gwiazda

Gwiazda — ciało niebieskie w postaci ogromnej, rozżarzonej kuli gazowej składającej się głównie z wodoru (ok. 70%), helu (ok. 25%) i niewielkiej domieszki cięższych pierwiastków (0,01-4%) (tlenu, węgla, azotu), świecące własnym światłem w wyniku zachodzących w jego wnętrzu reakcji termojądrowych. Gwiazdy powstają w procesie zapadania grawitacyjnego (tzw. kolapsu) obłoków materii międzygwiazdowej; podlegają licznym przemianom w trakcie cyklu ewolucyjnego, którego charakterystyczny przebieg i szybkość zależą od masy gwiazdy; wreszcie kończą swe życie w stadium białego karła (gwiazdy małomasywne) bądź wybuchem supernowej (gwiazdy masywne). Gwiazdy cechują się ogromnym zróżnicowaniem masy, rozmiarów, gęstości materii, jasności, barwy i temperatury. Gwiazdy nie są równomiernie rozmieszczone we Wszechświecie; znaczna większość z nich tworzy struktury utrzymywane przez silne oddziaływania grawitacyjne – układy podwójne, gromady gwiazd oraz galaktyki.

Ewolucja gwiazd

Ewolucja gwiazd, czyli szereg modyfikacji strukturalnych tych ciał niebieskich występujących w czasie ich długiego życia, spowodowana jest głównie przez zmiany ich składu chemicznego (zawartości pierwiastków) w wyniku zachodzących w ich wnętrzu reakcji termojądrowych. Reakcje te, określane mianem gwiezdnej nukleosyntezy, obejmują m.in. przemianę atomów wodoru w atomy helu (tzw. spalanie wodoru, np. cykl protonowy, cykl węglowo-azotowo-tlenowy), przemianę atomów helu w atomy węgla (tzw. spalanie helu, potrójny proces α) oraz stopniowe reakcje spalania wyższych pierwiastków (węgla, neonu, tlenu, krzemu).

Cykl ewolucyjny gwiazd składa się z trzech zasadniczych etapów:

1. Ewolucja przed ciągiem głównym

Gwiazdy powstają w procesie zapadania grawitacyjnego (kolapsu) obłoków materii międzygwiazdowej (tzw. obłoków molekularnych). Zapadający się obłok dzieli się na mniejsze fragmenty, które z kolei ulegają dalszej fragmentacji. Powstałe fragmenty gromadzą duże ilości materii, której gęstość wzrasta w miarę ich kurczenia się (tzw. kontrakcji grawitacyjnej). Proces trwa do momentu uzyskania temperatury zapłonu wodoru, generującej ciepło niezbędne do przywrócenia równowagi hydrostatycznej obłoku. Po jej osiągnięciu formuje się protogwiazda, która ulega dalszej kontrakcji wskutek gromadzenia materii z zewnętrznych warstw obłoku. Gdy protogwiazda osiągnie odpowiednio dużą masę (> 0,085 M_☉), następuje inicjacja reakcji jądrowych, co umożliwia jej ewolucję na ciągu głównym; protogwiazdy mniejsze (< 0,085 M_☉) nie uzyskują temperatury zapłonu wodoru i kończą swój rozwój jako brązowe karły.

2. Ewolucja na ciągu głównym.

Gwiazdy rozpoczynają kolejny etap ewolucji po ustaniu kontrakcji grawitacyjnej, czyli osiągnięciu przez protogwiazdę stanu równowagi hydrostatycznej i termicznej. Etap ten stanowi najdłuższy okres życia (70-90%), podczas którego w ich wnętrzu zachodzi przemiana atomów wodoru w atomy helu (tzw. spalanie wodoru). Energia wyzwalana podczas syntezy helu jest przenoszona jest ku powierzchni i uwalniana w przestrzeń kosmiczną. W miarę ubywania wodoru, gwiazdy zwiększają swe rozmiary w wyniku napływu nowych cząstek do jądra, czego skutkiem jest przyspieszenie tempa reakcji termojądrowych, wydzielanie jeszcze większej ilości energii i wzrost jasności gwiazdy. Czas ewolucji na ciągu głównym zależy od masy gwiazdy – dla najbardziej masywnych gwiazd (> 20 M_☉) wynosi ok. 2-3 mln lat; lat; dla średniomasywnych gwiazd o masie Słońca (M_☉) – ok. 10 mld lat; dla małomasywnych gwiazd (< 0,1 M_☉) – ok. 20 bln lat.

3. Ewolucja po ciągu głównym.

Gwiazdy rozpoczynają ewolucję po ciągu głównym wraz z całkowitym wyczerpaniem się wodoru w ich wnętrzu. Na tym etapie gwiazdy posiadają jądro helowe i otoczkę zewnętrzną z materii międzygwiazdowej. Przebieg rozwoju ewolucyjnego gwiazdy zależy głównie od jej masy początkowej:

• gwiazdy o bardzo małej masie (< 0,5 M_☉) – gwiazdy nie osiągające temperatury zapłonu helu (błysku helowego), przechodzące bezpośrednio w stadium mgławicy planetarnej, a po wypaleniu resztek wodoru – w stadium białego karła;
• gwiazdy o małej masie (0,5-2,5 M_☉) – gwiazdy osiągające temperaturę zapłonu helu (błysku helowego), przechodzące w stadium czerwonego olbrzyma, a po wypaleniu resztek wodoru i helu – w krótką fazę mgławicy planetarnej i stadium białego karła;
• gwiazdy o średniej masie (2,5-8 M_☉) – gwiazdy cechujące się spokojnym przebiegiem reakcji spalania helu (bez błysku helowego), pozostające w stadium czerwonego olbrzyma do utworzenia jądra węglowo-tlenowego; przechodzące po wypaleniu resztek paliwa w krótką fazę mgławicy planetarnej i stadium białego karła;
• gwiazdy masywne ( 8 M_☉) – gwiazdy cechujące się spokojnym przebiegiem reakcji spalania helu i syntezy węgla (w stadium błękitnych i czerwonych nadolbrzymów);  spalające coraz cięższe pierwiastki (tlen, neon, magnez, krzem, nikiel) do momentu utworzenia jądra żelazowego, które z braku dostępnych źródeł energii termojądrowej zapada się grawitacyjnie i wybucha jako supernowa.

Gwiazdy małomasywne (< 8 M_☉), po wyczerpaniu zapasów paliwa, odrzucają swą otoczkę zewnętrzną dającą początek mgławicy planetarnej i kończą rozwój w stadium białego karła. Biały karzeł wytraca resztki energii, zmniejsza swą jasność i temperaturę powierzchni. Po całkowitym ustaniu świecenia, przekształca się w czarnego karła. Gwiazdy masywne kończą swe życie wybuchem supernowej, którego  pozostałością są gwiazdy neutronowe (gwiazdy masywne o masie 10-20 M_☉) lub czarne dziury (gwiazdy bardzo masywne o masie > 20 M_☉).

Cykl ewolucyjny gwiazdy masywnej i małomasywnej. VectorMine/shutterstock.com

Budowa i skład chemiczny gwiazd

Gwiazda jest ciałem niebieskim w postaci ogromnej i rozżarzonej kuli gazowej, która przez większą część życia emituje własne promieniowanie elektromagnetyczne (światło widzialne) w wyniku zachodzących w jej wnętrzu reakcji termojądrowych. Gwiazda charakteryzuje się stabilną strukturą, jeżeli znajduje się w stanie równowagi hydrostatycznej, tzn. gdy zwrócona do wewnątrz siła przyciągania grawitacyjnego jest zrównoważona przez zwróconą w kierunku przeciwnym siłę gradientu ciśnienia powstałego podczas procesów gwiezdnej nukleosyntezy.

Gwiazdy zbudowane są z następujących części składowych:

• jądro gwiazdy – centralna część gwiazdy o znacznej gęstości i ekstremalnie wysokiej temperaturze, w której zachodzą reakcje termojądrowe stanowiące ich główne źródło energii (np. cykl protonowy, cykl węglowo-azotowo-tlenowy, potrójny proces α);
• otoczka zewnętrzna – strefa otaczająca jądro gwiazdy, odpowiedzialna za transport energii wyzwalanej w przemianach termojądrowych (na drodze promieniowania lub konwekcji) do atmosfery gwiazdy, gdzie uwalniana jest w przestrzeń kosmiczną;
• fotosfera – najgłębsza warstwa atmosfery gwiazdowej, określana również mianem „powierzchni gwiazdy”, odpowiedzialna za emisję znacznej części promieniowania elektromagnetycznego (światła widzialnego);
• chromosfera – cienka warstwa atmosfery rozciągająca się między fotosferą i koroną, emitująca światło o czerwonym zabarwieniu (emisja wodoru H_α); charakteryzująca się wzrostem temperatury wraz z wysokością (4,4-25 tys. K w przedziale 500-2000 km);
• korona gwiazdy – zewnętrzna warstwa atmosfery rozciągająca się nad chromosferą, zbudowana z plazmy rozgrzanej do ekstremalnych temperatur (do 2 mln K); emitująca strumień cząstek w przestrzeń kosmiczną (tzw. wiatr gwiazdowy).

Gwiazdy składają się głównie z wodoru (ok. 70%), helu (ok. 25%) oraz niewielkiej domieszki cięższych pierwiastków chemicznych (ok. 0,01-4%) (głównie tlenu, węgla, azotu). Gwiazdy, pod względem metaliczności, czyli zawartości pierwiastków cięższych od helu (tzw. metali), zróżnicowane są na poszczególne populacje gwiazdowe. Podział ten odzwierciedla również ich wiek, historię ewolucyjną i charakterystyczne rozmieszczenie gwiazd w obrębie Galaktyki.

Wyróżnia się trzy główne populacje gwiazdowe:

• gwiazdy I populacji – gwiazdy zawierające ok. 2-4% pierwiastków ciężkich, gwiazdy stosunkowo młode, występujące głównie w podsystemach płaskich (w obszarze dysku galaktycznego); np. gwiazdy typów widmowych O, B, A, F, G, K; asocjacje gwiazdowe, gromady otwarte, materia międzygwiazdowa, mgławice;
• gwiazdy II populacji – gwiazdy zawierające ok. 0,01-1% pierwiastków ciężkich, gwiazdy starsze, występujące głównie w podsystemach sferycznych (jądrze Galaktyki, halo galaktycznym); np. białe karły, gwiazdy fizycznie zmienne (głównie gwiazdy pulsujące), gromady kuliste, podkarły;
• gwiazdy III populacji – gwiazdy zbudowane wyłącznie z wodoru i helu, nie zawierające żadnych pierwiastków ciężkich; hipotetyczna populacja złożona z gwiazd powstałych w początkowym okresie rozwoju Wszechświata.

Niektóre gwiazdy wykazują różnorodne anomalie składu chemicznego budującej je materii, czego przykładem mogą być gwiazdy nie zawierające wodoru (np. białe karły, gwiazdy Wolfa-Rayeta, W-R) bądź gwiazdy o dużej zawartości azotu (gwiazdy WN), węgla (gwiazdy EC) lub pierwiastków ziem rzadkich (gwiazdy typu Am). Główną przyczyną obserwowanych anomalii są modyfikacje struktury gwiazd, np. utrata otoczki zewnętrznej i odsłonięcie wewnętrznych   warstw gwiazdy (np. białe karły, gwiazdy Wolfa-Rayeta) lub wymieszanie powierzchniowych warstw gwiazd współtworzących ciasne układy podwójne (np. gwiazdy typu Am).

Budowa gwiazdy na przykładzie Słońca. Studio/shutterstock.com

Rozmiary i masy gwiazd

Rozmiary i średnie gęstości materii gwiazd we Wszechświecie charakteryzują się ogromnym zróżnicowaniem. Średnice gwiazd osiągają wartości od ok. 10 km dla najmniejszych gwiazd neutronowych przez ok. 10 tys. km dla białych karłów i ok. 1,1-1,5 mln km dla żółtych karłów  (np. Słońca), do ponad 2 mld km w przypadku największych czerwonych hiperolbrzymów. Do największych gwiazd o oszacowanych średnicach należą: czerwony hiperolbrzym VY Canis Majoris (ok. 2000 średnic Słońca), czerwone nadolbrzym UY Scuti (ok. 1700 średnic Słońca), oraz czerwony nadolbrzym μ Cephei, tzw. Gwiazda Granat (ok. 1200-1400 średnic Słońca).

Gwiazdy różnią się między sobą również gęstością budującej je materii. Największą gęstość osiągają gwiazdy neutronowe (ok. 10¹⁸ kg/m³); nieco mniej zwarte są gwiazdy zaliczane do białych karłów (ok. 10⁹ kg/m³);  znacznie mniejszą gęstością charakteryzują się gwiazdy ciągu głównego, np. karły (1,41 × 10³ kg/m³ dla Słońca), natomiast najmniejszą gęstość wykazują największe gwiazdy zaliczane do czerwonych olbrzymów (1,2 × 10¯⁵ kg/m³ dla Betelgezy) oraz czerwonych hiperolbrzymów (5,33-8,38 × 10¯⁶ kg/m³ dla VY Canis Majoris). Porównując rozmiary i gęstości gwiazd można więc stwierdzić, że średnica gwiazd największych jest ok. 200 mln większą od średnicy gwiazd najmniejszych, zaś ich gęstość jest ok. 10²⁴ mniejsza.

Masy gwiazd wykazują z reguły mniejsze zróżnicowanie w porównaniu do osiąganych przez gwiazdy rozmiarów lub gęstości ich materii. Masy tych ciał niebieskich mogą być wyznaczane bezpośrednio na podstawie ruchów gwiazd w układach podwójnych z wykorzystaniem praw Keplera i założeń mechaniki klasycznej (newtonowskiej) lub za pomocą mikrosoczewkowania grawitacyjnego. Średnie masy gwiazd zawierają się w przedziale 1,7 × 10²⁹ do 3,97 × 10³² kg, czyli w odniesieniu do średniej masy Słońca (1,9891 × 10³⁰ kg) wynosi od 0,085 do 200 M_☉.

Gwiazdy, w zależności od swej wielkości, osiągają następujące masy:

• gwiazdy neutronowe – gwiazdy o średniej masie 1,5-2 M_☉;
• białe karły – gwiazdy o średniej masie 0,5-0,7 M_☉;
• czerwone karły – gwiazdy o średniej masie 0,08-0,6 M_☉;
• pomarańczowe karły – gwiazdy o średniej masie 0,5-0,8 M_☉;
• żółte karły – gwiazdy o średniej masie 0,8-1,4 M_☉;
• czerwone olbrzymy – gwiazdy o średniej masie 0,5-10 M_☉;
• błękitne olbrzymy – gwiazdy o średniej masie 8-16 M_☉;
• nadolbrzymy – gwiazdy o średniej masie 10-50 M_☉;
• hiperolbrzymy – gwiazdy o średniej masie 100-150 M_☉.

Najbardziej masywne gwiazdy o oszacowanej masie stanowią dwie gwiazdy Wolfa-Rayeta (W-R), czyli BAT99-98 (226 M_☉) i RMC 136a1 (196 M_☉), oraz jeden błękitny nadolbrzym, czyli Melnick 42 (189 M_☉). Gwiazdy o najmniejszej znanej masie, w których wnętrzu mogą zachodzić reakcje termojądrowe, zaliczane są do czerwonych karłów, np. 2MASS J0523-1403 (ok. 0,064 M_☉), SCR 1845-6357 A (0,07 M_☉), GJ 1245 C (0,074 M_☉), Gliese 752 B (0,08 M_☉).

Porównanie wielkości gwiazd, fot. alionaprof/shutterstock.com

Jasność gwiazd

Jasność definiowana jest jako ilość energii promieniowania elektromagnetycznego (światła) emitowanego przez daną gwiazdę w jednostce czasu. Gwiazdy są niezwykle zróżnicowane pod względem jasności; różnice te zależą w głównie od ich masy i etapu cyklu ewolucyjnego. Gwiazdy o różnej masie znajdujące się na tym samym etapie ewolucji mogą więc różnić się jasnością, jak również ta sama gwiazda w różnych okresach swego życia może emitować światło o innym natężeniu. Gwiazdy mogą również okresowo zmieniać jasność pod wpływem czynników geometrycznych lub fizycznych (tzw. gwiazdy zmienne, np. gwiazdy zaćmieniowe, gwiazdy pulsujące). Jasność gwiazd można oznaczyć wykorzystując odniesienie do jasności Słońca (L_☉=3,827 × 10²⁶ W) lub za pomocą wielkości gwiazdowych, tzw. magnitudo (^m/mag).

Jasność gwiazdy można zdefiniować za pomocą następujących wielkości:

• jasność obserwowana (widoma) – miara oświetlenia Ziemi światłem danej gwiazdy, określająca ilość energii docierającej od gwiazdy do jednostki powierzchni Ziemi; zależy od mocy promieniowania (jasności absolutnej) i odległości gwiazdy od Ziemi.
• jasność absolutna – miara mocy promieniowania gwiazdy; określająca ilość energii elektromagnetycznej (światła) emitowanej przez daną gwiazdę w jednostce czasu; zależy wyłącznie od rzeczywistej jasności gwiazdy.

Zarówno dla jasności obserwowanej, jak i jasności absolutnej wyróżnia się wielkości bardziej szczegółowo opisujące emisję światła przez gwiazdy:

• jasność bolometryczna – jasność (obserwowana lub absolutna) obejmująca cały przedział widma promieniowania (od fal najkrótszych do najdłuższych);
• jasność barwna – jasność (obserwowana lub absolutna) obejmująca ściśle określony przedział widma promieniowania (np. zakres światła widzialnego).

Gwiazdy, w zależności od mocy promieniowania (jasności absolutnej) i wyglądu widma (szerokości linii widmowych), zaliczane są do tzw. klas jasności gwiazd (uszeregowanych od największej do najmniejszej jasności):

• klasa 0 (Ia-0) – najjaśniejsze nadolbrzymy (tzw. hiperolbrzymy), np. R136a1, VY Canis Majoris, Eta Carinae;
• klasa I – nadolbrzymy, zróżnicowane na podklasy: Ia (jasne nadolbrzymy), Iab (średnie nadolbrzymy), Ib (słabe nadolbrzymy); np. Kanopus, Rigel, Betelgeza;
• klasa II – jasne olbrzymy, np. Sargas, Tarazed, Alphard;
• klasa III – olbrzymy, np. Arktur, Aldebaran, Polluks, Mira;
• klasa IV – podolbrzymy, np. Alnair, Eta Bootis (Muphrid), Procjon;
• klasa V – karły (gwiazdy ciągu głównego), np. Słońce, Proxima Centauri, Syriusz A;
• klasa VI – podkarły, np. Gwiazda Kapteyna, Groombridge 1830, Mi Cassiopeiae;
• klasa VII – białe karły, np. Syriusz B, Procjon B, Gwiazda van Maanena, GJ 440.

Gwiazdy o największej jasności obserwowanej obejmują Słońce (-26,74^m), Syriusza (-1,46^m), Kanopusa (-0,74^m) i Proximę Centauri (-0,01^m); najsłabiej świecącymi gwiazdami są czerwone karły (26^m) i białe karły (28^m) z gromady NGC 6397 zaobserwowane przez teleskop Hubble’a. Największą jasność absolutną wykazują R136a1 (4,677 × 10⁶ L_☉) i Eta Carinae (4 × 10⁶ L_☉); gwiazdą o najmniejszej mocy promieniowania jest 2MASS J0523-1403 (1,38 × 10¯⁴ L_☉).

Typy widmowe gwiazd, źródło: alionaprof/shutterstock.com

Temperatura i barwa gwiazd

Temperatura gwiazd odnosi się w głównej mierze do temperatury powierzchniowych warstw tych ciał niebieskich (fotosfery), odpowiedzialnych za emisję znacznej części promieniowania elektromagnetycznego (światła widzialnego). Temperatury powierzchniowe gwiazd wykazują wyraźne zróżnicowanie, przyjmując wartości zawierające się w przedziale od kilku do kilkuset tysięcy kelwinów (K). Zróżnicowanie temperaturowe przekłada się z kolei na różnobarwność emitowanego światła, czego przykładem może być czerwone zabarwienie gwiazd o chłodnej powierzchni (np. Betelgezy) czy niebieskawo-biała barwa gwiazd gorętszych (np. Syriusza).

Temperatura gwiazd określana jest z wykorzystaniem następujących parametrów:

• widmo ciągłe fotosfery – natężenie linii absorpcyjnych, długość ich fali i położenie na tle widma ciągłego zależy od temperatury warstwy powierzchniowej (fotosfery) emitującej promieniowanie elektromagnetyczne (światło);
• wskaźnik barwy gwiazdy – zróżnicowanie względnej jasności danej gwiazdy w dwóch różnych barwach zależy od jej temperatury; np. jaśniejsza barwa gwiazd gorętszych w barwie odpowiadającej falom krótszym (U, B), jaśniejsza barwa gwiazd chłodniejszych w barwie odpowiadającej falom dłuższym (V, R, I).

Gwiazdy, w zależności od wyglądu ich widma, zaliczane są do siedmiu typów widmowych (uszeregowanych od najwyższej do najniższej temperatury powierzchniowej):

• typ O – gwiazdy o temperaturze powierzchniowej rzędu 28-50 tys. K, emitujące światło o niebieskim zabarwieniu; np. Zeta Ophiuchi;
• typ B – gwiazdy o temperaturze powierzchniowej 10-28 tys. K emitujące światło biało-niebieskie; np. Rigel;
• typ A – gwiazdy o temperaturze powierzchniowej 7,5-10 tys. K emitujące światło białe; np. Altair, Syriusz;
• typ F – gwiazdy o temperaturze powierzchniowej 6-7,5 tys. K emitujące światło biało-żółte; np. Procjon A;
• typ G – gwiazdy o temperaturze powierzchniowej 5-6 tys. K emitujące światło żółte, np. Słońce;
• typ K – gwiazdy o temperaturze powierzchniowej 3,5-5 tys. K emitujące światło pomarańczowe, np. Epsilon Indi;
• typ M – gwiazdy o temperaturze powierzchniowej 2,5-3,5 tys. K emitujące światło czerwone; np. Proxima Centauri.

Zależność pomiędzy temperaturą i mocą ich promieniowania gwiazd ilustruje diagram Hertzsprunga-Russela (tzw. diagram H-R). Na osi poziomej odłożony jest typ widmowy (lub wskaźnik barwy) określający temperaturę powierzchniową gwiazdy, zaś na osi pionowej odłożona jest jasność absolutna określająca jej moc promieniowania. Gwiazdy w układzie tych współrzędnych układają się w ciągi (klasy jasności) – ciąg główny rozciągający się od prawego dolnego rogu do lewego górnego rogu wykresu, obszary białych karłów i podkarłów położone poniżej ciągu głównego oraz obszary podolbrzymów, olbrzymów i nadolbrzymów położone powyżej ciągu głównego. Wykres Hertzsprunga-Russella dobrze odzwierciedla zmiany fizycznych właściwości gwiazd zachodzące  w trakcie ich cyklu ewolucyjnego.

Diagram Hertzsprunga-Russella, źródło: Designua/shutterstock.com

Występowanie gwiazd we Wszechświecie

Gwiazdy nie są równomiernie rozmieszczone w obrębie Wszechświata. Znaczna większość tych ciał niebieskich tworzy struktury utrzymywane przez silne oddziaływania grawitacyjne, takie jak układy wieloskładnikowe, gromady gwiazd i galaktyki. Układy wieloskładnikowe stanowią głównie układy podwójne składające się z dwóch fizycznie połączonych ze sobą gwiazd; mniej rozpowszechnione są układy wielokrotne złożone z większej liczby gwiazd. Układy podwójne, ze względu na konfigurację tworzących je gwiazd, dzielą się na układy rozdzielone (większość), układy półrozdzielone (np. układy rentgenowskie i kataklizmiczne)    i układy kontaktowe (np. układy zaćmieniowe). Większe zgrupowania gwiazd, czyli gromady, tworzą gwiazdy o wspólnym pochodzeniu ewolucyjnym; w ich obrębie wyróżnia się luźne gromady otwarte składające się z od kilkudziesięciu do kilkuset gwiazd oraz zwarte gromady kuliste składające się z od kilkuset tysięcy do kilku milionów gwiazd. Gromady gwiazd, wraz   z pyłem i gazem międzygwiazdowym, tworzą galaktyki zawierające setki miliardów gwiazd.

Bibliografia

1. Astronomia ogólna, Eugeniusz Rybka, Wydawnictwo Naukowe PWN, Warszawa 1983.
2. Encyklopedia Geograficzna Świata, tom VIII Wszechświat, Zdzisława Otałęga (red. nacz.), Agencja Publicystyczno-Wydawnicza Opres, Kraków 1997.
3. Fizyka, Maria Fiałkowska, Krzysztof Fiałkowski, Barbara Sagnowska, Wydawnictwo ZamKor, Kraków 2002.
4. Nowa Encyklopedia Powszechna PWN, Wydawnictwo Naukowe PWN, Warszawa 1997.
5. Stellar Structure and Evolution, Rudolf Kippenhahn, Alfred Weigert, Achim Weiss, Springer, New York 2012.
6. The Life of the Cosmos, Lee Smolin, Oxford University Press, 1999.
7. The Stars of Heaven, Cliff Pickover, Oxford University Press 2001.