Rodzaje i ewolucja gwiazd


Działy   Wyszukaj

Michał Przech

Nasze Słońce o tylko jedna z niezliczonej ilości gwiazd we wszechświecie. Gwiazdy żyją bądź samotnie bądź w grupach zwanych układami, które dzielimy na podwójne (do których należy 1/3 gwiazd) lub wielokrotne, w których gwiazdy związane są siłą grawitacji. Gwiazdy wielokrotne to układy do dziecięciu gwiazd. Gromada gwiazd to układ wielokrotny ponad dziesięciu gwiazd. Można tu wyróżnić gromady otwarte i kuliste, których kształt zależny jest od wieku gromady. Wszystkie gwiazdy zbudowane są z gazu, a ściślej z plazmy, ponieważ ich temperatura jest zbyt wysoka, aby mogły istnieć w nich inne stany materii. Masy gwiazd wahają się od 1/10 do 100 mas Słońca. Średnice największych i najmniejszych gwiazd mają się do siebie jak 1/1 mln. Każda aktywna gwiazda emituje w przestrzeń ogromne ilości promieniowania elektromagnetycznego, grawitacyjnego oraz cząstki materii. Wiele gwiazd posiada planety i planetoidy, pozostałe z okresu formowania się układu gwiezdnego. Gwiazdy skupiają się więc w układy, te z kolei w gromady, które razem z materią międzygwiezdną tworzą galaktyki, które z kolei tworzą grupy i gromady galaktyk, następnie w metagalaktyki i struktury zwane murami (np. Wielki Mur to struktura złożona z wielu supergromad o wydłużonym kształcie i wymiarach 730x260x30 mln l.św.) Wszyscy pamiętają sentencję z filmu Odyseja kosmiczna 2001 : „Jest pełen gwiazd". Coż, do dziś statek załogowy nie dotarł dalej niż na księżyc. Czy jednak mamy prawo tak mówić ? Czy kosmos jest czegoś pełen ? „Isaac Asimow sformułował bardzo obrazowe porównanie: jest tak, jakby cała materia Wszechświata była ziarnkiem piasku umieszczonym w samym środku pustego pokoju o boku 30 km. Jednocześnie to samo ziarnko piasku zostało rozbite na miliard bilionów kawałków, jako że na tyle właśnie szacuje się liczbę gwiazd we Wszechświecie." Jeśli więc kosmos jest czegoś pełen, to jedynie próżni, fotonów i neutrin.

Gwiazdy powstają w obłokach materii międzygwiezdnej, która składa się w 90% z H (wodoru). Obłok taki zagęszcza się, tworząc skupiska materii powiększające się w miarę wzrostu swojej masy. Prowadzi to do powstawania protogwiazd, których temperatura wewnętrzna rośnie w miarę wzrostu masy i gęstości. Wbrew pozorom, obłoki te są niezwykle rzadkie i zimne — porównywalne do sztucznej próżni wytwarzanej na Ziemi. Proces ten trwać może niezwykle krótko-zaledwie kilkanaście lat. Gdy sile grawitacji prowadzącej do kolapsu zaczyna dorównywać ciśnienie materii, protogwiazda przestaje się kurczyć i zaczyna świecić słabym, czerwonym światłem. Proces formowania się gwiazdy, jej kontrakcja oraz osiąganie stanu równowagi trwa o wiele dłużej, nawet miliony lat. Gdy tylko temperatura we wnętrzu protogwiazdy osiągnie około 10 mln stopni, w jej jądrze zaczynają zachodzić reakcje syntezy jądrowej — fuzja protonów. Od tego momentu mówimy o gwieździe. Wszystkie procesy dotyczące gwiazd możliwe są dzięki precyzyjnie skorelowanym parametrom fizycznym materii, a dzięki istnieniu stabilnych gwiazd możliwe jest powstawanie życia w naszym wszechświecie . Zależnie od pochodzenia, gwiazdy dzielimy zasadniczo na dwie populacje: I-młode gwiazdy w centrum galaktyki, powstałe z materii odrzuconej przez wybuchy starszych gwiazd, II-starsze niż 5 mld lat, znajdujące się w tzw. Halo galaktyk. Gęstość jąder większości gwiazd wynosi około 160 g/cm3 , jednak nawet jądro gwiazdy to w większości próżnia. Dla porównania średnia gęstość całego Słońca wynosi 1,4 g/cm3 (czyli niemal tyle co gęstość kostki cukru), przy czym gęstość fotosfery to tylko 10-6 g/cm3 . Wytwarzane w reakcjach jądrowych fotony ulegają ciągłym zderzeniom, wymieniając energię z innymi cząstkami. Fotony te potrzebują około miliona lat, aby przeniknąć z jądra do fotosfery . Dzięki temu gwiazdy emitują głównie promieniowanie podczerwone i widzialne, a nie wysokoenergetyczne promienie gamma powstające w reakcjach syntezy. Słońce należy do „młodej" II populacji, jego masa wynosi 1989 bilionów bilionów (kwadrylionów) ton (1.989*1030 kg).

Nukleosynteza — proces syntezy jądrowej zachodzącej w jądrach gwiazd, prowadzący do powstania cięższych pierwiastków, kolejno: helu, węgla, tlenu, krzemu i żelaza. Z jednego grama wodoru powstaje w ten sposób 1012 J energii. W procesie tym tworzą się wszystkie pierwiastki do Bizmutu włącznie, ponieważ jest to najcięższy trwały izotop, choć to, jaki pierwiastek powstanie w jadrze, zależy od średnicy i wieku gwiazdy. Proces ten jest zwany procesem s (slow, bo przebiega wolno, mimo tego, że np. w Słońcu w każdej sekundzie 600 mln ton H przemienia się w He). W zależności od masy gwiazdy zachodzi w niej synteza przez cykl proton-proton lub cykl węglowo-tlenowy (CNO). Oto ogólna reakcja syntezy: 41 1 H-->4 2 He+2e+ +2v +2 g (=27,76 MeV) W miarę jak jony wodoru ulegają fuzji w hel, stężenie helu w jądrze rośnie, a stężenie wodoru maleje (w Słońcu wynoszą one odpowiednio 28% i 70%). Skład chemiczny gwiazd jest podobny, a pierwiastki cięższe stanowią tylko kilka procent zawartości stabilnej gwiazdy. Czas spalana materii gwiazdy zależy bezpośrednio od jej masy — im jest większa, tym krócej i gwałtowniej ona świeci. Nasze Słońce palić się będzie całe 10 mld lat, czyli bardzo długo i stabilnie, jak na warunki kosmiczne. Podczas przebiegu nukleosyntezy jądro kurczy się, nawet do rozmiarów kilkaset razy mniejszych niż pierwotnie, czemu towarzyszy znaczny wzrost temperatury, umożliwiający zachodzenie dalszych reakcji syntezy. Zmniejszaniu się jądra towarzyszy proporcjonalny wzrost rozmiarów samej gwiazdy oraz spadek temperatury na jej gazowej powierzchni. W czasie ewolucji, gwiazdy mniejsze od 0,4 masy Słońca, po wyczerpaniu się zapasów wodoru kurczą się, stając się szybko białymi karłami.
Gwiazdy od wielkości 0,4 masy Słońca przechodzą w stadium czerwonego olbrzyma. Gdy ustanie proces spalania helu w jądrze, gwiazda taka rozszerzy się przechodząc w stadium czerwonego nadolbrzyma. Są to gwiazdy tak rozległe, że większość ich masy zostaje wyrzucona w postaci powłoki gazowej, tworząc mgławicę planetarną, która może stanowić surowiec do powstania kolejnych gwiazd i planet. Tak też było przed powstaniem Układu Słonecznego. Powstałe w ten sposób gołe jądro gwiazdy zapada się pod wpływem własnego ciężaru tworząc gwiazdę Wolfa-Rayeta. Jeśli jądro olbrzyma ma mniej niż 1,2 (liczba Chandrasekhara) masy Słońca, jego kolaps zostanie powstrzymany. Powstanie wtedy mała gwiazda o dużej gęstości (106 g/cm3 ) i temperaturze nawet 10000o . Jest to gwiazda typu biały karzeł (wbrew nazwie niebieska) wielkości średniej planety. Gwiazda taka promieniuje bardzo słabo, tracąc energię nagromadzoną wcześniej. Ostatecznie, po miliardach lat przechodzi ona w stadium czarnego karła. Jest to praktycznie koniec jej cyklu ewolucyjnego, nazywany często śmiercią gwiazdy. Jeśli jednak masa gwiazdy jest większa od około 3 m. S., jej los będzie inny. Po wypaleniu się wodoru olbrzymia temperatura w jej jądrze umożliwi zajście dalszych reakcji syntezy: 34 2 He-->12 6 C+g ; 13 C+4 He-->16 O+n, 13 O+4 He--> 16 Ne+n, 13 Ne+4M He-->16 Mg+n,..., 59 Fe+n-- >59 Co+b - . Reakcje te zachodzić będą tym szybciej, im cięższy będzie spalany pierwiastek (C-600 lat, Si-24 godz.). W wyniku tych reakcji powstanie jądro żelazne otoczone kolejnymi, poprzednimi produktami syntezy. Ustanie wtedy synteza pierwiastków, pod wpływem temperatury i ciśnienia atomy rozpadną się na lekkie jądra i neutrony. W wyniku zapadnięcia się jądra i implozji, zewnętrzne warstwy gwiazdy zostaną odrzucone. Nastąpi wtedy gwałtowny (trwający 1s) wybuch, wyzwalający olbrzymie ilości energii, nazywany supernowa . Około 90% masy gwiazdy zostanie odrzuconych w przestrzeń z prędkością tysięcy kilometrów na sekundę. Większość pierwiastków ciężkich na Ziemi powstała właśnie w czasie wybuchu supernowej, w wyniku szczątkowych reakcji syntezy w odrzuconym obłoku gazowym. Reakcje te zwane są procesem r (rapid). Dzięki temu procesowi na Ziemi występuje m.in. Uran.
Jeśli jądro powstałe z supernowej będzie miało masę od 1,4 do 3 m. S., implozja zmusi cząstki elementarne do łączenia się w neutrony. Powstanie wtedy niezwykle gęsta gwiazda neutronowa . Jej rozmiary wynoszą kilkadziesiąt kilometrów a gęstość wynosi 1014 g/cm3 , czyli jest porównywalna do gęstości jądra atomowego, a jej temperatura sięga milionów stopni. Na powstałej w ten sposób kuli nie mogą pojawić się wzniesienia większe niż na kilka milimetrów, ponieważ grawitacja panująca na jej powierzchni nie pozwoli na to. Gwiazdy takie wirują z częstotliwością kilkuset obrotów na sekundę i emitują promieniowanie radiowe, które możemy odbierać na ziemi, dlatego inna ich nazwa to pulsary . Badania nad pulsarami prowadzi między innymi Aleksander Wolszczan, znany z odkrycia pierwszego układu planetarnego wokół gwiazdy neutronowej w 1992 r. Siła przyciągania gwiazdy neutronowej jest 1012 razy większa niż Ziemi.
Jeżeli z kolei masa jądra będzie znacznie większa od 3 m. S., implozja spowoduje powstanie czarnej dziury, czyli obiektu o zerowej średnicy i olbrzymiej masie, tzw. osobliwości. Taki kolaps grawitacyjny nie może być powstrzymany przez ciśnienie materii w jądrze gwiazdy. Jądro takie zapada się poniżej rozmiarów średnicy Schwarzschilda (określonej wzorem S="4GM/c2" ) tworząc osobliwość w czasoprzestrzeni. Czarna dziura charakteryzuje się całkowitą nieprzenikliwością i gigantyczną krzywizną czasoprzestrzeni wokół niej, czyli ogromnym potencjałem grawitacyjnym w pobliżu tzw. horyzontu zdarzeń. Horyzont zdarzeń czarnej dziury jest to sfera wokół osobliwości, zza której żadna forma energii nie może powrócić do przestrzeni poza nią. Siły pływowe w pobliżu horyzontu są tak silne, że powodują zniszczenie każdego materialnego obiektu w pobliżu. Dlatego też niemożliwa jest bezpośrednia obserwacja ani badanie czarnych dziur. Średnica horyzontu zdarzeń jest często podawana jako średnica czarnej dziury, co nie jest to końca świsłym sformułowaniem.

Przykładem czarnej dziury może być układ podwójny Cygnus X-1 w naszej Galaktyce. Jednak nawet czarne dziury umierają — wyparowują energię tracąc przy tym swoją masę, jednak taki proces trwa średnio 10100 lat, czyli niewyobrażalnie dłużej niż aktualny wiek wszechświata . Aby otrzymać czarną dziurę z wody, trzeba by stworzyć kulę wodną o średnicy dwukrotnie większej od średnicy Układu Słonecznego, wówczas zaczęłaby się ona zapadać. Teoretycznie z każdej materii można stworzyć osobliwość, kompresując ją zgodnie z wymogami wzoru Schwarzschilda. „Czarne dziury moga mieć dowolne rozmiary: ich promień jest proporcjonalncy do masy. Olbrzymie czarne dziury znajdujące się w sródkach galaktyk mają masy miliarda słońc i mogłyby pochłonąć cały Układ Słoneczny. Czarna dziura o masie Słońca miałaby średnicę 6 kilometrów, a zaledwie 9 milimetrów, gdyby miała masę Ziemi. A co z czarnymi dziurami o rozmiarach atomów ? Czarna dziura o masie miliona ton zmieściłaby się w jądrze atomowym. Aby mogła powstać, w przestrzeni, którą zwykle zajmuje jeden proton, musiałoby się zmieścić 1036 protonów" (tu średnica rozumiana jako rozmiar horyzontu zdarzeń).

W wyniku procesów zachodzących w jądrze, w niektórych gwiazdach proces syntezy helu zaczyna przebiegać w sposób niekontrolowany, powodując wybuch helowy, którego energia zostaje w całości pochłonięta przez samą gwiazdę. Następuje wtedy stan nierównowagi, a gwiazda staje się gwiazdą zmienną, ponieważ zmienia ona swoje rozmiary i jasność. Takie gwiazdy nazywane są cefeidami (odkryte w gwiazdozbiorze Cefeusza). Procesy takie w niektórych gwiazdach zmiennych mają charakter wybuchowy — noszą one wtedy nazwę nowych .

Różnice w wyglądzie widm gwiazdowych spowodowane są różnymi temperaturami panującymi na ich powierzchni. Im większa temperatura gwiazdy, tym więcej w tym widmie linii należących do pierwiastków zjonizowanych, a mniej linii związków chemicznych . Ze względu na widmo można podzielić gwiazdy na 7 typów: O,B,A,F,G,K i M. Typy pośrednie oznacza się indeksami od 1 do 9, np. A5. Poszczególne typy różnią się obserwowaną barwą, i tak typy O i B mają barwę niebieskawą i temperaturę do 50000o K, typ A barwę białą i T do 11000, typ F żółto-białą i T do 7500, typ G żółtą i T do 6000 (Słońce), typ K pomarańczową i T do 5000 oraz typ M czerwoną i T poniżej 3500. Wykres Hertzsprunga-Russella (tzw. diagram H-R) przedstawia zależność między wielkością absolutną w typem gwiazd, niezależnie od ich wieku. Na diagramie tym każdej znanej gwieździe odpowiada jeden punkt. Łatwo zauważyć, że większość gwiazd grupuje się w tzw. ciągu głównym. Na prawo nad nim leżą czerwone olbrzymy a wyżej nadolbrzymy. Poniżej leżą białe karły, których barwa zmienia się od niebieskiej do czerwonej. Wraz ze wzrostem masy gwiazdy, czyli także ilością promieniowanej energii, maleje czas jej aktywności.

Wielkością absolutną nazywamy jasność absolutną gwiazdy w skali logarytmicznej M="m+5-5log(l);" m- wielkość postrzegana, l-odległość (pc). Jasnością absolutną gwiazdy nazywamy jasność, jaką obserwowano by, gdyby gwiazda ta znajdowała się w odległości 10 pc

 


Gwiezdne ciekawostki:

Mam nadzieję, że ten tekst uświadomił wam, iż wszystko, co nas otacza, pochodzi z gwiazd i do nich kiedyś wróci. Nie z popiołu, ale z gwiazd powstałeś i w gwiazdy się obrócisz.

Data publikacji: 24-05-2002

<- Wróć do działu
Do góry