GALAKTYKI
SLOWNICZEK
Start
Info
e-mail




Informacje ogólne  Ewolucja gwiazd 

GWIAZDY

Informacje ogólne
        Rodzinny portret rodzących się gromadnie gwiazd w Małym Obłoku Magellana. Grupa ta, oznaczona N81, znajduje się 200 tys. lat świetlnych od nas. Udało się w niej zaobserwować aż 50 powstających gwiazd w obszarze o średnicy 10 lat świetlnych!Gwiazdy to kule gazowe o masach nie przekraczających kilkudziesięciu mas Słońca i przynajmniej przez część swej ewolucji świecące w wyniku reakcji termojądr. (zwł. przemiany wodoru w hel) zachodzących w ich wnętrzach. Gołym okiem można dostrzec na niebie ok. 6000 gwiazd należących do naszej Galaktyki. Ich blask może się znacznie zmieniać (gwiazdy zmienne, np. nowe, supernowe). Odległości między nimi są wyznaczane na podstawie pomiaru ich paralaks rocznych lub też porównania ich jasności absolutnej i obserwowanej. Najbliższą Ziemi gwiazdą (prócz Słońca) jest Proxima Centauri (4,3 lat świetlnych). Masy gwiazd wyznaczane na podstawie III prawa Keplera z ruchów gwiazd podwójnych, są zawarte w granicach od kilku setnych do kilkudziesięciu mas Słońca. Pod względem wielkości rozróżnia się nadolbrzymy (promienie do 1000 razy większe od promienia Słońca), olbrzymy, karły (do których należy Słońce), białe karły (promień porównywalny z promieniem Ziemi), gwiazdy neutronowe (promień kilkanaście/ kilkadziesiąt km). Różnią się one bardzo między sobą średnią gęstością. Temperatura powierzchniowa określa wygląd widma oraz barwę gwiazd. Większość gwiazd występuje w galaktykach, w których część z nich tworzy gromady.


Ewolucja gwiazd

Powstanie protogwiazdy
        Gwiazdy powstają w wielkich obłokach, zbudowanych z gazu i pyłu międzygwiazdowego. Gdy masa takiego obłoku przekroczy tzw. masę Jeansa, staje się on niestabilny i zaczyna się kurczyć. Masa Jeansa zależy od warunków panujących w ośrodku międzygwiazdowym, tzn. od gęstości i temperatury. Zazwyczaj jej masa wynosi wiele tysięcy mas Słońca, jest więc zbliżona do masy gromad gwiazd, a nie pojedynczych obiektów. W trakcie kurczenia się obłok ulega podziałowi na mniejsze fragmenty, które stają się protogwiazdami. Jeżeli obiekty te są silnie związane grawitacyjnie ze sobą, utworzą gromadę gwiazd; w przeciwnym wypadku po pewnym czasie rozproszą się w galaktyce.

Kontrakcja protogwiazdy
        Protogwiazdy, podobnie jak materia międzygwiazdowa, zbudowane są głównie z wodoru i helu. Kurcząc się, uwalniają grawitacyjną energię potencjalną. Połowa tej energii zostaje zużyta na podgrzanie gazu, z których są zbudowane, zaś druga połowa jest wyświecana z powierzchni w postaci promieniowania elektromagnetycznego. Protogwiazdy obserwujemy jako tzw. gwiazdy typu T Tauri. Są to stosunkowo chłodne obiekty, na diagramie Hertzsprunga-Russella leżące nieco powyżej ciągu głównego. Otaczają je dyski gazowo-pyłowe, z których zapewne powstają planety. Czas trwania fazy kontrakcji jest bardzo różny i zależy od masy protogwiazdy. Dla obiektów o masie 0,1 masy Słońca wynosi on około miliarda lat, zaś w przypadku ciał o masie 100 mas Słońca zaledwie kilkadziesiąt tysięcy lat.

Spalanie wodoru
        Etap kontrakcji protogwiazdy kończy się, gdy temperatura centralnych części obiektu osiągnie około 10 mln K. Rozpoczynają się wtedy reakcje termojądrowe, przekształcające ("spalające") wodór w hel. Powstaje stabilna konfiguracja- nowonarodzona gwiazda. Na diagramie Hertzsprunga-Russella leży ona na tzw. ciągu głównym wieku zerowego -prawie prostej linii, przebiegającej od lewego górnego rogu ku prawemu dolnemu. Położenie gwiazdy zależy od jej masy. Im obiekt jest cięższy, tym wyżej znajduje się na ciągu głównym wieku zerowego, co oznacza, że ma tym większą jasność i temperaturę powierzchniową. W przybliżeniu jasność nowopowstałych gwiazd jest proporcjonalna do masy w pewnej potędze a. Wartość wykładnika a w różnych fragmentach ciągu głównego wieku zerowego zmienia się od 3 do 5.

Brązowe karły
        Zakres mas powstających gwiazd jest dosyć duży. Masa najcięższych przekracza zapewne 100 mas Słońca, zaś najlżejszych wynosi 0,08 masy Słońca. Temperatura centralnych części obiektów jeszcze lżejszych nigdy nie osiąga wartości wystarczającej do zapoczątkowania reakcji termojądrowych. Stają się one tzw. brązowymi karłami, które po prostu powoli stygną, emitując dzięki temu niewielką ilość światła. Najwięcej powstaje gwiazd małomasywnych; obiekty o masie przekraczającej 20 mas Słońca są bardzo nieliczne, jednak łatwo je odkryć ze względu na ich dużą jasność.

Faza ciągu głównego
        Reakcje spalania wodoru przebiegają początkowo w centralnym jądrze gwiazdy. Okres ten nazywa się fazą ciągu głównego. W tym czasie przekształceniu ulega skład chemiczny jądra: maleje w nim obfitość wodoru, a wzrasta obfitość helu. Gwiazdy o masach mniejszych od 1,5 masy Słońca spalają wodór w cyklu p-p, zaś obiekty masywniejsze (których temperatura centralna jest wyższa) - w cyklu CNO. Parametry zewnętrzne gwiazd w trakcie fazy ciągu głównego zmieniają się stosunkowo nieznacznie. Jasność nieco rośnie, zaś temperatura powierzchniowa maleje (w przypadku gwiazd o masach większych od 1,5 masy Słońca) lub rośnie (w przypadku obiektów lżejszych).
        Faza ciągu głównego jest najdłuższym etapem ewolucji gwiazdy i zajmuje jakieś 70-90% jej życia. Czas fazy ciągu głównego (jak i całej ewolucji) bardzo silnie zależy od masy - im gwiazda cięższa, tym krócej trwa jej żywot. I tak gwiazdy o masach przekraczających 20 mas Słońca spędzają na ciągu głównym zaledwie kilka milionów lat; Słońce, którego wiek wynosi 4,6 mld lat, jest dopiero w połowie tego etapu ewolucji; zaś czas fazy ciągu głównego dla obiektów o masach mniejszych od 0,8 masy Słońca jest dłuższy od wieku Wszechświata. Oznacza to, że wszystkie gwiazdy, które dotychczas narodziły się z tak małymi masami, wciąż palą wodór w jądrze.
        Faza ciągu głównego kończy się, gdy cały wodór w centralnych częściach gwiazdy przekształci się w hel. Reakcje jądrowe spalające wodór przenoszą się wówczas do cienkiej warstwy otaczającej jądro. Nowopowstający hel odkłada się na jądrze, zwiększając jego masę. Dalsza ewolucja zależy od masy obiektu. Prześledzimy ją na dwóch przykładach: gwiazdy o masie 1 masy Słońca i gwiazdy o masie 15 mas Słońca.

DALSZA EWOLUCJA GWIAZD

Gwiazdy o masie 1 masy Słońca

Przyspieszenie ewolucji
        W przypadku gwiazdy o masie 1 masy Słońca początkowe fazy spalania wodoru w cienkiej warstwie przebiegają jeszcze stosunkowo powoli. Jasność obiektu jest prawie stała, a temperatura powierzchniowa maleje, podczas gdy promień rośnie. Gwiazda jest wówczas tzw. podolbrzymem. Gdy masa jądra helowego osiągnie około 10% całkowitej masy gwiazdy, ewolucja wyraźnie przyspiesza. Jądro zaczyna się kurczyć, zaś znajdująca się nad nim otoczka silnie zwiększa swoje rozmiary. Na diagramie Hertzsprunga-Russella gwiazda wchodzi na tzw. gałąź czerwonych olbrzymów. W trakcie tej fazy ewolucji temperatura powierzchniowa ma prawie stałą, stosunkowo niską wartość, rosną natomiast promień i jasność gwiazdy. Zwiększa się również temperatura jądra helowego.

Spalanie helu
        Gdy temperatura jądra osiągnie 100 mln K, zaczynają w nim zachodzić reakcje trzy alfa, przekształcające hel w węgiel. Włączenie się tego procesu ma gwałtowny przebieg. Struktura gwiazdy ulega przebudowie: całkowity promień i jasność maleją, natomiast jądro zwiększa swoje rozmiary. Rośnie też nieco temperatura powierzchniowa. Gwiazda osiada na tzw. gałęzi horyzontalnej. Ewolucja na tej gałęzi przypomina ewolucję na ciągu głównym, z tą różnicą, że gwiazda w swym jądrze spala teraz hel. Wciąż istnieje też cienka warstwa otaczająca jądro, w której zachodzą termojądrowe reakcje przemiany wodoru w hel (nadal dostarczające gwieździe większość wypromieniowywanej energii).

Gałąź czerwonych nadolbrzymów
        Kiedy cały hel w jądrze przekształci się w węgiel (a częściowo w tlen, będący produktem wychwytu cząstek alfa przez jądra węgla), temperatura powierzchniowa znowu spada, a jasność i promień rosną. Gwiazda wchodzi na tzw. gałąź czerwonych nadolbrzymów (zwaną niekiedy gałęzią asymptotyczną), będącą przedłużeniem gałęzi czerwonych olbrzymów. Struktura gwiazdy wygląda wówczas następująco: węglowo-tlenowe jądro otacza cienka warstwa, w której pali się hel; nad nią umieszczona jest cienka warstwa, w której pali się wodór; jeszcze wyżej znajduje się rozległa otoczka wodorowo-helowa. Ewolucja na gałęzi czerwonych nadolbrzymów przypomina ewolucję na gałęzi czerwonych olbrzymów, jednak jasność i promień są wówczas znacznie większe.
        W trakcie ewolucji na gałęzi czerwonych nadolbrzymów gwiazda traci znaczną ilość swojej materii poprzez ucieczkę cząstek z jej powierzchni (jest to tzw. wiatr gwiazdowy). Gdy masa otoczki spadnie do wartości około 0,01 masy Słońca, zaczyna się ona kurczyć. W tej fazie ewolucji jasność gwiazdy jest bardzo duża i stała, zmniejsza się natomiast promień, zaś temperatura powierzchniowa rośnie. Kiedy temperatura staje się dostatecznie wysoka, promieniowanie gwiazdy jonizuje gaz wyrzucony przez gwiazdę w czasie ewolucji na gałęzi czerwonych nadolbrzymów. Zaczyna on świecić i widać go wówczas jako mgławicę planetarną (nie ma ona nic wspólnego z planetami, a nazwa wzięła się stąd, że obiekt ten oglądany w teleskopie przypomina planetę).

Białe i czarne karły
        Po odrzuceniu całej otoczki, w gwieździe ustają reakcje termojądrowe. Z rozgrzanego jądra gwiazdy powstaje biały karzeł - bardzo gęsty i mały obiekt, którego promień jest porównywalny z promieniem Ziemi. Stygnie on i świeci jeszcze przez mniej więcej miliard lat. Na diagramie Hertzsprunga-Russella przesuwa się w dół po linii prawie równoległej do ciągu głównego. Gdy jego temperatura powierzchniowa spadnie poniżej 4000 K, przestaje być dostrzegalny. Takie niewidoczne obiekty nazywamy czarnymi karłami.

Gwiazdy o masie 15 mas Słońca

Spalanie helu
        Ewolucja gwiazdy o masie 15 mas Słońca przebiega o wiele szybciej. Po fazie ciągu głównego, która trwa około 12 mln lat, gwiazda wkracza w fazę palenia wodoru w cienkiej warstwie. Jej temperatura powierzchniowa maleje, a promień rośnie. Wzrasta też nieznacznie jasność. Podobnie jak w przypadku obiektu o masie 1 masy Słońca, temperatura jądra helowego staje się coraz większa. Gdy osiągnie wartość 100 mln K, w jądrze zaczynają zachodzić reakcje przemiany helu w węgiel i tlen. W odróżnieniu od gwiazdy o masie 1 masy Słońca, zapalenie helu następuje spokojnie i nie ma wielkiego wpływu na strukturę gwiazdy. Na diagramie Hertzsprunga-Russella gwiazda kontynuuje przesuwanie się w prawo po niemal poziomej linii. Po pewnym czasie cały hel w jądrze zostaje wyczerpany i powstaje konfiguracja z węglowo-tlenowym jądrem i dwoma cienkimi warstwami, w których zachodzą reakcje spalania helu i wodoru.

Spalanie węgla
        W dalszym ciągu ewolucji temperatura jądra gwiazdy o masie 15 mas Słońca wzrasta na tyle, że mogą rozpocząć się w nim reakcje spalania węgla, a następnie tlenu. Reakcje te produkują krzem. Gdy któryś z rodzajów paliwa termojądrowego zostanie wyczerpany w jądrze, reakcje z udziałem tego pierwiastka przenoszą się na zewnątrz do cienkiej warstwy. Tak więc w końcowych fazach ewolucji struktura gwiazdy przypomina cebulę, ze względu na szereg koncentrycznych warstw otaczających jądro, w których zachodzą różne rodzaje reakcji termojądrowych. W tym czasie gwiazda traci dużą ilość materii, wywiewanej przez wiatr gwiazdowy. Promień obiektu może kilkakrotnie maleć i rosnąć, a na diagramie Hertzsprunga-Russella gwiazda może przesuwać się w lewo i w prawo. Czy rzeczywiście to zachodzi (a jeśli tak, to ile razy), zależy m. in. od ilości traconej masy.

Wybuch supernowej
        Gdy krzem, znajdujący się w jądrze, ulegnie zapłonowi, powstaje z niego żelazo. Proces przekształcania krzemu w żelazo trwa w gwieździe zaledwie około sekundy. Reakcje termojądrowe z udziałem żelaza nie dostarczają energii, ale ją pochłaniają. Kiedy więc w gwieździe utworzy się żelazne jądro, staje się ona niestabilna. Aby podtrzymać wysoką temperaturę wnętrza, jądro zaczyna się gwałtownie zapadać, wydzielając wielkie ilości energii grawitacyjnej. Osiąga ono ogromną gęstość 1018 kg/m3. W takiej gęstości jądra wszystkich pierwiastków ulegają rozbiciu i przekształcają się w swobodne neutrony. Uwalniana energia powoduje powstanie fali uderzeniowej, która przemieszcza się na zewnątrz i rozrywa otoczkę. Opisane zjawisko nosi nazwę wybuchu supernowej.
        Wybuch supernowej to zjawisko niezwykle energetyczne. Z badań teoretycznych wynika, że znaczna większość energii emitowana jest w postaci neutrin; w 1987 roku rzeczywiście zaobserwowano strumień neutrin pochodzący z wybuchu supernowej w pobliskiej galaktyce - Wielkim Obłoku Magellana, co potwierdziło przewidywania teoretyków. Mimo to supernowe są również bardzo jasne w zakresie promieniowania optycznego. W ciągu około doby supernowa osiąga jasność porównywalną z jasnością całej galaktyki, w której wybuchła. Później jej światło stopniowo słabnie, jednak jeszcze przez kilka lat jest wyraźnie dostrzegalna przez teleskopy. Z rozerwanej otoczki tworzy się mgławica gazowa, zwana pozostałością po supernowej. Ma ona zwykle rozmiary kilku kilkudziesięciu lat świetlnych. Taką pozostałością po supernowej jest dobrze znana Mgławica Krab. Z jądra gwiazdy, która wybuchła, powstaje gwiazda neutronowa. Jest to niezwykle gęsty obiekt, którego masa zbliżona jest do masy Słońca, zaś promień wynosi zaledwie około 10 km. Młode gwiazdy neutronowe mają silne pole magnetyczne i szybko rotują. Wysyłają one wiązki promieniowania radiowego. Wiązka taka omiata niebo, a gdy trafia na Ziemię, radioteleskopy rejestrują krótki puls. Pulsy powtarzają się periodycznie z okresem równym okresowi obrotu gwiazdy neutronowej, wynoszącym zwykle ułamek sekundy. Dlatego obiekty te nazwano pulsarami.

Gwiazdy o mniejszej masie
        Wydaje się, że ewolucja wszystkich gwiazd o początkowych masach mniejszych od 8 mas Słońca przypomina - w ogólnym zarysie - ewolucję gwiazdy o masie 1 masy Słońca. Czas życia gwiazdy zależy jednak bardzo od masy początkowej. Cała ewolucja (od ciągu głównego wieku zerowego do przekształcenia się w białego karła) gwiazdy o masie 3 mas Słońca trwa kilkaset milionów lat, zaś Słońcu zajmie to ponad 10 mld lat. Ponieważ masa białego karła nie może przekroczyć tzw. granicy Chandrasekhara, wynoszącej 1,4 masy Słońca, gwiazdy w czasie swego życia muszą pozbywać się znacznej ilości materii. Najwydajniej proces ten zachodzi, gdy gwiazda przebywa na gałęzi czerwonych nadolbrzymów.

Gwiazdy o większej masie
        Gwiazdy o masach początkowych przekraczających 8 mas Słońca ewoluują podobnie do opisanej gwiazdy o masie 15 mas Słońca. Również w tym przypadku im cięższa gwiazda, tym krótsza cała ewolucja. Ewolucja gwiazdy masywnej kończy się wybuchem supernowej, którego produktem jest gwiazda neutronowa (a w przypadku gwiazd najcięższych zapewne czarna dziura). Ocenia się, że w naszej Galaktyce supernowe rozbłyskują średnio raz na sto lat, aczkolwiek ostatni taki wybuch obserwowano w XVII w.