Diagram HR

Diagram H-R
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 50000oK, 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. Większość gwiazd grupuje się w tzw. ciągu głównym.
Typy gwiazd
Protogwiazda to tworząca się dopiero gwiazda, czyli zapadający się na skutek grawitacji
obłok materii międzygwiazdowej. W jej wnętrzu nie zachodzą jeszcze reakcje termojądrowe.
Emituje on promieniowanie cieplne głównie z zakresu podczerwieni na skutek kurczenia się.
Brązowy karzeł to protogwiazda, której masa jest mniejsza od 0.075 masy Słońca i jest zbyt
mała, aby mogło dojść do reakcji syntezy jądrowej. Umiera powoli, stopniowo ochładzając
się (wypromieniowując energię).
Czerwone karły są najmniejszymi, najwolniej ewoluujacymi gwiazdami. Temperatura w
nich jest zbyt niska by dalej mogła nastapić synteza helu, np. Proxima Centauri.
Czarny karzeł to ciemna nieaktywna, małych rozmiarów gwiazda.
Białe karły są gwiazdami stabilnymi, ponieważ ściskająca grawitacja gwiazdy jest
równoważona przez siłę odpychania elektronów. Gwiazda nie ma już czego spalać, więc po
prostu wypromieniowuje całe nagromadzone w niej ciepło w lodowatą przestrzeń kosmiczną.
Trwa to miliony lat.
Gwiazda ciągu głównego jest stadium poprzedzającym czerwonego olbrzyma lub
nadolbrzyma. Około 90% gwiazd przypada na szerokie pasmo ciągu głównego na diagramie
H-R
Czerwony olbrzym to gwiazda będąca w schyłkowym etapie ewolucji. Zawiera jądro
helowe otoczone powłoką, w której wodór przemienia się w hel. Promieniowanie wydostające
się z jądra gwiazdy powoduje, że jej zewnętrzne warstwy rozszerzają się i ochładzają.
Wówczas temperatura w jądrze wzrasta umożliwiając przemianę helu (2) w węgiel (6).
Nadolbrzym są gwiazdami mającymi masę od około 10 do 50 mas Słońca a promień może
przekroczyć 100 promieni Słońca. Ich czas życia jest krótki, od 10 do 50 milionów lat. W
jego wnętrzu syntezuje się coraz cięższe pierwiastki w temperaturze kilku milionów oC.
Natomiast temperatura na powierzchni gwiazdy waha się od 3 500 do 50 000 oC, czemu
odpowiada duża rozpiętość barw: od czerwonej do błękitnej.
Supernowa to kosmiczna eksplozja.
Gwiazda neutronowa powstaje gdy masa jądra po wybuchu supernowej wynosi 1.4-3 mas
Słońca, wtedy pod wpływem grawitacji zapadnie się ono poza stadium białego karła.
Wchodzące w jego skład protony (+) i elektrony (-) zostaną ściśnięte do tego stopnia, że
powstaną z nich neutrony (~).
Pulsar to gwiazda neutronowa wysyłająca dwie wiązki promieniowania świetlnego.
Czarna dziura powstaje, gdy po wybuchu supernowej masa jądra przekracza 3 masy Słońca.
Wtedy jądro zapada się, przezwyciężając siły grawitacji i kurczy się do punktu o zerowej
objętości, ale o nieskończonej masie, czyli też gęstości. Nic nawet światło nie może wydostać
się z czarnej dziury.
Nukleosynteza to proces, który utrzymuje gwiazdę przy życiu poprzez wytwarzanie
dostatecznych ilości energii, która w postaci promieniowania elektromagnetycznego uchodzi
z jej jądra, zapobiegając zapadaniu się warstw zewnętrznych.
Fizyczne podstawy ewolucji gwiazd
-Długość życia gwiazdy zależy od jej masy. Im większa masa, tym gwiazda żyje krócej, gdyż
szybciej zużywa zawarte w niej gazy w reakcjach jądrowych i szybciej umiera.
-Synteza termojądrowa dostarcza energii, która rozgrzewa gwiazdę. O szybkości przebiegu
syntezy jąder atomów wodoru w hel decyduje temperatura gazu oraz gęstość a pośrednio
ciśnienie gazu.
~ reakcja syntezy jądrowej wodoru
~ reakcja syntezy cięższych pierwiastków
3
He+4He -> 7Be +,
-Równowaga w gwieździe jest dynamiczna a jej warunki zmieniają się w miarę upływu czasu.
Zmiany mogą być powolne, ale mogą też być w pewnych obszarach gwiazdy gwałtowne, co
obserwujemy pośrednio jako rozbłyski na Słońcu. Ale globalnie gwiazda jest stabilna przez
dłuższy czas.
-Stan gazu w wybranym obszarze gwiazdy możemy opisywać jako równanie stanu gazu.
-Energia powstająca w centrum gwiazdy jest przenoszona na zewnątrz w wyniku
promieniowania wysokoenergetycznego, promieniowania cieplnego, konwekcji i
przewodnictwa cieplnego. Na ruch zjonizowanych cząstek ma wpływ pole magnetyczne
gwiazdy i odwrotnie.
6 ścieżek ewolucji gwiazd: