Ewolucje Gwiazd

„Trzeba jeszcze mieć w sobie chaos, aby móc zrodzić
tańczącą gwiazdę.”
Fryderyk Nietzsche
• gorące rozżarzone kule gazowe;
• średnica od 450 razy mniejszych od Słońca do 1000 razy
większych od Słońca;
• masy w przedziale od 1/20 do ponad 50 mas
słonecznych;
• temp. powierzchniowe od 3000°C do ponad 50 000°C;
• barwę określa temp. gwiazdy:
-najgorętsze-niebieskie,
-najchłodniejsze-czerwone,
W astronomii sekwencje zmian,
które gwiazda przechodzi
podczas swego życia, w ciągu
milionów czy miliardów lat
emitując promieniowanie.
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.
Mamy duży (masa od kilkuset tysięcy do miliona mas Słońca), chłodny (temp.
rzędu 10 K) i gęsty obłok molekularny, zawierający głównie wodór
cząsteczkowy z niewielką domieszką bardziej złożonych molekuł i pyłu.
W obłoku, na skutek np. nadejścia fali uderzeniowej, wywołanej wybuchem
pobliskiej supernowej, pojawiają się samograwitujące zagęszczenia o masie
rzędu 10 do
Mgławica Oriona. Jest to
jedna z najpiękniejszych
mgławic, znajduje się ona
1500 lat świetlnych od
nas. Zawiera ogromne
ilości gazu dzięki czemu w
niej wciąż się tworzą
nowe gwiazdy.
W czasie zapadania energia grawitacyjna zamienia się w ciepło, ogrzewając
centrum obłoku. Gaz nagrzewa się do 2 do 3 tys. K, mógłby już świecić na
czerwono, ale otaczający go kokon gazowo-pyłowy pochłania
promieniowanie i wysyła je dalej w podczerwieni i w zakresie
mikrofalowym.
Rodząca się gwiazda
otoczona dyskiem
gazowo-pyłowym
mogącym zawierać
planety
Gwiazda staje się widoczna z zewnątrz. Silny wiatr
gwiazdowy wyrzuca część masy rodzącej się gwiazdy,
rozwiewając jednocześnie gazowo-pyłowy kokon. We
wnętrzu rozpoczynają się reakcje zamiany wodoru w hel.
Gwiazda T Tauri z dyskiem
protoplanetarnym
Gwiazda trafia na ciąg główny w miejscu zdeterminowanym jej
masą. Pojawia się równowaga hydrostatyczna. W jądrze pali się
wodór. Ten etap zajmuje ok. 90% życia gwiazdy.
Diagram Hertzsprunga-Russella
W jądrze cały wodór zamienił się w hel, brakuje źródła energii, ciśnienie
promieniowania maleje. Zachwiana równowaga hydrostatyczna. Jądro
się kurczy, jego temperatura rośnie zapalając wodór w otoczce, wzrasta
wydzielanie energii powodując rozdęcie zewnętrznych warstw gwiazdy.
Gwiazda jest znacznie jaśniejsza, niż gdy paliła wodór w jądrze.
Powiększanie powierzchni przy stałym tempie prod. energii w otoczce
prowadzi do spadku mocy na jednostkę powierzchni. Zgodnie z prawem
Stefana-Boltzmana spada temperatura otoczki i gwiazda świeci na
czerwono. Jako olbrzym gwiazda może wyrzucać spore ilości gazu w
postaci ,,wiatru''.
W kurczącym się jądrze rośnie temperatura tworząc warunki do rozpoczęcia
syntezy cięższych pierwiastków. Im większa masa tym więcej razy
zachodzi cały proces, powtarzany dla coraz większych liczb atomowych:
hel zamienia się w węgiel, węgiel w tlen, tlen w krzem, krzem w żelazo,
przy czym na każdym etapie powstają także inne pierwiastki. Na żelazie
cykl się kończy. Gwiazda przypomina cebulę, składając się z
koncentrycznych powłok, zawierających kolejno (w przypadku
najmasywniejszych gwiazd, i tylko w uproszczeniu) wodór, hel, węgiel,
tlen, krzem i żelazne jądro.
Nadolbrzym, gwiazda o jasności absolutnej od kilku do kilkuset tysięcy
razy większej od Słońca i średnicy również co najmniej kilkaset razy
większej od średnicy Słońca, (tj. rozmiarami porównywalna z rozmiarem
orbity wewnętrznych planet Układu Słonecznego).
Charakteryzuje się małą gęstością (ok. 10-7 g/cm3) i małym
przyspieszeniem grawitacyjnym (ok. 0,1 m/s2). Nadolbrzym jest
przejściowym stadium ewolucyjnym masywnej gwiazdy po opuszczeniu
przez nią ciągu głównego (diagram Hertzsprunga- Rusella).
Nadolbrzymy oznaczane są klasą I w opisie ich typu widmowego.
Nadolbrzymami są gwiazdy błękitne (typ O lub B na ciągu głównym) jak
np. Rigel, lub czerwone (typ M ponad ciągiem głównym), jak Betelgeza,
będąca najbliższym Ziemi kandydatem na supernową.
Błękitny nadolbrzym
Czerwony nadolbrzym
Olbrzym - krótkotrwałe stadium ewolucji gwiazdy mającej średnią masę.
Moc promieniowania takiego olbrzyma jest kilkaset razy większa od
mocy promieniowania Słońca (nasza gwiazda za około 5 mld lat stanie się
olbrzymem i jego średnica wzrośnie ponad stukrotnie, a
moc promieniowania tysiąckrotnie).
Fotosfera olbrzyma jest stosunkowo zimna. Olbrzymy zazwyczaj są barwy
czerwonej. Na diagramie Hertzsprunga-Russella olbrzymy znajdują się
ponad ciągiem głównym.
Rozmiar czerwonego olbrzyma
Podolbrzymy to gwiazdy jaśniejsze od gwiazd z ciągu głównego, ale nie
tak jasne jak prawdziwe olbrzymy. Uważa się, że podolbrzymy już kończą
lub właśnie skończyły spalanie wodoru w swoich jądrach i zaczynają
rozrastać się aż do stadium olbrzyma.
Podolbrzymy należą do IV klasy jakości, na Diagramie HertzsprungaRussela leżą pomiędzy ciągiem olbrzymów, a ciągiem karłów. Ich temp.
są niższe, natomiast średnice większe od typowych gwiazd ciągu
głównego o zbliżonej do nich masie.
Diagram Hertzsprunga-Russela
W gwiazdach o małych masach (od 0.1 do ok.
) zewnętrzne warstwy
zostają odrzucone, tworząc tzw. mgławicę planetarną, jądro (o masie
mniejszej od ok. 1.4 masy Słońca) kurczy się do postaci białego karła
Mgławica planetarna
Mgławica planetarna
Biały karzeł jest to niewielki (rzędu rozmiarów Ziemi) obiekt
astronomiczny emitujący m.in. promieniowanie widzialne. Powstaje po
ustaniu reakcji jądrowych w mało lub średnio masywnej gwieździe. Mało
masywne gwiazdy (od 0,08 do 0,4 masy Słońca), nie osiągają w trakcie
swojej ewolucji warunków wystarczających do zapłonu helu w
reakcjach syntezy termojądrowej i powstają z nich białe karły helowe.
Średnio masywne gwiazdy (od 0,4 do 1,4 masy Słońca) spalają hel dając
białe karły węglowe, lub węglowo-tlenowe.
Biały karzeł
Gwiazdy o masach powyżej
wybuchają jako supernowe. Obiekt taki w
czasie wybuchu jasnością dorównuje całej galaktyce! Jądro takiej
gwiazdy, po ustaniu reakcji termojądrowych, zapada się tworząc gwiazdę
neutronową.
Wybuchy supernowych
Zdjęcie przedstawia pozostałości po
supernowych Crab i Cas-A
Gwiazda neutronowa o skrajnej gęstości (1 łyżeczka tej materii ma masę
kilku milionów ton) i średnicy rzędu 10 km. Opadająca na nią gwałtownie
otoczka rozgrzewa się, zapalają się zawarte w niej pierwiastki (np. tlen,
węgiel, hel, wodór), w czasie krótszym niż 1 sekunda wydziela się
ogromna ilość energii. Otoczka uderza w powierzchnię gwiazdy
neutronowej, powstaje fala uderzeniowa, rozchodząca się na zewnątrz i
odrzucająca otoczkę. Tworzy się mgławica -- przykładem jest mgławica
Krab, pozostałość po wybuchu supernowej w 1054 roku. Pozostałością
wybuchu najmasywniejszych gwiazd (o masach od ok.
) są czarne
dziury.
Mgławica Kraba, w której centrum
znajduje się ultragęsta gwiazda
neutronowa
Czarna dziura – obiekt astronomiczny, który tak silnie
oddziałuje grawitacyjnie na swoje otoczenie, że nawet światło nie może
uciec z jego powierzchni (prędkość ucieczki jest większa od prędkości
światła).
Czarna dziura
W wyniku wybuchu supernowej powstała czarna dziura,
która nabrała dużej prędkości.