Ewolucja gwiazd

Gwiazda – ciało niebieskie będące skupiskiem materii, w
której zachodzą reakcje syntezy jądrowej.
Wyzwolona w nich energia jest emitowana w
postaci światła widzialnego.
Słońce, najbliższa Ziemi
gwiazda,
w dalekim ultrafiolecie.
Wszechświat ulega
ewolucji, podobnie ewolucji
podlegają znajdujące się w
nim obiekty np. galaktyki,
gwiazdy. Dzisiejsza wiedza
nie daje nam pewności, czy
wcześniej powstawały
galaktyki czy gromady
galaktyk. Lepiej rozumiemy
natomiast procesy, które
doprowadziły do tworzenia
i ewolucji gwiazd.
Ewolucja gwiazdy
składa się z
kilku etapów, podczas których jej
wielkość i temperatura ulegają
gwałtownym zmianom. Długość życia
i przebieg ewolucji gwiazdy zależy
głównie od jej masy: im większa masa,
tym szybciej gwiazda zużywa zawarte
w niej gazy w reakcjach jądrowych
i tym szybciej umiera.
Narodziny gwiazdy
Gwiazda powstaje z obłoku międzygwiazdowego
składającego się z pyłu i gazu głównie wodoru w
postaci atomowej, jedną czwartą stanowi hel,
a pozostałe atomy i pył to mniej niż 1% masy.
W obszarach zagęszczenia następuje łączenie
się atomów wodoru w molekuły H2, w wyniku
czego powstaje obłok molekularny .
Typowa gęstość obłoku molekularnego to kilka
milionów cząstek w cm3. Masa GMC wynosi od
100 000 do 10 000 000 mas Słońca, a rozmiary
obłoku są rzędu od 50 do 300 lat świetlnych.
NGC 604, obszar tworzenia
się gwiazd w galaktyce
Triangulum - Trójkąta
Wykres Hertzsprunga-Russella klasyfikujący
gwiazdy.
Powyższy wykres przedstawia kolejne fazy.
Na początku, gdy rozpoczyna
się fuzja wodoru, gwiazda przemieszcza się
na diagramie H-R w lewo (rośnie jej
temperatura) osiągając ciąg główny.
Gdy zasoby wodoru zmniejszają się,
a w reakcjach jądrowych coraz większą rolę
zaczyna odgrywać hel, gwiazda opuszcza
ciąg główny przesuwając się na diagramie
H-R w prawą stronę i w górę (zmniejsza się
jej temperatura i rośnie jasność).
To, jak długo gwiazda pozostaje
w ciągu głównym, zależy od jej masy.
Gwiazdy o masie:
 poniżej 10% (masy Słońca) stają się od razu białymi
karłami
 od 10%-40% po bardzo długim czasie z gwiazdy
ciągu głównego stanie się białym karłem.
 od 40% do 300% w końcu swego życia stają się
czerwonymi olbrzymami, a ostatecznie po "spaleniu"
helu stają się białymi karłami.
większa od 300% , to po krótkim pobycie na ciągu
głównym gwiazda staje się nadolbrzymem, nową
lub supernową, by ostatecznie skończyć jako biały
karzeł, gwiazda neutronowa lub czarna dziura.
W zależności od masy początkowej protogwiazdy
ewolucja gwiazdy może przebiegać kilkoma szlakami.
Protogwiazda - tworząca się
dopiero gwiazda (jeszcze
przed dojściem do ciągu
głównego, czyli zapadający
się na skutek grawitacji
(i rozgrzewający przy tym)
obłok materii
międzygwiazdowej.
W jej wnętrzu nie zachodzą
jeszcze reakcje termojądrowe.
Emituje on promieniowanie
cieplne głównie z zakresu
podczerwieni na skutek
kurczenia się.
I.
protogwiazda → błękitny nadolbrzym → czarna dziura
Błękitny nadolbrzym (lub niebieski nadolbrzym) –
gwiazda o typie widmowym O lub B należąca
do I klasy jasności.
Porównanie rozmiarów Słońca i błękitnego nadolbrzyma (Rigel)
II. protogwiazda → błękitny nadolbrzym →
supernowa → czarna dziura
Supernowa –
w astronomii termin
określający kilka
rodzajów kosmicznych
eksplozji, które
powodują powstanie
na niebie niezwykle
jasnego obiektu, który
już po kilku tygodniach
bądź miesiącach staje
się niemal
niewidoczny.
Pozostałość po
„Gwieździe Keplera”
Czarna dziura
–
obszar czasoprzestrzeni,
którego, z uwagi na wpływ
grawitacji, nic, łącznie
ze światłem, nie może opuścić.
Symulowany widok czarnej dziury.
III. protogwiazda → błękitny nadolbrzym → czerwony
olbrzym → supernowa → gwiazda neutronowa
Czerwony olbrzym – gwiazda
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.
Gwiazda neutronowa – gwiazda
zdegenerowana powstała w
wyniku ewolucji gwiazd o dużych
masach (~ 8–10 mas Słońca).
Powstają podczas
wybuchu supernowej (supernowe
typu II lub Ib) lub kolapsu białego
karła (supernowa typu Ia) w
układach podwójnych.
Materia składająca się na gwiazdy
neutronowe jest niezwykle gęsta,
przy średnicy 10–15 km gwiazdy
tego typu mają masę od 1,4 do
2,5 mas Słońca. Łyżeczka materii
neutronowej ma masę
ok. 6 miliardów ton.
Pulsar Vela
IV. protogwiazda → gwiazda ciągu głównego typu
naszego Słońca → czerwony olbrzym → mgławica
planetarna → biały karzeł → czarny karzeł
Mgławica planetarna –
obłok gazu i pyłu powstałego
z zewnętrznych
warstw gwiazdy kończącej
etap syntezy jądrowej we
wnętrzu.
W centrum takiego obiektu
odkrywane są zwykle białe
karły, w które zamieniają się
gwiazdy po utracie otoczki.
Cztery mgławice planetarne
Biały karzeł – niewielki
(rozmiarów Ziemi) obiekt
astronomiczny składający
się ze zdegenerowanej
materii, emitujący
m.in. promieniowanie
widzialne. Powstaje po
ustaniu reakcji jądrowych
w gwieździe o małej lub
średniej masie.
Syriusz jest gwiazdą podwójną;
strzałka wskazuje białego karła,
Syriusza B
V. protogwiazda → czerwony karzeł
→ biały karzeł
VI. protogwiazda → brązowy karzeł
Brązowy karzeł – obiekt
gwiazdopodobny o masie zbyt małej
(poniżej ok. 8% masy Słońca – 80 mas
Jowisza), by mogły zachodzić w nim
reakcje przemiany wodoru w hel.
Od planet-olbrzymów odróżnia je to,
że są zdolne do syntezy
deuteru przynajmniej na początku
swojego istnienia. Brązowe karły
często występują samotnie
w przestrzeni. Określa się je czasem
mianem "niewypałów", "super
planet", bądź "nieudanych gwiazd".
Gwiazda 54 Piscium i
krążący wokół niej
brązowy karzeł 54
Psc B
Starzenie się gwiazd
Dalszy los gwiazdy jest ściśle związany z jej
masą. Gwiazda o masie mniejszej niż połowa
masy Słońca nigdy nie będzie w stanie dokonać
dalszej syntezy z helu, nawet gdy w jądrze
zakończy się już synteza helu z wodoru.
Powodem tego jest nikła masa gwiazdy, która
nie pozwala jej wywrzeć wystarczająco dużego
ciśnienia na jądro. Te gwiazdy to czerwone
karły, takie jak np. Proxima Centauri i żyją one
przez setki miliardów lat.
Wszechświat jest wciąż za młody, aby któraś z
tych gwiazd mogła już wyczerpać całe swoje
paliwo.
Gwiazdy zwarte - śmierć gwiazd
Przez zwarte gwiazdy rozumiemy gęste zwarte
gwiazdy w ostatnim swym stadium ewolucji. Do tej
klasy należą białe karły, gwiazdy neutronowe i
czarne dziury. W szczególnych przypadkach
hiperolbrzymów ich żywot może się zakończyć
wybuchem tzw. pair instability supernova, który
całkowicie rozrywa gwiazdę.
Schemat hiperolbrzyma, ciśnienie
promieniowania gamma przeciwstawia się
grawitacji zewnętrznych warstw gwiazdy
Najbliższa Ziemi gwiazda
- Słońce
Słońce jest pojedynczą gwiazdą ciągu głównego.
Jego typ widmowy G2 charakteryzuje
biaława barwa i obecność
w widmie linii zjonizowanych i neutralnych metali
oraz bardzo słabych linii wodoru.
Jest ono jaśniejsze i ma większą masę niż
przeciętna gwiazda w Drodze Mlecznej, spośród
których około 85% stanowią czerwone karły.
wykonała
Angelika Miszkurka 3TCPG