Ewolucja gwiazd
advertisement
Ogólny schemat życia gwiazd Gwiazdy o małej masie Mgławica Mgławice – obłoki gazu i pyłu międzygwiazdowego. Jeżeli obłok ma średnicę około jednego roku świetlnego i jest dostatecznie gęsty, to zaczyna się wolno kurczyć. Cząsteczki pyłu i atomy gazu przyciągane są przez siłę grawitacji ku wspólnemu środkowi ciężkości. W przestrzeni kosmicznej liczne są niewidoczne obłoki gazu możliwe do wykrycia tylko dzięki analizie ich widma w niewidzialnych dla oka zakresach. Ośrodek międzygwiazdowy gromadzi się w spiralnych ramionach galaktyk i jest w ciągłym ruchu. Jego tworzywo stanowią w 99% wodór i hel, zaś reszta to inne gazy oraz pył. Do mgławic należą także obłoki molekularne składające się głównie z wodoru dwuatomowego H2 i tlenku węgla CO2. Mają one temperaturę ok. 10 K. Rozmiary, temperatura i skład molekularny obłoku determinują rozmiary i przebieg życia rodzących się gwiazd (np. mgławica Oriona). Protogwiazda Protogwiazda – początkowy etap ewolucji gwiazdy, czyli zapadający się na skutek grawitacji (i rozgrzewający się) obłok materii międzygwiazdowej. W jej wnętrzu nie zachodzą jeszcze reakcje termojądrowe. Emituje ona promieniowanie cieplne głównie z zakresu podczerwieni na skutek kurczenia się. Kurczeniu się protogwiazdy towarzyszy wzrost gęstości i temperatury w jej wnętrzu. Od pewnego momentu zaczynają zachodzić reakcje jądrowe, i stopniowo kurczenie się protogwiazdy zostaje zatrzymane, a protogwiazda staje się gwiazdą ciągu głównego w diagramie Hertzsprunga-Russella. Jest też w schemacie gwiazd o dużej masie. Gwiazda ciągu głównego Gwiazdy ciągu głównego to ciała niebieskie wysyłające energię świetlną powstałą w wyniku reakcji syntezy wodoru w hel. Masa gwiazdy waha się od 1/12 masy Słońca do około 150 mas Słońca. Wielkościami charakteryzującymi gwiazdy są oprócz masy, jasność absolutna i typ widmowy. Wielkości gwiazdowe i typy widmowe (barwy) gwiazd mogą być naniesione na wykres nazywany diagramem Hertzsprunga-Russella (w skrócie H-R), według którego gwiazdy dzielą się na kilka dobrze zdefiniowanych grup: gwiazdy ciągu głównego (okazało się, że w ich jądrach zachodzi termojądrowa przemiana wodoru w hel), olbrzymy, nadolbrzymy i białe karły. Gwiazdy powstają w obłokach pyłowo gazowych na wskutek kurczenia grawitacyjnego (taki proces nazywamy kontrakcją). Podczas takiej kontrakcji obłok rozpadania się na mniejsze, indywidualnie kurczące się obszary (nazywamy je globulami), które stają się pojedynczymi gwiazdami, tworzącymi gromady lub asocjacje gwiazd. Znajduje się również w schemacie życia gwiazd o dużej masie Czerwony olbrzym Czerwony olbrzym – gwiazda będąca na schyłkowym etapie ewolucji. Nazwa pochodzi od ich obserwowanej barwy i dużych rozmiarów. Gwiazda po zsyntetyzowaniu helu z całej ilości wodoru w jądrze zaczyna syntezę helu z warstw wodoru położonych bliżej jej powierzchni, co powoduje znaczne zwiększenie rozmiarów gwiazdy. Jądro zaś zapada się pod wpływem sił grawitacji, co powoduje wzrost jego temperatury i w efekcie rozpoczęcie reakcji termojądrowych polegających na syntezie węgla z helu. Następuje zmniejszenie gęstości, temperatury i zmiana barwy gwiazdy w kierunku czerwieni. Mgławica planetarna z białym karłem W końcowym stadium czerwonego olbrzyma lub nadolbrzyma następuje emisja z powierzchni gwiazdy cząstek tworzących tak zwany wiatr gwiazdowy. Wokół gwiazdy powstaje kulista i cienka otoczka. Pozostałości gwiazdy w pewnym momencie kurczą się, temperatura powierzchni rośnie i gwiazda staje się bardzo jasna. Gdy temperatura powierzchni gwiazdy osiągnie odpowiednio dużą wartość, gaz otoczki gwiazdy, odległy wtedy o średnio około pół roku świetlnego od gwiazdy, zostaje zjonizowany i obłok zaczyna świecić tworząc mgławicę. Mgławica planetarna nie ma nic wspólnego z planetami, a niezbyt fortunna nazwa wzięła się stąd, że obiekt ten oglądany w teleskopie początkowo przypomina rozmazany dysk podobny do tarczy planety. W pierwszej fazie bowiem odrzucona otoczka jest niemal sferycznie symetryczna, dopiero później powstają niezwykłe kształty. W czasie kilka do kilkunastu tysięcy lat mgławica słabnie, traci pierwotny kształt i rozpływa się w przestrzeni. Gdy gwiazda wypali resztki paliwa to staje się gorącym białym karłem, który zaczyna powoli stygnąć. Biały karzeł Biały karzeł następuje w ewolucji gwiazdy po stadium czerwonego olbrzyma. Gdy gwiazda wypali cały wodór ze swojej powierzchni, zewnętrzne warstwy oddzielają się, stając się mgławicą planetarną. Pozostaje gorące jądro, które nie kontynuuje reakcji. Z tego powodu spada ciśnienie promieniowania i całość zapada się, tworząc niezwykle gęsty obiekt utrzymywany przez ciśnienie materii (inaczej zapadłby się jeszcze bardziej). Obiekt ten, czyli biały karzeł, nie produkuje już energii w reakcjach termojądrowych, w związku z czym powoli się ochładza i ciemnieje. Po ochłodzeniu do temperatury otoczenia, gwiazda staje się czarnym karłem. Proces ten trwa tak długo, że z powodu młodego wieku Wszechświata prawdopodobnie nie powstały jeszcze żadne czarne karły. Czarny karzeł Czarny karzeł – hipotetyczna gwiazda zdegenerowana powstająca, kiedy biały karzeł wypala się już całkowicie i nie może emitować światła. Według obecnie akceptowanych teorii, gwiazda z czerwonego olbrzyma ewoluuje do stadium białego karła. Ten z kolei traci w ciągu miliardów lat energię przez emisję światła. Tym samym obniża swoją temperaturę i blask, gdyż nie wytwarza już nowej energii przez reakcje jądrowe. W końcu biały karzeł staje się tak zimny, że jego temperatura wyrównuje się z temperaturą otoczenia i gwiazda przestaje świecić, stając się w ten sposób czarnym karłem. Ponieważ czas ostudzenia się białego karła do stanu czarnego karła szacowany jest jako dłuższy niż obecny wiek Wszechświata, forma ta prawdopodobnie jeszcze nie istnieje. Nawet gdyby czarne karły istniały, byłyby bardzo trudne do wykrycia, ponieważ z założenia emitują bardzo mało promieniowania. Być może dałoby się je wykryć na skutek zaobserwowania ich oddziaływania grawitacyjnego. Gwiazdy o dużej masie Nadolbrzym Nadolbrzym, gwiazda o jasności absolutnej od kilku do kilkuset tysięcy razy większej od Słońca i średnicy również co najmniej kilkaset razy większej od średnicy Słońca, (tj. rozmiarami porównywalna z rozmiarem orbity wewnętrznych planet Układu Słonecznego). Charakteryzuje się małą gęstością (ok. 107 g/cm3) i małym przyspieszeniem grawitacyjnym (ok. 0,1 m/s2). Nadolbrzym jest przejściowym stadium ewolucyjnym masywnej gwiazdy (gwiazd ewolucja), po opuszczeniu przez nią ciągu głównego (Hertzsprunga-Russella diagram). Nadolbrzymy oznaczane są klasą I w opisie ich typu widmowego. Supernowa Supernowa to olbrzymia eksplozja, która towarzyszy śmierci starej gwiazdy. Kiedy w bardzo ciężkiej gwieździe przestają zachodzić reakcje termojądrowe, nie ma wtedy ona możliwości by zrównoważyć siłę własnej grawitacji. W wyniku tego zapada się w sobie. Dochodzi do eksplozji, podczas której zostają wyrzucone w przestrzeń zewnętrzne warstwy gwiazdy. Podczas wybuchu powstaje fala uderzeniowa. Pozostałe jądro staje się gwiazdą neutronową lub czarną dziurą (zależy to od masy końcowej). Występują różne rodzaje supernowych (rzadziej w naszej galaktyce), kiedy biały karzeł w układzie podwójnym pochłania materię od swojego towarzysza. Ewentualnie staje się zbyt ciężki i zapada się. Gwiazda neutronowa Gwiazda neutronowa – obiekt astronomiczny (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 ciężar taki sam jak ciało o masie ok. 6 miliardów ton na Ziemi. Czarna dziura Czarna dziura jest tworem grawitacji, której podlegają zarówno cząstki o małych, jak i o dużych masach, a nawet światło. Największe i najjaśniejsze ciała mogą być niewidoczne, ponieważ przyciąganie jasnej gwiazdy o tej samej gęstości co Ziemia i średnicy 250 razy większej od Słońca, nie pozwoliłaby żadnemu promieniowi do nas dotrzeć. Prędkość ucieczki dla Ziemi wynosi 11,2 km/s, a zależy ona rozmiarów i masy obiektu, który ciało chce opuścić. Jeśli prędkość ucieczki przekraczałaby prędkość światła, światło takiej gwiazdy nie byłoby w stanie do nas dotrzeć. Nietypowe gwiazdy Gwiazda Wolfa-Rayeta Gwiazda Wolfa-Rayeta – duże i bardzo gorące gwiazdy charakteryzujące się występowaniem szerokich linii w widmach emisyjnych, obecnych zamiast wąskich linii absorpcyjnych, typowych dla zwykłych populacji gwiazdowych. Tłumaczy się to przyjmując, że gwiazdy te mają bardzo rozległą i rozrzedzoną powłokę gazową, rozszerzającą się z dużą prędkością (od 1000 km/s do nawet 3000 km/s). Pierwsze gwiazdy tego typu zostały odkryte w 1867 roku przez francuskich astronomów Charlesa Wolfa i Georges'a Rayeta którzy zaobserwowali trzy nietypowe gwiazdy w konstelacji Łabędzia Cefeida Cefeidy to wyjątkowo jasne, tysiąc lub nawet dziesięć tysięcy razy jaśniejsze od Słońca gwiazdy regularnie zmieniające swą jasność. Każda cefeida pulsuje okresowo zmienia swoje rozmiary i temperaturę powierzchni. Okres takich zmian wynosi od kilku dni do kilku miesięcy. Cefeidy spełniają dobrze określone zależności okres pulsacji – jasność absolutna, odkryte przez Henriettę Leavitt w 1912 roku. Własność ta jest powszechnie stosowana do określania odległości do najbliższych galaktyk (cefeidy są świecami standardowymi). Dlaczego gwiazdy świecą? Gwiazdy znacznie różnią się od innych obiektów we Wszechświecie, bowiem świecą własnym światłem (nie odbitym, jak planety). Dzieje się tak głównie na skutek reakcji termojądrowych zachodzących w ich wnętrzu, które są głównym, ale nie jedynym (są jeszcze cykl węglowoazotowo-tlenowy i nukleosynteza). poza energią grawitacyjną, źródłem ich energii. Temperatura gwiazdy zależy od danego stadium rozwoju i typu. Na przykład nasze Słońce ma temperaturę na powierzchni wynoszącą: 5500 Kelwinów (w astronomii praktycznie nie używamy stopni Celsujsza więcej w dziale podstawy astronomii) a gwiazdy 1500 razy większe od Słońca mają temperaturę znacznie niższą (35004500 K) co jest spowodowane mniejszą gęstością. Barwy gwiazd Kolor gwiazdy zależy od jej temperatury i składu, przy czym największe znaczenie ma temperatura .Analogicznie do rozgrzewanego metalu im gwiazda gorętsza tym po kolei przechodzi z koloru czerwonego w pomarańczowy, żółty, biały oraz w końcu niebieski. Nasze ziemskie Słońce jest koloru żółtego, jak wskazuje jego temperatura. Nie znaczy to jednak, że nie wysyła ono innych barw. Słońce, tak jak każda inna gwiazda wysyła wszystkie barwy tęczy, o czym świadczyć może jego typ widmowy Źródła : www.wikipedia.pl www.fizyka.net.pl www.astronomia.biz.pl www.astronomia.shoutwiki.com www.fizyka.wiedza.diaboli.pl www.losyziemi.pl www.memory-alpha.org.pl www.orion.pta.edu.pl www.dan6.republika.pl www.encyklopediafantastyki.pl www.adk.astronet.pl www.crazynauka.pl www.sjp.pl www.google.pl (grafika) www.odkrywcy.pl www.portalwiedzy.onet.pl
