(ewolucja) gwiazdy
advertisement
Wykonała: Hanna Ligarska Gwiazda Ciało niebieskie będące skupiskiem związanej grawitacyjnie energii, w której 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 są w różnym wieku: nowo narodzone, młode, w wieku średnim i stare. Ciągle powstają nowe gwiazdy, a stare umierają. Najmłodsze, noszą nazwę po prototypie odkrtytym w gwiazdozbiorze Byka są to gwiazdy typu T Tauri (Taurus to nazwa łac. gwiazdozbioru Byka). Proces ich formowania ciągle jeszcze trwa, dlatego mówi się, że są protogwiazdami. Jasność młodych gwiazd zmienia się, ponieważ jeszcze nie weszły w stabilny stan istnienia jako normalne gwiazdy. Reakcje termojądrowe są źródłem energii utrzymującej gwiazdę przy życiu i pozwalającej jej świecić tak samo jasno przez większą część życia. Jak długo ten stan będzie trwać zależy od tego, jak masywna jest gwiazda. Będzie ona świecić nieprzerwanie dzięki syntezie jąder wodoru w jądra helu aż do całkowitego wyczerpania się wodoru w jej środku. Wiele młodych gwiazd jest zanurzonych w gęstych mgławicach, być może tworzących wokół nich wirujący dysk, z którego materia powoli spływa na powierzchnię gwiazdy. Energia materii opadającej pod wpływem działania siły przyciągania na protogwiazdę zostaje zamieniona w ciepło. To powoduje, że temperatura w samym środku protogwiazdy ciągle rośnie. Protogwiazda zamienia się w normalną gwiazdę, kiedy temperatura w niej będzie na tyle wysoka, aby mogły odbywać się reakcje termojądrowe. • protogwiazda → czerwony karzeł W→ zależności od masy • protogwiazda gwiazda ciągu głównego typu początkowej protogwiazdy ewolucja gwiazdy naszego Słońca → czerwony olbrzym → mgławica planetarna → biały karzeł może przebiegać kilkoma szlakami • protogwiazda → błękitny nadolbrzym → czerwony (patrz artykuł ewolucja gwiazd): olbrzym → supernowa → gwiazda neutronowa • protogwiazda→ błękitny nadolbrzym → supernowa → czarna dziura • protogwiazda → błękitny nadolbrzym → czarna dziura Wykresy HertzsprungaRussella wykres klasyfikujący gwiazdy. Został 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. Proces tworzenia się gwiazdy. Wewnątrz obłoku molekularnego powstaje wyraźne zagęszczenie wodoru i pyłu (1). W środku zagęszcznia tworzy się protogwiazda (2). Materia wypływa na zewnątrz z dwu biegunów protogwiazdy, a napływa na okolice równikowe (3). Nowo narodzona gwiazda jest otoczona gazowo-pyłowym dyskiem, z którego może ewentualnie powstać układ planetarny (4). Zwyczajne gwiazdy Nie wszystkie gwiazdy są dokładnie takie jak Słońce. Przede wszystkim różnią się kolorem. Niektóre są czerwonawe, inne - białe bądź niebieskawe, tylko część jest żółta jak nasze Słońce. Gwiazdy różnią się także jasnością. Jak jasna wydaje nam się gwiazda na niebie zależy nie tylko od tego, jak naprawdę jasno świeci, ale także od tego, jak daleko znajduje się od nas. Gdyby umieścić wszystkie gwiazdy w takiej samej odległości co Słońce, okazałoby się, że świecą one od jednej tysięcznej części jasności Słońca do nawet miliona razy jaśniej. Nawet niezmiernie słabe gwiazdy, które znajdują się stosunkowo blisko nas, mogą być jednak widoczne gołym okiem. Konstelacje gwiezdne rozpoznajemy po najśjaniej błyszczących na niebie gwiazdach. Dlaczego gwiazdy różnie świecą? Jasność gwiazdy zależy od jej masy. Od ilości materii tworzącej gwiazdę zależy, jak ona świeci i jak zmienia się z upływem czasu. Najmniejsza wartość masy potrzebna do utworzenia gwiazdy stanowi około jedną dwunastą część masy Słońca. Jeli obiekt ma mniejszą masę to jego temperatura nigdy nie będzie an tyle wysoka aby zaczęły zachodzic reakcje termojądrowe. Obiekty o masach od jednej setnej do jednej dziesiątej masy Słońca są nazywane brązowymi karłami. W ich wnętrzu jest wyzwalana pewna ilość energii, ale niewystarczająca, by stały się one prawdziwymi gwiazdami. Brązowe karły wysyłają znikome ilości promieniowania, więc trudno je odkryć. Astronomowie ciągle nie są pewni, jak ciężkie są najbardziej masywne gwiazdy. Najczęciej sądzi się, że tylko parę znanych gwiazd ma masy ponad szećdziesięciokrotnie większe od Słońca. Prawdopodobnie żadna gwiazda nie przekracza stu mas słońca. Gigantyczne powierzchnie sprawiają, że olbrzymy promieniują dużo więcej energii w porównaniu z normalnymi gwiazdami podobnymi do Słońca, chociaż są chłodniejsze. Na przykład, Betelgeza z gwiazdozbioru Oriona jest ponad tysiąc razy większa od Słońca - normalna czerwona gwiazda jest od niego około dziesięć razy mniejsza. Gwiazdy normalne nazywa się karłami (w porównaniu z olbrzymami). Olbrzymy i karły są gwiazdami w różnym wieku. Zwykle normalna gwiazda staje się w pewnym momencie olbrzymem, a na starość może znowu powrócić do rozmiarów karła. Porównywanie rozmiarów Słońca z rozmiarami czerwonego i białego karła (po lewej) oraz olbrzymów (po prawej). 1 Biały karzeł 2 Czerwony karzeł 3 Słońce 4 Czerwony olbrzym 5 Niebieski olbrzym Rozmiary kątowe udaje się zmierzyć tylko blisko położonym olbrzymom i nadolbrzymom. Jeli dodatkowo znana jest odległoć do gwiazdy można policzyć jej rzeczywiste rozmiary. Zwykle astronomowie okrelają wielkoci bardziej odległych gwiazd, porównując temperaturę powierzchniową gwiazdy z jej jasnocią: większa promieniuje odpowiednio więcej energii (w tym samym czasie), a mniejsza o tej samej temperaturze powierzchniowej mniej. Białe karły mają rozmiary porównywalne do naszej Ziemi, ale są od niej milion razy gęstsze. Czerwone olbrzymy są większe od okołosłonecznej orbity ziemskiej. Koleje życia (ewolucja) gwiazdy Zasoby wodoru, z jakich zbudowana jest gwiazda, kiedy się wyczerpią. Słońce zużyło już połowę swojego paliwa wodorowego w ciągu prawie 5 mld lat życia i nieuchronnie przez kolejne 5 mld cały wodór znajdujący się w jądrze zamieni się w hel. Co się wtedy stanie? Wraz z zakończeniem reakcji termojądrowych w jądrze gwiazda zaczyna gwałtownie się zmieniać. Synteza wodoru w hel zachodzi w cienkiej warstwie wokół jądra i w miarę wyczerpywania wodoru przesuwa się coraz bardziej ku powierzchni. W efekcie gwiazda zaczyna bardzo puchnąć. W tym samym czasie maleje jej temperatura powierzchniowa. W ten sposób powstaje czerwony olbrzym lub czerwony nadolbrzym. Ten etap życia przechodzą wszystkie gwiazdy. Dalsze koleje życia gwiazd są odmienne, jednak każda gwiazda osiąga wiek sędziwy i umiera. Jak długo żyje zależy od jej masy. Masywne gwiazdy kończą życie eksplozją. Zupełnie inaczej jest z gwiazdami podobnymi do Słońca pod koniec życia zaczynają się kurczyć, ostatecznie stają się bardzo gęstymi białymi karłami i znikają nam z oczu. Podczas przemian od czerwonego olbrzyma w białego karła gwiazda zwykle odrzuca części zewnętrzne w postaci gazowej warstwy kulistej, odsłaniając w ten sposób jądro. Odrzucona materia świeci jasno, gdyż jest intensywnie ogrzewana przez umierającą gwiazdę. Otaczający ją bąbel świecącego gazu zwany jest mgławicą planetarną, gdyż ujrzany przez małą lunetkę do złudzenia przypomina tarczę planety. W rzeczywistości jest oczywiście zupełnie innym obiektem. Ewolucja gwiazd bardziej masywnych (więcej niż 5 mas Słońca) poprzez stadium błękitnego olbrzyma czy błękitnego nadolbrzyma może prowadzić do stadium czerwonego nadolbrzyma. Budowa bardzo masywnych gwiazd ma strukturę warstwową, na różnych głębokościach odbywa się synteza kolejnych, coraz cięższych jąder. Dostarcza to coraz mniej energii. Reakcje pierwiastków cięższych od żelaza pochłaniają energię. Zmniejsza się ciśnienie i grawitacja zaczyna przeważać - jądro gwiazdy zaczyna się kurczyć. Zapadające się zewnętrzne warstwy zaczynają się odbijać od gęstniejącego jądra gwiazdy. Ewolucja supermasywnych gwiazd W gęstniejącym i gorącym jądrze następuje wychwyt elektronów przez protony - powstawanie neutronów i neutrin (gwiazda protoneutronowa). Neutrina przedostając się przed spadającą materię wywołują reakcje syntezy cięższych jąder niż jądro Fe. Bez wybuchów supernowych żadne cięższe niż żelazo pierwiastki nie mogłyby istnieć. Propagująca się ku powierzchni fala uderzeniowa wraz z neutrinami rozpędza materię na zewnątrz gwiazdy. Materia ta może później utworzyć następne gwiazdy czy liczne planety. Mechanizm wybuchu supernowej nie został jeszcze dobrze zrozumiany. Śmierć Gwiazdy Białe karły Są one gwiazdami stabilnymi, ponieważ ściskająca grawitacja gwiazdy jest równoważona przez siłę odpychania elektronów. Gwiazda nie ma już czego spalać, tak więc po prostu wypromieniowuje całe nagromadzone w niej ciepło w lodowatą przestrzeń kosmiczną. Trwa to miliardy lat. W końcu nie zostaje już nic prócz ciemnej, zimnej masy, która zwana jest czarnym karłem. Wszechświat jest jednak jeszcze za młody, by jakiekolwiek mogły istnieć. Gwiazda jest stabilna dzięki własnościom kwantowego gazu fermionowego (elektronów), który wytwarza ciśnienie przeciwstawiające się zapadaniu grawitacyjnemu gwiazdy. Masy białych karłów są mniejsze lub równe około 1.4 mas Słońca, a średnia gęstość jest ogromna i wynosi około 107g / cm3. Jego jądro przypomina krystaliczny metal. Gwiazda jest stabilna tak długo, jak długo ciśnienie wywołane przez elektrony zdoła przeciwstawić się zapadaniu grawitacyjnemu. Białe karły nie produkują już energii przez syntezę jądrową, świecą termicznie wychładzając się. Ich temperatura efektywna jest jednak wysoka i dlatego są białe. Jasność jest jednak niewielka. Z białymi karłami związane jest zachowanie gwiazd nowych: materia ulega akrecji na powierzchnię białego karła i podczas tego staje się tak gorąca, że "zapala się" i wybucha (wybuch termojądrowy). Zachowanie to może być cykliczne. Jeżeli masa białego karła przekracza jednak granicę Chandrasekhara, wtedy gwiazda zapada się i następuje wybuch. Gwiazda neutronowa Jest ostatnim szczeblem ewolucji gwiazd. Gwiazda neutronowa jest swego rodzaju ogromnym jądrem "atomowym". Jej rozmiar jest rzędu 10-15 km, masa 1 - 3 mas Słońca, a średnia gęstość ρ ~ 1014 g/cm3. Jeżeli pozostała po wybuchu supernowej gwiazda neutronowa ma masę większą od 3–5 mas Słońca, proces kurczenia się gwiazdy pod wpływem grawitacji postępuje dalej, aż gwiazda zapada się tworząc czarną dziurę. Nieco podobne własności mogą mieć hipotetyczne gwiazdy kwarkowe. Czarna dziura Powszechnie uważa się, że nie wszystkie supernowe prowadzą do gwiazdy neutronowej. Jeżeli masa gwiazdy jest dostatecznie duża, malejący podczas zapadania się promień gwiazdy może przekroczyć jej grawitacyjny promień Schwarzschilda i wówczas gwiazda stanie się czarną dziurą. Istnienie czarnych dziur zostało przewidziane w ogólnej teorii względności i ma dobre podstawy zarówno teoretyczne jak i obserwacyjne. Koleje życia dwóch różnych gwiazd: U góry przedstawiono etapy życia od narodzin do śmierci gwiazd tak masywnych, że wybuchają jako gwiazdy supernowe i kończą życie jako gwiazdy neutronowe, a być może jako czarne dziury. U dołu pokazano cykl życia gwiazdy o masie podobnej do słonecznej. Materia odrzucona przez gwiazdy w czasie ich ewolucji powraca do mgławicy, wzbogacając ją o pierwiastki cięższe od helu. Ten proces przedstawiają schematycznie szerokie niebieskie strzałki. Powstające w mgławicy nowe pokolenie gwiazd będzie miało już troszkę inny skład chemiczny. Gromady gwiazd Wydaje się, że większoć gwiazd rodzi się raczej w grupach (tzw. gromadach gwiazdowych) niż pojedynczo. Obserwacje gromad gwiazdowych dostarczają wielu ciekawych informacji, gdyż gwiazdy leżące w jednej gromadzie są z grubsza tak samo od nas odległe oraz mają ten sam wiek, czyli różnice ich jasności są różnicami rzeczywistymi. Ponadto rozpoczęły życie jednocześnie. Oznacza to, że gromady gwiazd pozwalają bezpośrednio śledzić różnice w przebiegu ewolucji gwiazd o różnych masach. Gromady gwiazd należą do najpiękniejszych obiektów na niebie. Są chętnie obserwowane przez miłośników astronomii i wspaniale wychodzą nawet na amatorskich fotografiach. Rozróżnia się dwa typy gromad gwiazdowych: gromady kuliste i gromady otwarte. Nadane im nazwy odpowiadają ich wyglądowi na niebie. W gromadach otwartych łatwo można zobaczyć pojedyncze gwiazdy znajdujące się w gromadzie, natomiast gromady kuliste są tak gęsto upakowanym w kulę zgrupowaniem gwiazd, że trudno w ich centralnych obszarach rozróżnić pojedyncze obiekty. Gromady otwarte Najbardziej znaną gromadą otwartą są Plejady zwane Siedmioma Siostrami lub Kurczętami. Znajdują się w gwiazdozbiorze Byka w odległoci około 400 lat świetlnych od nas. Wbrew nazwie, gołym okiem można łatwo zobaczyć jedynie sześć gwiazd, z których najjaśniejszą jest Alkione. Siódma była jeszcze widoczna w pierwszej połowie XX wieku, teraz jest prawdopodobnie zasłonięta przez ciemny obłok. Gromada trapezowa - zalicza się do gromad otwartych. Są to zwykle młode gwiazdy, rzadko kiedy osiągające 100 mln lat. Gromada jest bardzo młodym tworem według standardów astronomicznych - jej wiek nie przekracza 50 mln lat. Znajduje się w niej wiele bardzo masywnych i jasnych gwiazd, które jeszcze nie zdążyły zmienić się w czerwone olbrzymy. Plejady są typowym przedstawicielem gromad otwartych, które zawierają zwykle od kilkuset do kilku tysięcy gwiazd. Chociaż grawitacja utrzymuje gwiazdy w gromadzie otwartej, jest to równowaga dość krucha, gdyż gwiazdy są lekko z sobą powiązane i wystarczy słaba nawet siła przyciągania od innego obiektu, aby rozerwać gromadę na pojedyncze gwiazdy. Obłoki materii międzygwiazdowej będące miejscem narodzin gwiazd skoncentrowane są w dysku naszej Galaktyki. Dysk widziany przez nas "od środka", tworzy na niebie Drogę Mleczną. Właśnie w Drodze Mlecznej położone są wszystkie obserwowane gromady otwarte. Gromady kuliste, są gęsto upakowaną kulą setek, tysięcy, a nawet milionów gwiazd. Typowa gromada kulista ma rozmiary 20-400 lat świetlnych. W zatłoczonym jądrze tych gromad, gwiazdy czasem poruszają się tak blisko siebie, że siły grawitacyjne wiążą je i w ten sposób tworzą się tzw. ciasne układy podwójne gwiazd. Skrajnie bliskie spotkania gwiazd mogą je nawet łączyć w jeden obiekt albo też odrywać zewnętrzne warstwy od wnętrza gwiazd, odsłaniając jądra gwiazdowe, w których zachodziły reakcje termojądrowe. W gromadach kulistych jest 100 razy więcej gwiazd podwójnych niż w innych obszarach w galaktyce. Niektóre gwiazdy podwójne są źródłami promieniowania rentgenowskiego. Olbrzymia gromada kulista omega Centauri (NGC 5139) znajdująca się 16,5 tysiąca lat świetlnych od Słońca. Średnica o rozmiarach 620 lat świetlnych czyni omegę Centauri największą gromadą kulistą z poznanych w naszej Galaktyce. Powstała miliardy lat temu i zawiera setki tysięcy gwiazd. Z południowej półkuli jest wyraźnie widoczna gołym okiem. Wszystkie gromady są bardzo stare (powstały mniej więcej w tym samym czasie, co Galaktyka). Najprawdopodobniej utworzyły się, gdy w kolosalnym obłoku, z którego rodziła się Galaktyka, powstały lokalne zagęszczenia. Gromady kuliste nie rozpraszają się w przestrzeń, jak gromady otwarte, gdyż gwiazdy są tam tak gęsto upakowane, że tworzą silne pole grawitacyjne, żelazną ręką trzymające razem całą gromadę. Artystyczna wizja czarnej dziury w układzie podwójnym. Czarna dziura "ściąga" materię nie tylko od swojej towarzyszki ale także od najbliższego i trochę dalszego otoczenia. Rysunek przedstawiający układ podwójny z białym karłem. Wyraźnie widać most i dysk akrecyjny wokół białego karła. Kiedy jedna z gwiazd w układzie podwójnym jest gwiazdą neutronową, olbrzymia ilość energii wyzwalana jest w postaci promieni rentgenowskich w wyniku spływania materii na gwiazdę neutronową z jej towarzyszki. Znamy dwa rodzaje układów podwójnych gwiazd. -W jednym towarzyszem gwiazdy neutronowej jest biały karzeł. -W drugim - masywny niebieski olbrzym. Na rysunku pokazano oba układy w podobnej skali. Dla lepszego porównania podany jest także rozmiar Słońca. Układ podwójny gwiazd, w którym towarzyszem jest biały karzeł, narysowany jest także w powiększeniu. Większość z podanych wiadomości to tylko przypuszczenia, ponieważ wszechświat jest jeszcze za młody i takie zjawiska zwyczajnie nie miały jeszcze miejsca. Źródła: - Encyklopedia szkolna. Fizyka z astronomią. Wydawnictwo: WSiP - Wielka encyklopedia PWN T.12. Wydawnictwo Naukowe PWN - Encyklopedia „Wiedzy i życia” – „Gwiazdy i galaktyki”. Wydawnictwo „Wiedza i życie”. - Internet: - http://dracul.kill.pl/~bielu/astronomia/gwiazdy/zycie.htm - http://media4.obspm.fr/egzoplanety/pages_outil-evolution/sequenceprincipale.html - http://pl.wikipedia.org/wiki/Gwiazda Koniec
