Starożytni mniemali, że gwiazdy – w liczbie około 6000

Starożytni mniemali, że gwiazdy – w liczbie około 6000 – przymocowane są do ostatniej
sfery, leżącej poza sferą Saturna. W 134r. p.n.e. Hipparch sporządził katalog gwiazd, który
była pierwszą rzetelną pracą tego typu. Umieścił w nim 850 jaśniejszych gwiazd (a żyjący
300 lat później Ptolemeusz dodał jeszcze 170). Według rzymskiego pisarza Pliniusza wielkie
było zdziwienie Hipparcha gdy pewnej nocy spostrzegł nagle gwiazdę której nie było tam
jeszcze w noc poprzednią. Być może uprzytomnił sobie wtedy, że gwiazdy pojawiają się i
znikają.
Obecnie wiemy już, że każda gwiazda ma określony czas życia: rodzi się, żyje i umiera.
Najbardziej zagadkowym okresem życia gwiazdy są jej narodziny. Dzięki specjalnym
przyrządom – detektorom podczerwieni, czułym na ciepło wyzwalane w procesie formowania
się gwiazd możemy odsłonić tajemnicę ich narodzin. Od miliardów lat atomy gazu i pyłu,
które gromadzą się w gigantycznych ciemnych obłokach o rozmiarach setek lat świetlnych
zaczynają się zapadać i ten zapadający się obłok to zaczątek nowej gwiazdy. Siła grawitacji
ściąga bowiem gaz i pył w gęstą, wirującą kulę. Zapadający się obłok tworzy setki zagęszczeń
gazu, z których każde zaczyna się kurczyć, a materia w skupiskach staje się bardzo gorąca. W
końcu zaczyna świecić i staję się tzw. protogwiazdą. Nie jest ona właściwą gwiazdą , dopóki
nie rozpoczną się w niej reakcje termojądrowe i wytwarzanie energii. Energia ta emitowana z
młodych gwiazd w formie promieniowania ultrafioletowego, powoduje świecenie resztek
otaczającej materii, która zaczyna jaśnieć dając piękną mgławicę, taką jak przypominającą
wachlarz, Wielką Mgławicę w Orionie.
Młode gwiazdy charakteryzuje szereg wyraźnych cech związanych z ich narodzinami,jak
wspomniane wcześniej istnienie wokół nich otoczek gazowych i nieregularne zmiany
jasności. Z czasem jednak w ciągu kilkudziesięciu milionów lat zjawiska te wyraźnie słabną i
gwiazda staje się prawie nieodróżnialna od gwiazdy w zawansowanym wieku. Istnieje jednak
jedna wyraźna cecha, która jest oznaką młodości gwiazdy: obecność w jej atmosferze litu.
Gwiazdy te charakteryzują bardzo energiczne zjawiska mieszania się materii warstw
powierzchniowych i warstw głębokich. W ten sposób powierzchniowa materia zawierająca lit
dostaje się do gorącego wnętrza gwiazdy i wraca po pewnym czasie już go nie zawierając.
Oczywiście, tym mniej będzie litu w atmosferze takiej gwiazdy, im dłużej trwa proces
mieszania, a więc im dłużej istnieje gwiazda.
Po zakończeniu procesu kontrakcji, tzn. po osiągnięciu przez protogwiazdę stanu równowagi
hydrostatycznej i termicznej, w gwiazdach o masach większych od 0,08 masy Słońca
rozpoczyna się termojądrowa przemiana atomów wodoru w atomy helu, tzw. spalanie
wodoru. Czas trwania tej fazy, zwanej fazą ciągu głównego (gdyż gwiazdy znajdują się
wówczas na ciągu na diagramie Hertzsprunga – Russella) zależy w dużym stopniu od
początkowej masy gwiazdy i zawiera się w granicach od ok. 10 mln lat dla gwiazd o masie
około 1,5 masy Słońca do ponad 10 mld lat dla gwiazd o masie Słońca.
Jasność, temperatura oraz rozmiar gwiazdy zależy także od jej masy: im gwiazda
masywniejsza tym jest większa, bardziej gorąca i jaśniej świeci. Gwiazdy większe, jaśniejsze,
dają światło białe lub niebiesko – białe, gwiazdy mniejsze, słabsze dają światło
pomarańczowe lub nawet czerwone.
Słońce jest typową gwiazdą ciągu głównego o przeciętnej jasności i temperaturze. Powstałe
4,6 mld lat temu, zbliża się obecnie do wieku średniego. Przed osiągnięciem wieku 10 mld lat
nie ulegnie żadnym zmianom. Po upływie tego czasu wyczerpie mu się zapas wodoru w
nuklearnym reaktorze, pozostawiając jedynie jądro złożone z helu – reaktor przestanie
pracować. Wtedy siły grawitacji spowodują kurczenie się jądra, co przyczyni się do
podwyższenia jego temperatury. Ta dodatkowa energia cieplna spowoduje ekspansję
zewnętrznych warstw Słońca w kierunku orbit czterech najbliższych planet.
Gwiazdy żyją długo, lecz w końcu wszystkie umierają, bo kończy im się paliwo. Gwiazdy
10 – krotnie bardziej masywne niż Słońce hojnie szafują swoim paliwem nuklearnymi i
świecąc niebiesko – białym światłem zużywają zapas wodoru w ciągu zaledwie kilku
milionów lat. Po wypaleniu się wodoru zewnętrzne warstwy gwiazdy zaczynają się
rozszerzać, pęcznieją i gwiazda wchodzi w fazę czerwonego olbrzyma. Czerwona barwa
gwiazdy pochodzi stąd, że jej powierzchnia jest chłodna, nie przekracza temperatury
czerwonego żaru. Jej temperatura powierzchniowa może wynosić około 2000°C. Aby
gwiazda o niskiej temperaturze była bardzo jasna, zważywszy na niewielką ilość światła, jaką
emituje na jednostkę powierzchni, musi mieć ona powierzchnię bardzo dużą, znacznie
większą niż Słońce. Jasne czerwone gwiazdy muszą mieć średnicę być może nawet sto razy
większą niż średnica Słońca. Takie gwiazdy jak Betelgeuse czy Antares, nazywane są dlatego
czerwonymi olbrzymami.
W stadium czerwonego olbrzyma gwiazda wskutek różnych procesów, może utracić znaczną
część swej masy, co silnie modyfikuje jej dalszą ewolucję. Gdy ilość wodoru w gwieździe, w
wyniku spalania i w wyniku utraty masy, staje się bardzo mała, gwiazda zaczyna się kurczyć.
Dość szybko staje się mała i bardzo gorąca. Gdy jej temperatura powierzchniowa wzrośnie
powyżej 30 000°K, część wyrzuconej wcześniej materii zaczyna świecić w formie mgławicy
planetarnej. Przez dość krótki okres gwiazda pozostaje jądrem mgławicy planetarnej. Zużywa
wtedy resztki swego paliwa jądrowego, następnie zaczyna stygnąć i staje się białym, a później
czarnym karłem.
Zewnętrzne warstwy uchodząc w przestrzeń , pozostawiają jedynie martwe jądro zwane
właśnie białym karłem, który nie ma własnego źródła energii, a jego energia cieplna powoli
rozprasza się w kosmosie. Syriusz B, towarzysz najjaśniejszego na naszym niebie Syriusza A,
stanowi przykład białego karła. Ponieważ gwiazda ta ma wielką gęstość i małe rozmiary,
stanowi również przykład gwiazdy, która przeszła przez stadium zapadania grawitacyjnego.
Syriusz B i wszystkie białe karły to gwiazdy, które opuściły już ciąg główny. Białe karły
mogą stanowić do 15% gwiazd w galaktyce. Oznacza to, że galaktyka zawiera – być może 45
miliardów białych karłów.
Gwiazdy o dużej masie są źródłem potężnych wybuchów. Gdy masa węglowotlenowa
jądra rośnie w wyniku w wyniku spalania helu i wodoru, po pewnym czasie jądro zaczyna się
ogrzewać i gdy jego masa zaczyna osiągać krytyczną wartość ok. 1,4 masy Słońca w centrum
następuje zapalenie węgla, Proces ten jest bardzo gwałtowny i prowadzi do wybuchu
supernowej. Otoczka gwiazdy rozprasza się w przestrzeni, a jądro zapada tworząc gwiazdę
neutronową.
W 1054 r., astronomowie w Chinach ujrzeli wybuch gwiazdy w gwiazdozbiorze Byka.
Dzisiaj jej miejsce zajmuje gwiezdny rozbitek o rozmiarach 15 lat świetlnych, Mgławica
Krab. Jest ona znacznie jaśniejsza niż pozostałości po wybuchach większych supernowych,
gdyż jej jądrem jest wirująca gwiazda neutronowa o silnym polu magnetycznym zwanym
pulsarem. Pulsar ten ma średnicę zaledwie 25 km, lecz jego masa jest większa od masy
Słońca. Błyska on, czyli pulsuje, 30 razy na sekundę. W miarę upływu czasu błyska z
mniejszą częstotliwością, gdyż wiruje coraz wolniej. Pulsary są niczym latarnie morskie:
podczas obrotu emitują potężne wiązki promieniowania, zwykle radiowego. W naszej
Galaktyce odkryto ponad 400 pulsarów. Jeden z nich pulsuje 642 razy na sekundę.
Gwiazdy o masach początkowych większych niż ok.8 mas Słońca zapalają węgiel w
centrum spokojnie, następnie fazy ewolucji przebiegają bardzo szybko i po wyczerpaniu
węgla zapalają i wyczerpują: tlen, neon, magnez, krzem, nikiel. Końcowym produktem jest
jądro żelazne, które wobec braku dalszych źródeł energii gwałtownie się zapada. Implozji
jądra towarzyszy eksplozja otoczki , prowadząca do wybuchu bardzo jasnej supernowej.
Pozostałością po wybuchu jest czarna dziura. Supernowe to nie tylko zniszczone. Ich popioły
rozprzestrzeniają się w kosmosie i stają się surowcem dla nowego pokolenia gwiazd.
Bibliografia:
Asimow I., Wybuchające gwiazdy,Warszawa, 1989
Couoer H., Henbest N., Ilustrowany atlas kosmosu, b.m., 1992
Dworak Z., Zajdler L., Planety. Gwiazdy. Wszechświat , Warszawa, 1989
Popularna encyklopedia powszechna, t.6, Kraków, 1995