.
Barwy gwiazd.
Barwa gwiazdy ma ścisły związek z jej temperaturą powierzchniową. Na podstawie znajomości jednego z tych parametrów można wyzna-czyć drugi. Gwiazdy błękitne są gwiazdami najgorętszymi; temperatura gwiazd białych jest nieco niższa. Następnie mamy gwiazdy żółte i pomarańczowe, oraz najchłodniejsze ze wszystkich - czerwone. Temperatura gwiazd błękitnych dochodzi do 50 000 oC, podczas gdy temperatura czerwonych wynosi zaledwie 2000 oC. Gwiazdy emitują światło o wszystkich długościach fali, jednakże ich barwa (typ widmowy) wyznaczona jest przez długość fali, na której natężenie promieniowania gwiazdy jest największe. Brązowe karły to po prostu niedoszłe gwiazdy. Ich jasność jest tak niska, że pierwszego brązowego karła odkryto dopiero w 1995 roku. Świecą słabym blaskiem, gdyż grawitacyjne zapadanie się powoduje wzrost temperatury. Jednak ich masa, stanowiąca mniej niż 8 % masy Słońca, nie wystarcza, by doszło do zapoczątkowania reakcji jądrowych, bez których nie są w stanie dorównać jasnością prawdziwym gwiazdom. Wiele gwiazd ma imiona. Często są one pochodzenia arabskiego, co stanowi dziedzictwo starożytnych arabskich astronomów z VIII i IX wieku n.e. Jednakże olbrzymia większość gwiazd nie posiada nazwy własnej. Normalnie gwiazdy oznacza się literą greckiego alfabetu i łacińską nazwą gwiazdozbioru, do którego należą. Ten system oznaczeń został wprowadzony przez niemieckiego miłośnika astronomii Johanna Bayera (1572-1625) w opublikowanym przez niego w 1603 roku atlasie nieba. Bayer przyjął zasadę, że najjaśniejsza gwiazda w danym gwiazdozbiorze oznaczana jest grecką literą a (pierwsza litera greckiego alfabetu), druga pod względem jasności literą b, i tak dalej. W oznaczeniu konkretnej gwiazdy łacińska nazwa gwiazdozbioru występuje w dopełniaczu. Na przykład najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Łabędzia (Cygnus) znana jest jako a Cygni ("alfa Łabędzia"). Ponieważ alfabet grecki liczy zaledwie 24 litery, możliwości systemu Bayera są ograniczone. Niekiedy używa się przy literach greckich wskaźników cyfrowych na oznaczenie gwiazd położonych blisko siebie, na przykład a5 Orionis i a6 Orionis, bądź też liter alfabetu łacińskiego (a, b, c, A, B, C) lub cyfr (1, 2, 3).
Wykres ewolucji gwiazd.
Diagram Hertzsprunga-Russella (diagram H-R), narzędzie o podstawowym znaczeniu dla astronomów, przedstawia zależność absolutnej wielkości gwiazd od ich typów widmowych (barw), bądź też od temperatury powierzchniowej, która jest ściśle związana z typem widmowym. Gwiazdy na diagramie H-R skupiają się w kilka grup, odpowiadających różnym etapom cyklu ewolucyjnego. Wykres ten pomaga wyjaśnić przebieg ewolucji gwiazd i ustalić związki zachodzące między ich własnościami.
Masa gwiazdy.
Masa gwiazdy określa, ile materii się w niej mieści. Zazwyczaj podaje się ją jako wielokrotność masy Słońca, która służy w tym przypadku za jednostkę miary. Masa większości gwiazd zawiera się między 0,08 a 60 mas Słońca, ale masa kilku gwiazd dochodzi do 120 mas Słońca. To, że jedna gwiazda ma większą masę od drugiej, nie oznacza, że jest od niej większa. Rozmiary gwiazd zależą od tego, jak gęsto upakowana jest materia w ich wnętrzu. Gęstość określa, ile masy mieści się w danej objętości. Rozpiętość tego parametru jest bardzo duża. Betelgeza, pulsujący czerwony nadolbrzym, jest gwiazdą o bardzo niskiej gęstości. Jej przeciętne rozmiary są około 400 razy większe od Słońca, co sprawia, że jej objętość jest 64 miliony razy większa od objętości Słońca. Jednak masa Betelgezy przekracza masę Słońca zaledwie 13-krotnie, a zatem jej gęstość średnia jest 3500 razy niższa od gęstości powietrza, podczas gdy średnia gęstość Słońca jest 1400 razy wyższa od gęstości powietrza.
Gwiazdy podwójne.
Ponad połowa wszystkich gwiazd występuje w postaci układów dwu lub więcej gwiazd, utrzymywanych siłami grawitacji. W układzie podwójnym dwie gwiazdy okrążają wspólny środek masy. Na ogół jedna z gwiazd jest zbyt słaba, by można ją było dostrzec z Ziemi. Astronomowie rozpoznają, że widoczna gwiazda należy do układu podwójnego, gdy wykazuje ona cykliczne wahania jasności lub gdy obserwuje się zakłócenia jej ruchu, odpowiadające oddziaływaniu grawitacyjnemu jakiegoś bliskiego ciała.
Ewolucja gwiazd.
Gwiazdy rodzą się, świecą przez miliony czy miliardy lat, a następnie umierają. Ewolucja gwiazdy składa się z kilku etapów, podczas których wielkość i temperatura gwiazdy ulegają gwałtownym zmianom. Długość życia i przebieg ewolucji zależą głównie od masy gwiazdy. Im większa masa, tym szybciej gwiazda zużywa zawarte w niej gazy w reakcjach jądrowych i tym szybciej umiera. Najbardziej masywne gwiazdy żyją kilka milionów lat; gwiazdy o mniejszej masie mogą świecić kilkadziesiąt miliardów lat.
Materia międzygwiazdowa.
Obszary między gwiazdami wypełnia tzw. ośrodek międzygwiazdowy, złożony głównie z wodoru i helu. Na ogół ośrodek ten ma postać obłoków, które niekiedy można obserwować jako mgławice, jeżeli same emitują lub rozpraszają światło pobliskich gwiazd lub też przesłaniają światło innych obiektów. Materię międzygwiazdową wzbogacają cząstki wiatrów gwiazdowych oraz materia wyrzucana z umierających gwiazd. Rozkład i temperatura tej materii mają charakter nierównomierny, a jej gęstość jest miliardy razy mniejsza od gęstości powietrza. Promieniowanie kosmiczne tworzą cząstki o dużej energii, przemierzające przestrzeń prawie z prędkością światła. Pierwotne promieniowanie kosmiczne to wysokoenergetyczne cząstki, które po wejściu w ziemską atmosferę - pod wpływem zderzeń z innymi cząstkami - wytwarzają wtórne promieniowanie kosmiczne. Promieniowanie kosmiczne o najwyższej energii powstaje w galaktykach aktywnych i kwazarach.
Narodziny gwiazd.
Gwiazdy rodzą się grupowo wewnątrz obłoków gazowo-pyłowych. Proces ten zaczyna się, gdy w obłoku wystąpi lokalna fluktuacja gęstości, na przykład wywołana przez falę uderzeniową, powstałą po wybuchu supernowej. Pod wpływem własnej grawitacji obszar podwyższonej gęstości zapada się, staje się coraz gęstszy i gorętszy, by ostatecznie, po zapoczątkowaniu reakcji jądrowych, przeobrazić się w jedną lub więcej gwiazd. Początkowo obłok gazu i pyłu ma temperaturę kilka stopni powyżej zera bezwzględnego (-273,15 oC). We wnętrzu gwiazdy temperatura wynosi co najmniej 10 milionów stopni. Protogwiazdy emitują pewne ilości ciepła i światła, jeszcze zanim rozbłysną pełnym blaskiem jako właściwe gwiazdy. Pył mgławicy otaczającej protogwiazdę w znacznej części pochłania to promieniowanie, a następnie emituje je, głównie w podczerwonej części widma. Jakkolwiek astronomowie nie obserwują świecenia protogwiazd bezpośrednio, mogą wykryć ich obecność w mgławicy, przy pomocy teleskopów rejestrujących promieniowanie podczerwone.
Gromady gwiazd.
Gromadą nazywamy skupisko gwiazd, powiązanych siłami wzajemnego oddziaływania grawitacyjnego. Gwiazdy tworzące gromadę powstały w tym samym czasie z tego samego obłoku gazowo-pyłowego, są więc jednorodne pod względem wieku i składu chemicznego. Należą jednak do różnych typów, gdyż mają różne masy. Gromady dzielą się na kuliste i otwarte. Starsze gromady kuliste zajmują sferyczne halo, otaczające jądro naszej Galaktyki; młodsze gromady otwarte występują w obrębie jej dysku.
Gromady otwarte.
Gromada otwarta jest luźnym skupiskiem, zawierającym nawet kilka tysięcy gwiazd. W naszej Galaktyce znamy około 1200 gromad otwartych, wszystkie rozmieszczone w obrębie dysku galaktycznego. Typowa średnica gromad otwartych to kilka lat świetlnych; zawierają one młode gwiazdy o silnym blasku, tzw. gwiazdy I populacji. Gromady otwarte ulegają w końcu rozproszeniu pod wpływem grawitacji innych obiektów w Galaktyce.
Gromady kuliste.
Gromady kuliste to gęste skupiska, liczące od kilkudziesięciu tysięcy do kilkuset tysięcy gwiazd. Rozmiar typowej gromady wynosi około 100 lat świetlnych. Ma ona w przybliżeniu kształt sferyczny, a gwiazdy skupiają się głównie w jej centrum. W skład gromad kulistych wchodzą stare gwiazdy II populacji. W naszej Galaktyce znamy około 150 gromad kulistych, z których większość rozmieszczona jest w halo otaczającym jądro. W 1974 roku z radioteleskopu w Arecibo wysłano w kierunku gromady kulistej M 13 komunikat, składający się z 1679 sygnałów binarnych (czyli ciągów jedynek i zer), w którym zakodowano podstawowe informacje o Układzie Słonecznym, wyglądzie człowieka i strukturze DNA (substancji przenoszącej informację genetyczną wszystkich żywych komórek). Przesłanie to dotrze do M 13 dopiero około roku 30 000.
Śmierć gwiazd.
Gwiazda wchodzi w schyłkową fazę ewolucji, gdy reakcje syntezy jąder w jej wnętrzu ustaną, przez co jej struktura staje się niestabilna. Gwiazda o stosunkowo małej masie spala swoje paliwo jądrowe powoli, przez miliardy lat, a następnie przekształca się w czerwonego olbrzyma, by w końcu rozpaść się, tworząc mgławicę planetarną wokół białego karła. Gwiazda o dużej masie zużywa paliwo szybciej, w ciągu milionów lat, a następnie przekształca się w nadolbrzyma, by wybuchnąć w postaci supernowej, po której pozostaje gwiazda neutronowa lub czarna dziura.
Białe karły.
Umierając, czerwone olbrzymy tracą do 90 % swojej masy, która tworzy mgławicę planetarną wokół zapadającego się jądra. W miarę kurczenia się jądra, zawarta w nim materia zostaje ściśnięta bardziej, niż będzie to kiedykolwiek możliwe na Ziemi. W końcu materia stawia opór dalszej kompresji, a jądro staje się białym karłem wielkości Ziemi. Jego masa nie przekracza 1,4 mas Słońca. Gęstość białych karłów jest tak wielka, że łyżeczka ich materii waży aż 1,4 tony.
Supernowe.
Nadolbrzymy, o masie przekraczającej 10 mas Słońca, giną w potężnej eksplozji, nazywanej supernową. Blask supernowej może przewyższyć jasność całej galaktyki. Przez pewien czas można ją oglądać z Ziemi jako nową, bardzo jasną gwiazdę. Jeśli po wybuchu zostanie jądro o masie między 1,4 a 3 masy Słońca, kurczy się ono, tworząc gwiazdę neutronową. Jądro, którego masa przekracza 3 masy Słońca, zapada się dalej pod wpływem własnej grawitacji, tworząc czarną dziurę. Energia wyzwolona podczas wybuchu supernowej może zniszczyć kilkadziesiąt tysięcy planet wielkości Ziemi. Supernowe nie są jednak wyłącznie czynnikiem niszczącym: dzięki ich wybuchom pierwiastki wytworzone we wnętrzu gwiazd rozprowadzane są w środowisku międzygwiazdowym. Jądra atomów węgla, wchodzące w skład cząsteczek organicznych, z których składa się nasze pożywienie i nasze ciała, powstały kiedyś właśnie wewnątrz gwiazd.
Pulsary i gwiazdy neutronowe.
Jądro gwiazdy może przetrwać wybuch supernowej. Jeśli masa jądra wynosi od 1,4 do 3 mas Słońca, to pod wpływem grawitacji zapadnie się ono poza stadium białego karła. Wchodzące w jego skład protony i elektrony zostaną ściśnięte do tego stopnia, że powstaną z nich neutrony. Taki obiekt nosi nazwę gwiazdy neutronowej. Gdy jej średnica wynosi około 10 km, gwiazda przestaje się zapadać. Niektóre gwiazdy neutronowe obserwujemy jako pulsary, które wysyłają dwie wiązki promieniowania. Pulsary to rotujące gwiazdy neutronowe, emitujące cykliczne wiązki fal radiowych. Częstość emisji wiązek odpowiada prędkości, z jaką obraca się pulsar. Pulsary wolne obracają się raz na 4 sekundy, pulsary szybkie - 30 razy na sekundę. Prędkość obrotowa pulsarów podwójnych może osiągać 1000 obrotów na sekundę. Niektóre pulsary emitują też silne promieniowanie rentgenowskie i światło widzialne.
Czarne dziury.
Po gwiezdzie, która wybuchła jako supernowa, pozostaje zapadające się jądro. Jeśli jego masa przekracza 3 masy Słońca, siła grawitacji jest w stanie przezwyciężyć wszelki opór materii. Teoria przewiduje, że jądro zapada się do punktu o zerowej objętości, lecz nieskończonej gęstości, który nosi nazwę osobliwości. Pole grawitacyjne osobliwości jest tak silne, że przestrzeń wokół niej ulega zakrzywieniu, tworząc obiekt zwany czarną dziurą, z której nic, nawet światło, nie może się wydostać. Aby Ziemia stała się czarną dziurą, należałoby ją ścisnąć do średnicy 1 cm. Granica czarnej dziury nazywana jest horyzontem zdarzeń. Nic, co znajdzie się wewnątrz horyzontu zdarzeń, nie może już wydostać się z czarnej dziury. Grawitacja na powierzchni horyzontu zdarzeń jest tak ogromna, że książka, ważąca na Ziemi 1 kG, umieszczona w odległości 6 metrów ważyłaby bilion ton.
Starzenie się gwiazd.
Protogwiazda przekształca się w gwia-zdę, gdy w jej wnętrzu zainicjowane zostaną reakcje jądrowe, podczas których jądra wodoru łączą się w jądra cięższego pierwiastka - helu. Gdy w miarę starzenia się gwiazdy zasoby wodoru wyczerpują się, zaczynają w niej przebiegać inne reakcje, w których tworzą się coraz cięższe pierwiastki. Proces ten, nazywany nukleosyntezą, utrzymuje gwiazdę przy życiu poprzez wytwarzanie dostatecznych ilości energii, która w postaci promieniowania elektromagnetycznego uchodzi z jej wnętrza, zapobiegając zapadaniu się warstw zewnętrznych.Najstarsze gwiazdy w galaktykach spiralnych, takich jak Droga Mleczna, występują w ogromnym halo, otaczającym centralnie położone jądro.
Gwiazdy ciągu głównego.
Podczas reakcji syntezy, zachodzących w jądrze, z wodoru powstaje hel. Gdy wodór się wypali, helowe jądro gwiazdy zapada się, ogrzewając otaczającą je powłokę wodoru, aż osiągnie ona temperaturę wystarczającą do rozpoczęcia w niej reakcji syntezy. Wytworzona w tej nowej reakcji energia wywiera ciśnienie na zewnętrzne warstwy gwiazdy, które rozszerzają się i ochładzają. W zależności od pierwotnej masy gwiazda przeobraża się w nadolbrzyma lub czerwonego olbrzyma. Po przedstawieniu ich własności na diagramie Hertzsprunga-Russella, około 90 % gwiazd przypada na szerokie pasmo, noszące nazwę ciągu głównego.
Synteza jąder.
Gwiazdy świecą dzięki reakcji syntezy jąder. Aby mogło do niej dojść, temperatura we wnętrzu gwiazdy musi wynosić co najmniej 10 milionów stopni. Z protonów (jąder wodoru) powstają wtedy jądra helu. W procesie tym 0,7 % masy wodoru zamienia się w energię. W gwiazdach o niewielkiej masie, takich jak Słońce, zachodzi tylko najprostsza reakcja, znana jako łańcuch proton-proton. W starszych gwiazdach o większej masie następują też bardziej złożone reakcje, w których powstają coraz cięższe pierwiastki. Temperatura we wnętrzu gwiazd ciągu głównego wynosi co najmniej 10 milionów oC. W tak wysokiej temperaturze dochodzi do zainicjowania procesów syntezy jądrowej. Temperatura powierzchniowa gwiazd zawiera się w granicach od 3000 do 40 000 oC.
Czerwone olbrzymy.
Starzejąca się gwiazda ciągu głównego o masie mniejszej niż trzy masy Słońca zawiera jądro helowe otoczone powłoką, w której wodór przemienia się w hel. Promieniowanie wydostające się z gwiazdy sprawia, że jej zewnętrzne warstwy rozszerzają się i ochładzają - gwiazda staje się czerwonym olbrzymem. Temperatura w jądrze wzrasta, umożliwiając przemianę helu w węgiel. Po zużyciu helu, warstwy zewnętrzne odrywają się, tworząc mgławicę planetarną, a jądro zapada się do postaci białego karła. Zewnętrzne warstwy czerwonego olbrzyma wypychane są na zewnątrz pod ciśnieniem promieniowania. W miarę rozszerzania się warstwy te ochładzają się i zmieniają barwę z żółtej na czerwoną.
Chłodne olbrzymy.
Podczas gdy temperatura we wnętrzu gwiazd ciągu głównego - takich jak Słońce, wynosi około 15 milionów stopni, temperatura we wnętrzach czerwonych olbrzymów dochodzi do 100 milionów stopni. Jednak temperatura powierzchniowa czerwonych olbrzymów jest niższa niż w przypadku gwiazd ciągu głównego, bowiem ich powierzchnia jest bardziej oddalona od jądra. Gdy Słońce stanie się czerwonym olbrzymem, co nastąpi za około 5 miliardów lat, jego średnica wzrośnie z 1,4 miliona km do co najmniej 200 milionów km.
Nadolbrzymy.
Gwiazda ciągu głównego o masie co najmniej 10 mas Słońca staje się w końcu nadolbrzymem. Reaktor jądrowy w jego wnętrzu syntetyzuje coraz cięższe pierwiastki w temperaturze kilku miliardów oC. Temperatura na powierzchni gwiazdy waha się od 3500 do 50 000 oC, czemu odpowiada duża rozpiętość barw od czerwonej do błękitnej. Jasność nadolbrzymów - nawet o stosunkowo chłodnej powierzchni - przekracza tysiące razy jasność Słońca ze względu na wielkość powierzchni promieniującej.
Kosmiczna alchemia.
Większość znanych obecnie pierwiastków, takich jak węgiel, tlen, azot, żelazo, powstała w wyniku reakcji syntezy jądrowej we wnętrzu masywnych gwiazd.Żelazne jądra nadolbrzymów osiągają temperaturę od 3 do 5 miliardów stopni. Największy znany nadolbrzym, Betelgeza w gwiazdozbiorze Oriona, ma średnicę przekraczającą 400 razy średnicę Słońca, a w jego objętości zmieściłyby się 64 miliony Słońc. Jasność najbardziej masywnych nadolbrzymów - o masie przekraczającej sto mas Słońca - jest około milion razy większa niż jasność Słońca.
Gwiazdy zmienne.
Jasność gwiazd zmiennych wykazuje regularne lub nieregularne zmiany. Zmienne kataklizmiczne, do których zaliczamy nowe i supernowe, mogą wskutek wybuchu stać się nagle kilka tysięcy razy jaśniejsze. Zmienne pulsujące, które na ogół są czerwonymi olbrzymami, cyklicznie puchną i kurczą się, co wiąże się odpowiednio z pojaśnieniem i pociemnieniem. Zmienne kataklizmiczne i pulsujące zmieniają zarówno jasność rzeczywistą, jak i widomą. W przypadku zmiennych zaćmieniowych zmiany dotyczą tylko jasności widomej; spowodowane jest to wzajemnym przesłania-niem gwiazd w układzie podwójnym.
Wskaźniki odległości.
Do gwiazd zmiennych należą między innymi cefeidy. Ich nazwa pochodzi od pierwszej znanej gwiazdy tego typu, Delta Cephei w gwiazdozbiorze Cefeusza. Okres (czas jednej pulsacji) cefeidy jest ściśle związany z jej jasnością rzeczywistą: im dłuższy okres, tym większa jasność. Porównanie rzeczywistej jasności cefeidy z jasnością widomą pozwala obliczyć jej odległość. Jasność cefeid jest bardzo duża, toteż można je dostrzec nawet w innych galaktykach. Gwiazdy te dostarczają astronomom najdokładniejszej metody wyznaczenia odległości galaktyk. Nuklosynteza stanowi proces, w wyniku którego powstają w gwiazdach coraz bardziej złożone pierwiastki chemiczne. Pierwiastki te zostają następnie wyrzucone w przestrzeń międzygwiazdową, gdzie tworzą materię, z której zbudowane jest wszystko we Wszechświecie - w tym i my sami. Wydajność tego procesu i rodzaj wytworzonych pierwiastków zależą od masy gwiazdy.
Gwiazdy o małej masie.
We wszystkich gwiazdach proces nukleosyntezy rozpoczyna się od przemiany wodoru w hel w ich jądrach. Wodór to najprostszy i najbardziej rozpowszechniony pierwiastek. Gdy w gwiazdach o masie mniejszej niż dziesięć mas Słońca prawie cały wodór w jądrze przemieni się w hel, jądro zaczyna się zapadać, a następnie ogrzewać, doprowadzając do zapłonu wodoru w powłoce otaczającej jądro. Gdy wodór z powłoki przemienia się w hel, temperatura w jądrze wzrasta na tyle, że zostają zainicjowane reakcje przemiany helu w węgiel. Po wyczerpaniu się helu w jądrze, reakcje syntezy w takich gwiazdach ustają.
Gwiazdy o dużej masie.
W gwiazdach, których masa przekracza 10 mas Słońca, początkowe etapy nukleosyntezy przebiegają podobnie. Gwiazdy masywne zużywają jednak swe paliwo jądrowe o wiele szybciej niż gwiazdy o małej masie, ponieważ temperatura i ciśnienie w ich wnętrzu są o wiele wyższe. Podczas gdy w gwieździe takiej jak Słońce wodór ulega wypaleniu w ciągu 10 miliardów lat, gwieździe o dużej masie może to zająć mniej niż 10 milionów lat - jedną tysięczną tego czasu. Kiedy gwiazda o dużej masie spali hel (trwa to około pół miliona lat), wzrost temperatury w jej jądrze umożliwi dalsze reakcje syntezy, w których powstaną coraz cięższe pierwiastki. Początkowo węglowe jądro zapada się, ogrzewając otaczającą je drugą powłokę, zawierającą się wewnątrz pierwszej powłoki. Ta nowa powłoka składa się z helu ulegającego przemianie w węgiel. Tymczasem w jądrze, w ciągu mniej niż tysiąca lat, węgiel przemienia się w tlen. Podczas gdy jądro zapada się, tworzy się wokół niego trzecia powłoka - tym razem ze spalającego się węgla. Tlen w jądrze w czasie około 6 miesięcy przemienia się w krzem, który z kolei w ciągu 1 dnia przechodzi w żelazo, dając ostatecznie jądro żelazne o temperaturze 3-5 miliardów stopni, otoczone pięcioma powłokami, w których zachodzą nadal reakcje syntezy. Dalsze reakcje syntezy w jądrze wymagają dostarczenia energii, wobec czego jądro gwałtownie się zapada. Wywołuje to eksplozję gwiazdy, a w przestrzeń zostaje wyrzucona bogata w pierwiastki materia, z której później powstają inne gwiazdy i planety. Im większa masa gwiazdy, tym wyższa temperatura i ciśnienie w jej wnętrzu, i tym większa różnorodność reakcji syntezy. Zarazem gwiazdy bardziej masywne zużywają szybciej swoje "paliwo", co sprawia, że umierają młodo.