Ewolucja gwiazdEwolucja gwiazd

Czym jest gwiazdaCzym jest gwiazda

Gwiazdy są to Gwiazdy są to samoświecące ciała samoświecące ciała niebieskie, będące niebieskie, będące skupiskiem związanej skupiskiem związanej grawitacyjnie grawitacyjnie materiimaterii, w której , w której zachodzą reakcje zachodzą reakcje syntezy jądrowejsyntezy jądrowej. Wyzwolona . Wyzwolona w nich w nich energiaenergia jest jest emitowanaemitowana w postaci promieniowania w postaci promieniowania elektromagnetycznego, a w elektromagnetycznego, a w szczególności pod postacią szczególności pod postacią światła widzialnego. Gwiazdy światła widzialnego. Gwiazdy mają kształt zbliżony do mają kształt zbliżony do kulikuli, , zbudowane są głównie z zbudowane są głównie z wodoruwodoru i i heluhelu..

Ewolucja gwiazdyEwolucja gwiazdy

Narodziny gwiazdNarodziny gwiazd

Gwiazdy rodzą się z gazu i pyłu Gwiazdy rodzą się z gazu i pyłu międzygwiazdowego. Jeżeli obłok międzygwiazdowego. Jeżeli obłok międzygwiazdowy ma średnicę około jednego międzygwiazdowy ma średnicę około jednego roku świetlnego i jest dostatecznie gęsty, to roku świetlnego i jest dostatecznie gęsty, to zaczyna się wolno kurczyć. Cząsteczki pyłu i zaczyna się wolno kurczyć. Cząsteczki pyłu i atomy gazu są przyciągane przez siłę atomy gazu są przyciągane przez siłę grawitacyjną ku wspólnego środkowi ciężkości. grawitacyjną ku wspólnego środkowi ciężkości. W głębi świecących mgławic materia obłoku W głębi świecących mgławic materia obłoku staje się coraz gęstsza, rośnie przy tym jej staje się coraz gęstsza, rośnie przy tym jej temperatura. Kiedy obłok rozpada się na kilka temperatura. Kiedy obłok rozpada się na kilka części, a gdy temperatura przekraczała milion części, a gdy temperatura przekraczała milion stopni, rodzą się protogwiazdy. stopni, rodzą się protogwiazdy.

Narodziny gwiazd w gęstym obłoku Narodziny gwiazd w gęstym obłoku pyłowo - gazowympyłowo - gazowym

Zagęszczenie wodoru i pyłu (1). W środku zagęszczenia powstaje Zagęszczenie wodoru i pyłu (1). W środku zagęszczenia powstaje protogwiazda (2). Wypływ materii na zewnątrz z dwu biegunów protogwiazda (2). Wypływ materii na zewnątrz z dwu biegunów protogwiazdy, a napływ na okolice równikowe (3). Nowo narodzona protogwiazdy, a napływ na okolice równikowe (3). Nowo narodzona gwiazda jest otoczona gazowo-pyłowym dyskiem, z którego może gwiazda jest otoczona gazowo-pyłowym dyskiem, z którego może ewentualnie powstać układ planetarny (4).ewentualnie powstać układ planetarny (4).

Największe ciśnienie, a więc i najwyższa Największe ciśnienie, a więc i najwyższa temperatura panuje w pobliżu środka kuli temperatura panuje w pobliżu środka kuli gazowej. Gdy temperatura wzrośnie tam do gazowej. Gdy temperatura wzrośnie tam do około 7 milionów stopni, wodór zacznie około 7 milionów stopni, wodór zacznie przemieniać się w hel. Przemiana zaś każdego przemieniać się w hel. Przemiana zaś każdego grama wodoru dostarcza nowo powstałej grama wodoru dostarcza nowo powstałej gwieździe 150 tysięcy kilowatogodzin energii. gwieździe 150 tysięcy kilowatogodzin energii. Jest to już prawdziwa gwiazda, ponieważ w jej Jest to już prawdziwa gwiazda, ponieważ w jej wnętrzu następuje przemiana lżejszych wnętrzu następuje przemiana lżejszych pierwiastków w cięższe, czyli reakcje pierwiastków w cięższe, czyli reakcje termojądrowe.termojądrowe.

Pwstająca gwiazda jest ukryta Pwstająca gwiazda jest ukryta między dyskamimiędzy dyskami

Obszar tworzenia się gwiazd w Obszar tworzenia się gwiazd w galaktyce Triangulum - Trójkątagalaktyce Triangulum - Trójkąta

Życie gwiazdŻycie gwiazd

Życie gwiazd jest uzależnione od Życie gwiazd jest uzależnione od przebiegu reakcji termojądrowych. przebiegu reakcji termojądrowych. Stopniowa przemiana zaczyna się od Stopniowa przemiana zaczyna się od najlżejszego pierwiastka – wodoru – który najlżejszego pierwiastka – wodoru – który w samym centrum gwiazdy, czyli w w samym centrum gwiazdy, czyli w jądrze, zamieniany jest w hel. To właśnie jądrze, zamieniany jest w hel. To właśnie wydzielająca się w trakcie tego procesu wydzielająca się w trakcie tego procesu energia czyni wnętrze gwiazdy skrajnie energia czyni wnętrze gwiazdy skrajnie gorącym. gorącym.

Czerwony olbrzymCzerwony olbrzym

Ciąg główny, to długi okres Ciąg główny, to długi okres stabilności gwiazdy. stabilności gwiazdy.

Barwy gwiazdBarwy gwiazd

Każda gwiazda w zależności od barwy ma Każda gwiazda w zależności od barwy ma swoje charakterystyczne widmo. Sklasyfikowano swoje charakterystyczne widmo. Sklasyfikowano je według nazw literowych: O, B, A, F, G, K, M, je według nazw literowych: O, B, A, F, G, K, M, określających typ widmowy. Np. gwiazda określających typ widmowy. Np. gwiazda niebieska typu O ma temp. powierzchni ponad niebieska typu O ma temp. powierzchni ponad 25000 K, a czerwona typu M ma temp. 3500 K. 25000 K, a czerwona typu M ma temp. 3500 K. Każdy z typów widmowych dzieli się na 10 Każdy z typów widmowych dzieli się na 10 podtypów, określanych numerami w taki sposób, podtypów, określanych numerami w taki sposób, że podtyp 0 to gwiazdy najgorętsze, a podtyp 9- że podtyp 0 to gwiazdy najgorętsze, a podtyp 9- najchłodniejsze. Słońce jest gwiazdą typu G2 najchłodniejsze. Słońce jest gwiazdą typu G2

Od temperatury gwiazdy zależy jej Od temperatury gwiazdy zależy jej kolor.kolor.

Najgorętsze gwiazdy mają barwę niebieskobiałą. Chłodniejsze Najgorętsze gwiazdy mają barwę niebieskobiałą. Chłodniejsze i słabiej świecące są czerwone. Im wyżej gwiazda na i słabiej świecące są czerwone. Im wyżej gwiazda na diagramie, tym jest jaśniejsza. Został wprowadzony podział diagramie, tym jest jaśniejsza. Został wprowadzony podział gwiazd na siedem głównych klas jasności ( od najsłabiej gwiazd na siedem głównych klas jasności ( od najsłabiej świecących do najjaśniejszych): świecących do najjaśniejszych):

• VII – białe karły• VII – białe karły• VI – podkarły• VI – podkarły• V – ciąg główny• V – ciąg główny• IV – podolbrzymy• IV – podolbrzymy• III – olbrzymy• III – olbrzymy• II – jasne olbrzymy• II – jasne olbrzymy• I – nadolbrzymy, które dzielą się dodatkowo na podklasy: • I – nadolbrzymy, które dzielą się dodatkowo na podklasy:

- Ib – słabe nadolbrzymy- Ib – słabe nadolbrzymy- Iab– średnie nadolbrzymy- Iab– średnie nadolbrzymy- Ia – jasne nadolbrzymy- Ia – jasne nadolbrzymy- Ia-0 – najjaśniejsze nadolbrzymy (zw. hiperolbrzymami)- Ia-0 – najjaśniejsze nadolbrzymy (zw. hiperolbrzymami)

Henry Russell i Ejnar Hertzsprung ułożyli wykres gwiazd o Henry Russell i Ejnar Hertzsprung ułożyli wykres gwiazd o znanej jasności absolutnej w zależności od ich typów znanej jasności absolutnej w zależności od ich typów widmowych. Okazało, że w niektórych obszarach wykresu nie widmowych. Okazało, że w niektórych obszarach wykresu nie ma żadnych gwiazd, a w innych jest ich mnóstwo. Większość ma żadnych gwiazd, a w innych jest ich mnóstwo. Większość gwiazd układa się na tak zwanym ciągu głównym, czyli gwiazd układa się na tak zwanym ciągu głównym, czyli wzdłuż linii biegnącej po przekątnej wykresu- od słabych wzdłuż linii biegnącej po przekątnej wykresu- od słabych czerwonych gwiazd do jasnych niebieskich. Słońce znajduje czerwonych gwiazd do jasnych niebieskich. Słońce znajduje się mniej więcej pośrodku ciągu głównego. Położenie gwiazdy się mniej więcej pośrodku ciągu głównego. Położenie gwiazdy w ciągu zależy od jej masy. Gwiazdy mniejsze znajdują się na w ciągu zależy od jej masy. Gwiazdy mniejsze znajdują się na dole z prawej, a najcięższe u góry po lewej, gdyż są gorętsze. dole z prawej, a najcięższe u góry po lewej, gdyż są gorętsze. Poniżej ciągu głównego znajdują się białe karły, powyżej zaś Poniżej ciągu głównego znajdują się białe karły, powyżej zaś leżą gwiazdy zmienne i czerwone olbrzymy. U góry wykresu leżą gwiazdy zmienne i czerwone olbrzymy. U góry wykresu występują gwiazdy o ogromnej jasności- nadolbrzymy.występują gwiazdy o ogromnej jasności- nadolbrzymy.

Wykres Hertzsprunga-RusselaWykres Hertzsprunga-Russela

Dlaczego gwiazdy świecąDlaczego gwiazdy świecą

Gwiazdy świecą, bo temperatura w ich wnętrzach sięga Gwiazdy świecą, bo temperatura w ich wnętrzach sięga milionów stopni. W każdej gwieździe energia pod milionów stopni. W każdej gwieździe energia pod postacią ciepła przepływa od środka gwiazdy w kierunku postacią ciepła przepływa od środka gwiazdy w kierunku powierzchni, skąd zostaje wypromieniowana. Dzięki powierzchni, skąd zostaje wypromieniowana. Dzięki grawitacji każdy fragment gwiazdy jest przyciągany w grawitacji każdy fragment gwiazdy jest przyciągany w kierunku wszystkich pozostałych fragmentów, co kierunku wszystkich pozostałych fragmentów, co powoduje zgniatanie gwiazdy i podnosi jej temperaturę- powoduje zgniatanie gwiazdy i podnosi jej temperaturę- najbardziej w środku. Przed zapadnięciem się gwiazdy najbardziej w środku. Przed zapadnięciem się gwiazdy do czarnej dziury (w wyniku działania grawitacji) do czarnej dziury (w wyniku działania grawitacji) zapobiega synteza jądrowa, czyli łączenie się dwóch zapobiega synteza jądrowa, czyli łączenie się dwóch jąder atomowych w nowe jądro. Kluczem do syntezy jąder atomowych w nowe jądro. Kluczem do syntezy jądrowej jest oddziaływanie silne. jądrowej jest oddziaływanie silne.

Śmierć gwiazdŚmierć gwiazd

Dojrzałe stadium życia gwiazdy kończy się z chwilą Dojrzałe stadium życia gwiazdy kończy się z chwilą wyczerpania wodoru w jej jądrze i przechodzi ona w wyczerpania wodoru w jej jądrze i przechodzi ona w okres starości. Zużyła już cały zasób energii, która dotąd okres starości. Zużyła już cały zasób energii, która dotąd zapewniała jej stabilność. Jądro gwiazdy nie jest już w zapewniała jej stabilność. Jądro gwiazdy nie jest już w stanie udźwignąć reszty masy i poczyna się kurczyć. stanie udźwignąć reszty masy i poczyna się kurczyć. Gęstnieje, a temu towarzyszy wzrost temperatury, który Gęstnieje, a temu towarzyszy wzrost temperatury, który wyzwala reakcję jądrowe w warstwach okalających wyzwala reakcję jądrowe w warstwach okalających jądro. Energia wydzielana w tych warstwach powoduje, jądro. Energia wydzielana w tych warstwach powoduje, że rozszerzają się i stygną. Gwiazda rozdyma się że rozszerzają się i stygną. Gwiazda rozdyma się wówczas do gigantycznych rozmiarów i przybiera wówczas do gigantycznych rozmiarów i przybiera czerwoną barwę. Dlatego większość czerwonych czerwoną barwę. Dlatego większość czerwonych gigantów to tzw. „czerwone olbrzymy”.gigantów to tzw. „czerwone olbrzymy”.

Starość gwiazdyStarość gwiazdy

SłońceSłońce

Średnio masywne Średnio masywne gwiazdy, jak Słońce, gwiazdy, jak Słońce, nagle gasną po fazie nagle gasną po fazie spalania pierwiastka spalania pierwiastka je tworzącego. Po je tworzącego. Po wykończeniu zapasu wykończeniu zapasu przekształcają się w przekształcają się w białe i kolejno czarne białe i kolejno czarne karły.karły.

Mgławica ślimak – pozbycie się otoczki i Mgławica ślimak – pozbycie się otoczki i pozwolenie by jądro przekształciło się w pozwolenie by jądro przekształciło się w

białego karłabiałego karła

ZZmiany wyglądu gwiazdmiany wyglądu gwiazd

ZZmiany wyglądu naszych gwiazd świadczą jak miany wyglądu naszych gwiazd świadczą jak dużo przemian zachodzi w ich wnętrzu. Od dużo przemian zachodzi w ich wnętrzu. Od początkowych faz kurczenia się poprzez początkowych faz kurczenia się poprzez spalanie i ponowny zapłon nuklearny jądra i spalanie i ponowny zapłon nuklearny jądra i warstw jej powłok. Podczas tych zjawisk, jadra warstw jej powłok. Podczas tych zjawisk, jadra atomów stają się coraz cięższe i nie produkują atomów stają się coraz cięższe i nie produkują już tak olbrzymiej życiodajnej energii. Życie już tak olbrzymiej życiodajnej energii. Życie gwiazd masywnych kończy się niewyobrażalną gwiazd masywnych kończy się niewyobrażalną eksplozją, naukowo nazywaną eksplozją, naukowo nazywaną supernową.supernową.

Pozostałość po supernowej Pozostałość po supernowej G292.0+1.8G292.0+1.8

Porównanie ewolucji gwiazdPorównanie ewolucji gwiazd

Czerwone olbrzymyCzerwone olbrzymy

Wskutek dużej masy własnej gwiazda jest zawsze Wskutek dużej masy własnej gwiazda jest zawsze zgniatana siłą własnej grawitacji. Początkowo zgniatana siłą własnej grawitacji. Początkowo ciśnienie promieniowania i ciśnienie gazu w jej ciśnienie promieniowania i ciśnienie gazu w jej wnętrzu skutecznie przeciwstawiają się sile wnętrzu skutecznie przeciwstawiają się sile grawitacji i na długi okres ustala się równowaga sił. grawitacji i na długi okres ustala się równowaga sił. Gdy jednak w jądrze zaczyna brakować energii, jest Gdy jednak w jądrze zaczyna brakować energii, jest to początek końca gwiazdy. Wewnętrzne warstwy to początek końca gwiazdy. Wewnętrzne warstwy gwiazdy ulegają silnej kompresji, natomiast warstwy gwiazdy ulegają silnej kompresji, natomiast warstwy zewnętrzne rozdymają się i stygną, w wyniku czego zewnętrzne rozdymają się i stygną, w wyniku czego olbrzymia gwiazda zaczyna świecić na czerwono. olbrzymia gwiazda zaczyna świecić na czerwono. Takie czerwone olbrzymy są jednym z końcowych Takie czerwone olbrzymy są jednym z końcowych stadiów rozwoju gwiazd.stadiów rozwoju gwiazd.

Model czerwonego olbrzymaModel czerwonego olbrzyma

Białe karłyBiałe karły

Możliwym końcem egzystencji stosunkowo Możliwym końcem egzystencji stosunkowo mało masywnej gwiazdy jest biały karzeł. mało masywnej gwiazdy jest biały karzeł. Rodzaj śmierci gwiazdy zależy od jej masy. Rodzaj śmierci gwiazdy zależy od jej masy. Tak zwana masa krytyczna czyli największa Tak zwana masa krytyczna czyli największa masa jaką może mieć gwiazda, by masa jaką może mieć gwiazda, by przekształcić się pod koniec ewolucji w przekształcić się pod koniec ewolucji w białego karła, odpowiada mniej więcej 1,4 białego karła, odpowiada mniej więcej 1,4 masy Słońca. Gwiazdy o masach mniejszych masy Słońca. Gwiazdy o masach mniejszych od masy krytycznej kończą ewolucję jako od masy krytycznej kończą ewolucję jako białe karły.białe karły.

Planetarna mgławica NGC 2440 Planetarna mgławica NGC 2440 zawiera najgorętszego znanego zawiera najgorętszego znanego

białego karła.białego karła.

Gwiazdy neutronoweGwiazdy neutronowe

Gwiazda, która w końcu swojego cyklu życiowego Gwiazda, która w końcu swojego cyklu życiowego ma dużą masę, co najmniej rzędu kilku mas Słońca, ma dużą masę, co najmniej rzędu kilku mas Słońca, może stać się ostatecznie gwiazdą neutronową. może stać się ostatecznie gwiazdą neutronową. Materia jej jądra ulega bowiem tak silnemu Materia jej jądra ulega bowiem tak silnemu zagęszczeniu, że elektrony i protony łączą się w zagęszczeniu, że elektrony i protony łączą się w neutrony. Gęstość gwiazdy neutronowej jest neutrony. Gęstość gwiazdy neutronowej jest niewyobrażalnie duża. Rozmiar gwiazdy neutronowej niewyobrażalnie duża. Rozmiar gwiazdy neutronowej jest bardzo mały. Gwiazdy neutronowe bardzo jest bardzo mały. Gwiazdy neutronowe bardzo szybko wirują. Zależnie od wielkości wykonują w szybko wirują. Zależnie od wielkości wykonują w ciągu sekundy nawet kilka obrotów wokół własnej ciągu sekundy nawet kilka obrotów wokół własnej osi.osi.

Gwiazda neutronowaGwiazda neutronowa

Gwiazdy podwójneGwiazdy podwójne

Systemy złożone z dwóch lub więcej gwiazd nie są Systemy złożone z dwóch lub więcej gwiazd nie są czymś wyjątkowym we Wszechświecie. Według czymś wyjątkowym we Wszechświecie. Według różnych szacunków gwiazdy wielokrotne stanowią różnych szacunków gwiazdy wielokrotne stanowią mniej więcej połowę wszystkich gwiazd tworzących mniej więcej połowę wszystkich gwiazd tworzących układy wielokrotne. Typowym przykładem gwiazd układy wielokrotne. Typowym przykładem gwiazd wielokrotnych są gwiazdy fizycznie podwójne, wielokrotnych są gwiazdy fizycznie podwójne, krążące wokół wspólnego środka masy. W Naszym krążące wokół wspólnego środka masy. W Naszym Układzie Słonecznym podobny ruch obserwujemy w Układzie Słonecznym podobny ruch obserwujemy w przypadku Plutona i jego księżyca Charona. Istnieją przypadku Plutona i jego księżyca Charona. Istnieją także gwiazdy podwójne zwane podwójnymi także gwiazdy podwójne zwane podwójnymi optycznie. Dla obserwatora na Ziemi znajdują się optycznie. Dla obserwatora na Ziemi znajdują się blisko siebie na sferze niebieskiej. W blisko siebie na sferze niebieskiej. W rzeczywistości są bardzo od siebie oddalone w rzeczywistości są bardzo od siebie oddalone w przestrzeniprzestrzeni

Gwiazda podwójnaGwiazda podwójna

Gwiazdy noweGwiazdy nowe

Nie są to obiekty nowo powstałe, jak sugeruje Nie są to obiekty nowo powstałe, jak sugeruje nazwa, lecz gwiazdy zmienne, zwiększające szybko nazwa, lecz gwiazdy zmienne, zwiększające szybko (w ciągu kilku godzin(w ciągu kilku godzin lub kilku dni) swą jasność od lub kilku dni) swą jasność od tysiąca do milion razy. Po osiągnięciu maksimum tysiąca do milion razy. Po osiągnięciu maksimum blasku jasność zaczyna maleć w czasie kilkuset dni, blasku jasność zaczyna maleć w czasie kilkuset dni, przy czym tempo zmniejszania się jasności nowej przy czym tempo zmniejszania się jasności nowej jest na ogół tym większe, im jaśniejsza była ona w jest na ogół tym większe, im jaśniejsza była ona w maksimum blasku. W czasie wybuchu i po nim maksimum blasku. W czasie wybuchu i po nim obserwuje się, zwykle w widmie światła nowej, obserwuje się, zwykle w widmie światła nowej, szerokie linie przesunięte ku fioletowi. Świadczą one szerokie linie przesunięte ku fioletowi. Świadczą one o towarzyszącym wybuchowi odrzucaniu zewnątrz o towarzyszącym wybuchowi odrzucaniu zewnątrz warstw atmosfery gwiazdy. Przypuszcza się, że warstw atmosfery gwiazdy. Przypuszcza się, że nowe są układami podwójnymi w których jeden jest nowe są układami podwójnymi w których jeden jest normalną gwiazdą, a drugi białym karłem otoczonym normalną gwiazdą, a drugi białym karłem otoczonym gazowym dyskiem.gazowym dyskiem.

Gwiazda nowaGwiazda nowa

Gwiazdy supernoweGwiazdy supernowe

Podczas eksplozji prowadzącej do powstania gwiazdy Podczas eksplozji prowadzącej do powstania gwiazdy supernowej jasność jej jest tak ogromna, że supernowej jasność jej jest tak ogromna, że dorównuje blaskowi całej galaktyki. W ciągu sekundy dorównuje blaskowi całej galaktyki. W ciągu sekundy wyzwala się przy tym tyle energii ile Słońce przez całe wyzwala się przy tym tyle energii ile Słońce przez całe swoje życie. Istnieją dwa zjawiska, które mogą swoje życie. Istnieją dwa zjawiska, które mogą doprowadzić do zjawiska supernowej. Biały karzeł doprowadzić do zjawiska supernowej. Biały karzeł gromadzi materię wypływającą z drugiej gwiazdy. gromadzi materię wypływającą z drugiej gwiazdy. Jeżeli jego masa osiągnie powyżej 1,4 masy Słońca Jeżeli jego masa osiągnie powyżej 1,4 masy Słońca dochodzi do katastrofalnego wzrostu wydajności dochodzi do katastrofalnego wzrostu wydajności reakcji termojądrowych węgla w jądrze i wyrzucenia reakcji termojądrowych węgla w jądrze i wyrzucenia gigantycznej eksplozji warstw zewnętrznych o masie gigantycznej eksplozji warstw zewnętrznych o masie Słońca. Drugi mechanizm polega na katastrofalnym Słońca. Drugi mechanizm polega na katastrofalnym zapadnięciu się jądra gwiazdy po wyczerpaniu całego zapadnięciu się jądra gwiazdy po wyczerpaniu całego dostępnego paliwa dla reakcji termojądrowych. W dostępnego paliwa dla reakcji termojądrowych. W ciągu kilku sekund następuje eksplozja rozrywająca ciągu kilku sekund następuje eksplozja rozrywająca gwiazdę.gwiazdę.

Gwiazda supernowaGwiazda supernowa

Gromady kulisteGromady kuliste Kuliste gromady gwiazd powstały we Kuliste gromady gwiazd powstały we

wczesnym okresie istnienia Drogi Mlecznej. wczesnym okresie istnienia Drogi Mlecznej. Mają one około 10 miliardów lat i znajdują się Mają one około 10 miliardów lat i znajdują się w halo galaktycznym, poza główną w halo galaktycznym, poza główną płaszczyzną Galaktyki. Zdumiewa wielka płaszczyzną Galaktyki. Zdumiewa wielka liczba gwiazd upakowanych w stosunkowo liczba gwiazd upakowanych w stosunkowo małej objętości gromady kulistej. Jest to małej objętości gromady kulistej. Jest to przeciętnie milion w gromadzie kulistej o przeciętnie milion w gromadzie kulistej o średnicy 150 lat świetlnych. Gwiazdy gromad średnicy 150 lat świetlnych. Gwiazdy gromad kulistych zawierają bardzo mało pierwiastków kulistych zawierają bardzo mało pierwiastków ciężkich. Ponieważ w gromadach kulistych ciężkich. Ponieważ w gromadach kulistych brak jest rozproszonej materii brak jest rozproszonej materii międzygwiezdnej, to żadne nowe gwiazdy tam międzygwiezdnej, to żadne nowe gwiazdy tam nie powstają.nie powstają.

Gromada kulista M80 Gromada kulista M80

Gromady otwarteGromady otwarte

Gromada otwartaGromada otwarta to grupa nawet do kilku tysięcy to grupa nawet do kilku tysięcy luźno połączonych grawitacją gwiazd (w odróżnieniu luźno połączonych grawitacją gwiazd (w odróżnieniu od gromad kulistych, które są ciasno skupione), od gromad kulistych, które są ciasno skupione), powstałych z jednej olbrzymiej chmury molekularnej. powstałych z jednej olbrzymiej chmury molekularnej. Gromady otwarte znajdują się wyłącznie w Gromady otwarte znajdują się wyłącznie w spiralnych i nieregularnych galaktykach, gdzie wciąż spiralnych i nieregularnych galaktykach, gdzie wciąż odbywa się proces powstawania gwiazd. Zwykle ich odbywa się proces powstawania gwiazd. Zwykle ich wiek nie przekracza kilkuset milionów lat. Podczas wiek nie przekracza kilkuset milionów lat. Podczas swojej wędrówki wokół centrum galaktyki, gromady swojej wędrówki wokół centrum galaktyki, gromady otwarte są narażane na bliski kontakt z innymi otwarte są narażane na bliski kontakt z innymi gromadami, chmurami gazu – mogą wtedy widocznie gromadami, chmurami gazu – mogą wtedy widocznie zmieniać kształt lub nawet wytracać poszczególne zmieniać kształt lub nawet wytracać poszczególne gwiazdy.gwiazdy.

Plejady, jedna z najbardziej Plejady, jedna z najbardziej znanych gromad otwartychznanych gromad otwartych