Informacje podstawowe

Cykle życia gwiazd
Cykle życia gwiazd
Informacje podstawowe
Autor: Sarah Roberts
Koautorzy: Vanessa Stroud & Fraser Lewis
The Faulkes Telescope Project, Anglia
Dawid Basak
Wydział Fizyki i Astronomii
Uniwersytet Mikołaja Kopernika, Toruń
Tłumaczenie: Bogusław Kulesza, Planetarium w
Olsztynie
Cykle życia gwiazd – Projekt Faulkes Telescope
Cykle życia gwiazd
Diagramy (wykresy) Hertzprunga – Russela (Diagramy H-R)
Na początku XX wieku, gdy udało się zbadać wpływ temperatury ciała na barwę emitowanego
przez nie promieniowania, uczeni doszli do wniosku, iż musi istnieć zależność pomiędzy
temperaturą gwiazdy a jej mocą promieniowania. Gdyby wszystkie gwiazdy zachowywały się
podobnie, to te o jednakowej mocy promieniowania powinny mieć te same temperatury oraz
gwiazdy gorętsze powinny być jaśniejsze niż gwiazdy chłodne.
W latach 1905 – 1913 po raz pierwszy zostały skonstruowane wykresy Hertzprunga – Russela.
Konstrukcja wyglądała w ten sposób, że na osi OX odłożona została temperatura efektywna, zaś
na osi OY jasność absolutna gwiazd. Wyróżniono pewne równania, które stanowiły
parametryczne równania krzywej, na której z założenia powinny leżeć wszystkie punkty
odpowiadające gwiazdom badanych grup.
Najbardziej rzucającą się w oczy cechą diagramu H – R jest istnienie pewnej uprzywilejowanej
krzywej przebiegającej na ukos przez rysunek od lewego górnego rogu ku prawemu dolnemu,
wokół której grupuje się znaczna liczba gwiazd. Zbiór tych gwiazd nazywamy ciągiem głównym.
Cykle życia gwiazd
Gwiazdę na diagramie H-R reprezentuje punkt. Ponieważ zwykle przedstawiamy na nim dużą
ilość gwiazd zatem na diagramie znajduje się duża ilość punktów tak jak na diagramie
przedstawionym poniżej. Oś OY wykresu H-R przedstawia moc promieniowania gwiazdy, a oś
OX reprezentuje temperaturę gwiazd wyrażoną w Kelwinach.
Rysunek ten nie oddaje w rzeczywistego rozkładu gwiazd na diagramie H – R. Spośród gwiazd
odległych obserwujemy tylko najjaśniejsze, gdyż słabsze znajdują się poza zasięgiem naszym
Strona 2 z 5
Cykle życia gwiazd – Projekt Faulkes Telescope
instrumentów. W celu uniknięcia tego niepożądanego efektu selekcji należy ograniczyć się do
gwiazd z najbliższej okolicy Słońca. Wówczas z dużym prawdopodobieństwem możemy
stwierdzić, że obserwujemy wszystkie gwiazdy tam występujące.
Z 56 gwiazd najbliższego otoczenia Słońca aż 51 z nich to gwiazdy ciągu głównego, 5 jest białymi
karłami, natomiast nie ma ani jednego olbrzyma. Wnioski wysnute są tylko dla otoczenia Słońca i
nie mamy prawa rozciągać ich na dowolny obszar w Galaktyce. Procentowy skład gwiazd
różnych typów widmowych może być inny w innych obszarach Galaktyki.
Występowanie gwiazd poza ciągiem głównym świadczy o tym, że muszą mieć one inny skład
chemiczny niż gwiazdy ciągu głównego (większe różnice w składzie chemicznym mogą
występować tylko w jądrach tych gwiazd) lub też, że nie są w nich spełnione warunki równowagi.
Poniżej podano krótkie opisy stadiów ewolucyjnych dla gwiazd o masie zbliżonej do masy
naszego Słońca.
Ciąg Główny
Będąc na etapie ciągu głównego gwiazdy otrzymują energię z syntezy wodoru w hel w swoich
wnętrzach. Proces ten jest bardzo wydajny energetycznie, wobec czego większość swojego życia
w trakcie ewolucji gwiazdy spędzają właśnie na tym etapie. Ciąg główny nie jest jedynie wąską
linią na wykresie - ma rozmyty charakter. Jest wiele powodów tego rozmycia, ale jednym z
zasadniczych jest fakt, że masa gwiazdy nie jest jedynym parametrem determinującym ewolucję
gwiazdy. Innymi parametrami są: pole magnetyczne, prędkość obrotowa gwiazdy, a przede
wszystkim skład chemiczny (zawartość cięższych pierwiastków - metali).
Nasze Słońce jest gwiazdą ciągu głównego już od około 5 miliardów lat i będzie na nim
przebywać jeszcze drugie tyle. Gdy wodór w jądrze zostanie wypalony, rozszerzy się i stanie się
na pewien czas czerwonym olbrzymem.
Cykle życia gwiazd
Gałąź czerwonych olbrzymów
Czerwone olbrzymy to gwiazdy o stosunkowo niewielkiej masie (od 0,5 do ok. 8-10 mas Słońca),
będąca na schyłkowym etapie ewolucji. Nazwa pochodzi od obserwowanej barwy i dużych
rozmiarów (setki razy większych od promienia Słońca). Gwiazda po zsyntetyzowaniu helu z całej
ilości wodoru w jądrze zaczyna syntezę helu z warstw wodoru położonych bliżej jej powierzchni.
Po ustaniu reakcji w jądrze helowym, ulega ono kontrakcji pod wpływem własnej grawitacji.
Wydzielona wówczas energia oddawana jest częściowo zewnętrznej powłoce gwiazdy, gdzie
zaczyna się synteza helu. Kontrakcji jądra towarzyszy ekspansja otoczki, co powoduje znaczne
zwiększenie rozmiarów gwiazdy. Wskutek tego, moc wytwarzana w gwieździe jest wyświecana
ze znacznie większej powierzchni, a zatem spada jej obserwowana temperatura powierzchniowa
i następuje zmiana barwy gwiazdy w kierunku czerwieni.
Przykładami takich gwiazd są: Aldebaran, Polluks, Deneb Kaitos (beta Ceti).
Czerwone nadolbrzymy
Gwiazdy mające masę około 10 mas Słońca po „wypaleniu” wodoru przechodzą do fazy
„spalania” helu w cięższe pierwiastki, takie jak węgiel i tlen, co wiąże się ze znacznym
zwiększeniem ich rozmiarów oraz z obniżeniem temperatury, która na powierzchni wynosi 35004500K. W tym czasie gwiazda przemieszcza się na diagramie H-R do obszaru czerwonych
nadolbrzymów. Średnica takich gwiazd zaobserwowanych w naszej Galaktyce jest około 1500
razy większa od średnicy Słońca, czyli około 7 j.a. (gdyby Słońce miało taką wielkość sięgnęłoby
orbity Jowisza).
Strona 3 z 5
Cykle życia gwiazd – Projekt Faulkes Telescope
Stadium czerwonego olbrzyma trwa względnie krótko - rzędu miliona lat. Najbardziej masywne
czerwone nadolbrzymy przekształcają się w gwiazdy Wolfa-Rayeta, natomiast mające mniejsza
masę kończą swoje życie jako supernowe.
Niebieskie nadolbrzymy
Błękitne nadolbrzymy są wyjątkowo gorące i jasne. Temperatura na ich powierzchni wynosi od
ok. 20 000 do 50 000 K, co powoduje, że znaczna część energii gwiazdy zostaje
wypromieniowana w zakresie ultrafioletu, niewidzialnego dla naszych oczu. Ich masa zwykle
zawiera się w przedziale od 10 do 50 mas Słońca, a promień dochodzi do 25 promieni Słońca.
Gwiazdy te występują bardzo rzadko i należą do najgorętszych, największych i najjaśniejszych
gwiazd we Wszechświecie. Żyją względnie krótko, bo tylko 10 do 50 milionów lat.
Najbardziej znanym przykładem błękitnego nadolbrzyma jest Rigel - najjaśniejsza gwiazda w
gwiazdozbiorze Oriona, mająca masę 20-krotnie większą od Słońca, ale świecąca 60 000 razy
jaśniej.
Białe karły
Gdy cały hel w jądrze zostanie zamieniony na inne pierwiastki, zewnętrzne warstwy gwiazdy
zostają odrzucone na zewnątrz tworząc mgławicę planetarną. Pozostałe w centrum, odkryte
jądro gwiazdy (zbudowane z węgla i tlenu) tworzy twór zwany białym karłem. Biały karzeł nie
może podtrzymać reakcji jądrowych zatem staje się stopniowo chłodniejszy i ciemniejszy.
Ewolucja od czerwonych olbrzymów do obszaru białych karłów zachodzi bardzo szybko w
porównaniu z czasem przebywania na ciągu głównym.
W 1926 roku R.H. Fowler wytłumaczył ogromną gęstość białych karłów opisując własności
zdegenerowanego gazu elektronowego poprzez zastosowanie statystyki Fermiego-Diraca
opracowanej kilka miesięcy wcześniej. W oparciu o tę statystykę zastosowaną do
relatywistycznego gazu elektronowego w białym karle S. Chandrasekhar w 1930 roku (Astroph. J.
74, 81–82) w swoim artykule The maximum mass of ideal white dwarfs wyprowadził wzór na
masę maksymalną białego karła i obliczył, że jest ona rzędu 1,2–1,4 masy Słońca. W 1983
otrzymał za to nagrodę Nobla z fizyki.
Cykle życia gwiazd
Diagramy Barwa – Jasność (DBJ)
Aby skonstruować diagram HR, musimy znać temperaturę i moc promieniowania gwiazdy.
Najprostszym wskaźnikiem temperatury gwiazdy jest jej kolor. Barwa gwiazdy to po prostu miara
jasności gwiazdy w jednym filtrze w porównaniu do jasności w drugim filtrze. Najbardziej
rozpowszechnionym jest system wskaźnika barwy B-V, który jest po prostu różnicą jasności
gwiazdy w filtrze B (niebieskim) i jasności w filtrze V (wizualnym – zielono-żółtym).
Moc promieniowania gwiazdy może być określona ze znajomości jej jasności widomej i
odległości. Jednakże jeśli nie znamy odległości do gwiazdy to nie możemy określić jej mocy
promieniowania. Aby obejść ten problem astronomowie używają powszechnie diagramów barwajasność, które w rzeczywistości są prostą odmianą diagramów HR.
Poniżej przedstawiono przykłady diagramów barwa - jasność dla gromad gwiazd: otwartych (lewy
diagram) i kulistych (diagram prawy). Gromady kuliste to sferyczne grupy gwiazd składające się
od dziesiątek tysięcy do milionów starych (do 12 mld lat) gwiazd utrzymywanych poprzez siły
wzajemnego przyciągania grawitacyjnego. Gromady otwarte to luźniejsze zgrupowania gwiazd
bez wyraźnej centralnej koncentracji.
Strona 4 z 5
Cykle życia gwiazd – Projekt Faulkes Telescope
Cykle życia gwiazd
Na diagramach barwa – jasność dla gromad otwartych ciąg główny jest wyraźnie widoczny. Jest
on zwykle lepiej zdefiniowany niż ciąg główny dla gromad kulistych ponieważ te ostatnie
zawierają głównie stare gwiazdy które przeewoluowały z ciągu głównego do gałęzi czerwonych
olbrzymów (RGB). Jeżeli ciąg główny jest dobrze zdefiniowany, oznacza to, że gwiazdy w
gromadzie są praktycznie w tym samym wieku, gdyż większość masywnych gwiazd nie opuściło
jeszcze ciągu głównego i nie przemieściło się do gałęzi olbrzymów.
Strona 5 z 5