Parametry gwiazd Wielkość Jasność Temperatura Wiek gwiazdy i

Autor: Tadeusz Stolarczyk kl. III D
rok szkolny 2009/2009
Gwiazda - ciało niebieskie będące
skupiskiem związanej grawitacyjnie
materii, w którym zachodzą reakcje
syntezy jądrowej. Wyzwolona w nich
energia jest emitowana
w postaci promieniowania
elektromagnetycznego, a w szczególności
pod postacią światła widzialnego. Gwiazdy
mają kształt zbliżony do kuli, zbudowane
są głównie z wodoru i helu.
Gwiazdy nie są jednakowe. Różnią się one od
siebie wieloma parametrami. Oto niektóre z
nich:
Barwa
Temperatura
Wielkość
Wiek
gwiazdy i
czas życia
gwiazdy
Jasność
Typ widmowy gwiazdy
Skala wielkości gwiazd jest bardzo duża.
Istnieją gwiazdy o średnicy kilkunastu
kilometrów - są to gwiazdy neutronowe,
jednak – jak i gwiazdy zwane
hiperolbrzymami – umieszczone w
centrum układy Słonecznego swą
powierzchnią sięgnęły by do orbity
Jowisza, może nawet Saturna.
Temperatura powierzchniowa gwiazd
wacha się od około 2500 kelwinów,
do około 100 000 kelwinów
(pojedyncze przypadki gwiazd mogą
być gorętsze lub zimniejsze)
Zasadniczo kolory gwiazd są następujące:
Czerwony, pomarańczowy, żółty, biały, błękitny.
Istnieją też obiekty gwiazdopodobne, zwane
brązowymi karłami, które jak sama nazwa wskazuje
są brązowe. Kolor gwiazdy jest zależny od jej
temperatury. Najzimniejsze gwiazdy (nie licząc
gwiazd neutronowych i brązowych karłów) mają
kolor czerwony.
W miarę wzrostu temperatury powierzchni gwiazdy
jej kolor zmienia się od czerwonego, poprzez żółty,
biały do błękitnego, który jest kolorem
najgorętszych gwiazd.
Jasność gwiazd określa się na podstawie klas jasności gwiazd.
Jest to cecha ściśle związana z wielkością gwiazdy. Jaśniejsze
gwiazdy są większe niż ciemniejsze. Klas jasności gwiazd jest 8:
0 - Hiperolbrzymy - najjaśniejsze ze wszystkich gwiazd.
I - Nadolbrzymy - bardzo jasne i masywne gwiazdy przy końcu
swojego życia. Dzielą się na typy Ia i Ib, przy czym Ia reprezentuje
te najjaśniejsze (jest także typ Iab- pośredni).
II - Jasne olbrzymy - gwiazdy mające jasność pomiędzy
olbrzymami a nadolbrzymami.
III - Olbrzymy - niezbyt masywne gwiazdy przy końcu swego życia.
IV - Podolbrzymy - gwiazdy, które zaczęły się przekształcać w
olbrzymy lub nadolbrzymy
V - Karły – Wszystkie normalnie spalające wodór gwiazdy.
VI - Podkarły
VII - Białe karły
Czas życia gwiazdy rozpoczyna się w momencie
zapoczątkowania przez nią reakcji termojądrowych
przekształcających wodór w hel. Śmierć gwiazdy
następuje w chwili ustania procesów
termojądrowych. Długość tego okresu zależy od
początkowej masy gwiazdy. Gwiazdy małe mogą żyć
wiele miliardów lat. Natomiast gwiazdy masywne
żyją czasami tylko kilka milionów lat. Jest to zależne
od tempa spalania wodoru a później innych
pierwiastków w jądrze gwiazdy. Im gwiazda
masywniejsza, tym proces ten przebiega szybciej.
W astronomii typ widmowy to klasyfikacja gwiazd oparta na
widmie światła wysyłanego przez gwiazdę. Widmo światła
emitowanego przez gwiazdę jest określone przez trzy podstawowe
parametry atmosfery gwiazdy, a mianowicie:
- ich temperaturę,
- ciśnienie gazu,
- skład chemiczny.
Z powyższych czynników największy wpływ na postać widma
gwiazdowego ma temperatura. Widma gwiazd o niskiej
temperaturze powierzchni świadczą o obecności tam prostych
związków chemicznych. Wraz ze wzrostem temperatury spada
liczba cząstek a atomy ulegają jonizacji.
Temperatura fotosfery określa również barwę emitowanego
światła, stąd wyraźny związek pomiędzy poszczególnymi typami
widmowymi a barwą gwiazdy.
Widmo spektroskopowe to zarejestrowany obraz
promieniowania rozłożonego na poszczególne częstotliwości,
długości fal lub energie. Widmo, które powstało w wyniku
emisji promieniowania przez analizowaną substancję albo na
skutek kontaktu z nią (przeszło przez nią lub zostało przez nią
odbite), może dostarczyć szeregu cennych informacji o
badanej substancji.
Widma zawierają zwykle elementy charakterystyczne dla
substancji obecnych w badanej próbce, widoczne w postaci
"linii", "pasm" lub "pików", stąd, w najprostszym przypadku
wykorzystuje się je do analizy składu badanej próbki
lub/i zawartości w niej różnych składników (przykładem może
być analiza składu chemicznego gwiazd na podstawie analizy
widma emitowanego przez nie światła).
Wygląd widma spektroskopowego gwiazd jest podstawą do
ich klasyfikacji. Górne widmo jest charakterystyczne dla
białych gwiazd, takich jak Deneb
(typ A) w Łabędziu. Dolne widmo jest charakterystyczne dla
czerwonych gwiazd, jak Betelgeuse (typ M) w Orionie.
Około 99% gwiazd na niebie można podzielić na siedem
podstawowych typów widmowych:
O – barwa niebiesko-biała – od 25 000 do 50 000 K
– silne linie helu zjonizowanego, np. Heka
B – barwa niebiesko-biała – od 11 000 do 25 000 K –
wyraźne linie obojętnego helu
A – barwa biała – od 7500 do 11 000 K – widmo
zdominowane przez linie wodoru serii Balmera,
np. Syriusz i Wega
F – barwa żółtobiała – od 6 000 do 7500 K – linie
serii Balmera słabną, pojawiają się linie metali
neutralnych np. Procjon
G – barwa żółta – od 5000 do 6000 K – liczne linie
metali neutralnych, bardzo silne linie wapnia
zjonizowanego, wyraźny spadek ilości światła w
części fioletowej widma, np. Słońce
K – barwa pomarańczowa – od 3500 do 5000 K –
silne linie metali nie zjonizowanych, liczne pasma
cząsteczkowe, np. Arktur
M – barwa czerwona – poniżej 3500 K, posiada
pasma cząsteczkowe tlenku tytanu, np. Antares
Podstawowe typy widmowe dzielimy ponadto na 10
podtypów, oznaczonych cyframi od 0 do 9,
umieszczonymi za symbolem literowym, w kolejności
malejącej temperatury.
1 % gwiazd zalicza się do kilku innych typów
widmowych. Są one następujące:
W – gwiazd Wolfa-Rayeta o temperaturze powierzchni
100 000 K
Q – gwiazd nowych
R i N – gwiazd węglowych
S – gwiazd cyrkonowych.
L – zawierające w swoim widmie dużą ilość litu, ok.
1300-2500 K
T – chłodniejsze od klasy M, ok. 1000 K
Y – chłodniejsze nawet od T, typ teoretyczny nie
potwierdzony obserwacjami
C – inne gwiazdy węglowe
P – nadawane czasem oznaczenie mgławicy
planetarnej
Oprócz tego istnieje jeszcze szereg innych oznaczeń
dodatkowych, określających wielkość gwiazdy (np.
zarówno czerwony nadolbrzym jak i czerwony karzeł
mogą mieć typ gwiazdowy M), a także dodatkowe
oznaczenia mówiące o składzie chemicznym
gwiazdy lub o jej szczególnych cechach.
Diagram Hertzsprunga-Russella (H-R) - wykres
klasyfikujący gwiazdy. Został on podany w 1911 r.
przez E. Hertzsprunga,
a w 1913 r. udoskonalony przez H.N. Russella.
W wykresie tym na jednej z osi układu współrzędnych
podany jest typ widmowy (lub temperatura fotosfery
albo wskaźnik barwy), natomiast na drugiej osi podana
jest jasność. Na diagramie H-R gwiazdy grupują się w
pewnych obszarach, większość gwiazd tworzy tzw.
ciąg główny ("biegnący" po przekątnej od prawego
dolnego do lewego górnego rogu wykresu),
są to głównie młode gwiazdy (I populacji).
Gałąź leżąca bezpośrednio poniżej ciągu głównego - to
gałąź podkarłów (gwiazd II populacji). W lewym
dolnym rogu wykresu znajduje się grupa białych
karłów, natomiast nad ciągiem głównym znajdują się
kolejno od prawej grupy: podolbrzymy, czerwone
olbrzymy, olbrzymy i nadolbrzymy.
Ewolucja gwiazdy – w astronomii sekwencje zmian,
które gwiazda przechodzi podczas swego życia, w ciągu
milionów czy miliardów lat emitując promieniowanie.
Tego typu zmiany gwiazd, poza nielicznymi wyjątkami,
nie są obserwowane bezpośrednio, gdyż odbywają się
one bardzo wolno. Astronomowie obserwują wiele
gwiazd i efektów zjawisk zachodzących w gwiazdach, na
różnym etapie ich życia, i tworzą modele ewolucji
gwiazd, które porównują
z obserwacjami oraz wykonują symulacje komputerowe,
pozwalające zweryfikować modele.
Część molekularnego obłoku gazu który tworzy zagęszczenie
i zapada się, tworząc gwiazdę, ale taką w której synteza
jądrowa jeszcze się nie rozpoczęła. Obiekt taki nazywany jest
protogwiazdą. Jest to początkowe stadium ewolucji gwiazdy
– wszystkie gwiazdy mają swój początek jako zapadające się
pod wpływem grawitacji obłoki gazowe, które ogrzewają się
dzięki energii grawitacyjnej na skutek kurczenia się. Obłoki te
mają masę zwykle kilkunastu do kilkuset mas Słońca. Nie
znaczy to jednak, że cały obłok przekształca się w gwiazdę,
dotyczy to tylko jego centralnej części. Z pozostałej części
obłoku mogą powstać planety, brązowe karły, komety itd.
W momencie zapoczątkowania reakcji jądrowych niemal cały
materiał pozostały w obłoku po powstaniu gwiazdy zostaje
wymieciony przez promieniowanie.
Czas istnienia protogwiazdy zależy od jej masy.
Poniżej 8% Masy Słońca – protogwiazda nie staje się
gwiazdą
Im większa masa, tym gwiazda szybciej ogrzewa się na
skutek kurczenia się. Przykładowe czasy istnienia
protogwiazd zależnie od masy:
10 % Masy Słońca - 2 mld lat
100% Masy Słońca – 80 mln lat
10 MAS Słońca – 500 tys. lat
20 MAS Słońca – 200 tys. lat
50 MAS Słońca – 80 tys. lat
Obiekt o masie poniżej 8 – 10 % masy Słońca, nie może w
swoim centrum osiągnąć temperatury potrzebnej do
zapoczątkowania spalania wodoru w reakcji protonowoprotonowej. Obiekt taki przez jakiś czas świeci słabo
zapadając się coraz bardziej pod wpływem energii
grawitacyjnej, gdy już nie może uzyskać więcej ciepła z
procesu grawitacyjnego zapadania się, stygnie, i wg
modeli staje się czarnym karłem.
Strzałka jest zaznaczony brązowy
karzeł, towarzyszący gwieździe
15 Sge, położonej w odległości 57,7
roku świetlnego od Ziemi
w konstelacji strzały. Jego masa to
55-78 mas Jowisza, okrąża gwiazdę
macierzystą w odległości
odpowiadającej odległości
od Słońca do punktu położonego
pomiędzy orbitami Jowisza
i Saturna (14 jednostek
astronomicznych)
Protogwiazda o masie 15% do 80 % masy naszego
Słońca, po dość długim czasie ogrzewania się (im
większa masa tym czas ten jest krótszy) osiąga w
swoim jądrze temperaturę około 9 milionów
kelwinów, co umożliwia rozpoczęcie spalania wodoru
w reakcji protonowo-protonowej. (Gwiazda dołącza
to tzw. ciągu głównego i staje się CZERWONYM
KARŁEM.) Jest to w zasadzie jedyne źródło energii
czerwonego karła. Czerwony karzeł spala swój
wodór bardzo powoli, przekształcając go w hel.
Proces ten dla najlżejszych gwiazd tego typu może
trwać nawet ponad 3,5 biliona lat. Dlatego
zdecydowana większość czerwonych karłów nadal
żyje – nasz wszechświat jest jeszcze zbyt młody, aby
mogły one umrzeć.
Modele teoretyczne przewidują, że czerwone karły są
zbyt zimne, bo mogły w nich zachodzić reakcje
spalania helu, wobec czego umrą one po spaleniu
wodoru, bez stadium czerwonego olbrzyma,
odrzuciwszy wcześniej swe zewnętrzne warstwy w
stadium mgławicy planetarnej. W czerwonego
olbrzyma przekształcą się tylko te bardziej masywne
czerwone karły, które po spaleniu wodoru osiągną
masę wystarczająca do zapłonu helu w jadrze. W
rezultacie czerwone karły które nie spalały helu
przekształcą się w helowe białe karły. Gwiazdy które
zapaliły hel i przeszły fazę czerwonego olbrzyma
zostaną omówione dalej.
Czerwony Karzeł – Proxima Centauri, najbliższa po Słońcu gwiazda,
która jest czerwonym karłem, ma średnicę około 1/7 średnicy Słońca
(1,5 średnicy Jowisza). Masa wynosi około 1/7 masy Słońca (1500 mas
Jowisza). Jasność gwiazdy wynosi tylko 1/18000 jasności Słońca
Gdy protogwiazda ma masę 0,8 do 2,3 masy
naszego Słońca, przekształca się w zależności
od masy w pomarańczowego, żółtego karła lub
białą gwiazdę ciągu głównego, która spokojnie
spala swoje paliwo jądrowe w tempie
uzależnionym od jej masy; gwiazda o masie
Słońca wypali swe paliwo wodorowe w ciągu
10 mld lat, gwiazda 2 razy masywniejsza może
potrzebować na to jakieś 4-5 mld lat. Spalanie
to odbywa się albo w omówionym cyklu
protonowo-protonowym, albo w cyklu węglowo
– azotowo -tlenowym, jest zależne od masy
gwiazdy, a wiec także temperatury w jej jądrze
– im jadro gorętsze tym więcej wodoru jest
spalane w cyklu węglowym, i na odwrót.
Protogwiazdy o masie 2,3 masy naszego
Słońca do 11 mas Słońca przekształcają się w
biało-niebieskie, gorące gwiazdy. Ich energia
wewnętrzna pochodzi niemal w całości z cyklu
węglowo - azotowo-tlenowego, gdyż
temperatury ich jader znacznie przekraczają
20 mln K. Gwiazdy takie są żarłoczne – czas
spalania ich paliwa jądrowego mierzony jest w
milionach lat. Dla przykładu gwiazda o masie
10 mas Słońca spala swoje paliwo jądrowe w
ciągu ok. 10 mln lat.
Cykl węglowo-azotowo-tlenowy (CNO) - cykl przemian
jąder atomowych, których efektem jest przemiana wodoru w
hel oraz powstawanie dużych ilości energii. Jest źródłem
energii dla masywnych gwiazd, ponieważ może zachodzić
tylko w bardzo dużych temperaturach
(rzędu 20 milionów kelwinów).
Cykl ten po raz pierwszy, jako rozwiązanie problemu
powstawania energii w gwiazdach, zaproponował pracujący
w Stanach Zjednoczonych niemiecki fizyk Hans Bethe. Mniej
więcej w tym samym czasie co Bethe (1938-1939) ten sam
mechanizm opisał inny niemiecki fizyk Carl von Weizsācker.
Osiągnięcie to było jednak w późniejszych latach ignorowane
przez świat naukowy, ponieważ Weizsācker pracował dla
nazistowskich Niemiec
Szczegółowy przebieg cyklu CNO
Reakcja
Wydzielona energia
w MeV
12
C+p→
13
N→
13
14
N+γ
1,944
14,4
2,22
16,5
N
7,551
52
O+γ
7,297
46,9
2,754
17,7
4,966
30,1
C+e
14
C+p→
N+p→
15
15
13
13
O→
15
N+p→
15
+
N+e
12
+
4
C + He
raz na tysiąc reakcji zachodzi
15
N+p→
16
O+p→
17
17
F→
17
O+p→
16
O+γ
17
F+γ
O+e
14
w
+
4
N + He
Gwiazdy o masie z przedziału od 0,8 do ok.11 mas
Słońca po spaleniu wodoru w jądrze (czas ten jest
zależny od masy gwiazdy, o czym mówiłem
wcześniej) gwiazda nie ma już wodorowego paliwa
paliwa jądrowego. W jej jądrze znajduje się za to hel.
Z racji tego, że na skutek zaniku reakcji jądrowych z
udziałem wodoru nie jest wytwarzane ciśnienie na
zewnątrz gwiazdy, jądro gwiazdy kurczy się,
natomiast zewnętrzne powłoki ekspandują i
ochładzają się. Jednak tak jak w przypadku
protogwiazdy, kurczenie się jądra rozgrzewa je. Gdy
temperatura jądra gwiazdy osiągnie 100 mln K,
zostaje zapoczątkowany potrójny proces alfa. Jądra
helu powstałe podczas spalania wodoru łączą się po
3 tworząc węgiel C12.
Jest to bardzo energetyczny proces, który
produkuje duże ilości energii wewnątrz gwiazdy. Do
powstałych jąder C12 czasami dołącza jeszcze
jedna cząstka alfa tworząc jądro tlenu O16. W ten
sposób wnętrze gwiazdy z helowego przekształca
się w węglowe lub węglowo-tlenowe. Ponieważ
zewnętrze powłoki gwiazdy rozdęły się do wielkich
rozmiarów i ostygły, ich kolor zmienił się na
czerwony, a sama gwiazda została stała się
czerwonym olbrzymem. Stadium stawania się
czerwonym olbrzymem przez gwiazdę nosi nazwę
stadium podolbrzyma. Czerwone olbrzymy z racji
tego, ze ich powierzchnia jest bardzo duża, są
bardzo jasnymi gwiazdami.
Żadna gwiazda nie jest w stanie kurczyć się w
nieskończoność, by ogrzewać się i
syntezować nowe pierwiastki. Gdy gwiazda
nie może już bardziej się rozgrzać, odrzuca
ona swoje zewnętrzne powłoki, odsłaniając
swoje zapadnięte grawitacyjnie jądro, które
jest już białym karłem (którego masa nie może
być większa niż 1,4 masy Słońca). Stan ten
nazywamy mgławicą planetarną. Gdy
zewnętrze warstwy gwiazdy rozejdą się,
pozostaje sam powoli stygnący, nie tworzący
już nowych pierwiastków biały karzeł.
Jego temperatura jest bardzo wysoka,
jednak stopniowo stygnie on, i modele
teoretyczne przewidują, że po kilki
miliardach lat wystygnie tak bardzo, że
stanie się czarnym karłem. Póki co nie
powstał jeszcze żaden czarny karzeł z racji
tego, że nasz wszechświat jest na to
jeszcze zbyt młody. Wielkość białego karła
jest porównywalna z wielkością Ziemi, z
czego wynika że jest on bardzo gęsty.
Jedna łyżeczka do herbaty jego materii
waży kilka ton.
Gwiazdy o masach powyżej 11 mas Słońca należą do
rzadkości. Można podzielić je na 2 grupy: gwiazdy o
masie poniżej 40 mas Słońca i gwiazdy o masie
ponad 40 mas Słońca (maksymalna masa gwiazdy to
50 mas Słońca). Czas spalania wodoru w jądrze w
cyklu CNO dla obu tych typów gwiazd jest krótki. Te
lżejsze przekształcają się w jasne niebieskie
gwiazdy, które szybko ewoluują, spalają wodór,
puchną i ogrzewają się (podobnie jak czerwone
olbrzymy) do stadium czerwonego nadolbrzyma,
natomiast te największe na początku są błękitnymi
hiperolbrzymami, a następnie na skutek bardzo
silnego wiatru gwiezdnego odrzucają całe swoje
wodorowe powłoczki, odsłaniając tylko ewoluujące
jądra.
Synteza pierwiastków cięższych od węgla jest
liczona w w latach, a później w dniach – przy
syntezowaniu pierwiastków z grupy żelaza (Fe,
Ni, Cr, Co). Gdy oba typy gwiazd utworzą w
swoim wnętrzu żelazne jadra, nie mogą
syntezować dalej, jądra te zapadają się w
ułamkach sekund, powodując powstanie fali
uderzeniowej, które syntezuje cięższe
pierwiastki, a następnie rozrywa cała gwiazdę na
kawałki w wybuchu supernowej. Jądra gwiazd
lżejszych przekształcają się w gwiazdy
neutronowe, natomiast, jądra tych najcięższych
przekształcają się w czarne dziury.
Kolejne warstwy
odpowiadają spalania
coraz cięższych
pierwiastków