Gwiazdy ci*gu g*ównego - zsp3
advertisement
GWIAZDY CIĄGU GŁÓWNEGO CIĄG GŁÓWNY Ciąg główny na diagramie Hertzsprunga Russella przedstawia krzywą, wzdłuż której zgrupowana jest większość gwiazd z okolic Słońca. Gwiazdy na niej położone nazywa się gwiazdami ciągu głównego lub karłami. Najzimniejsze z nich to czerwone karły. Ciąg główny nie jest jedynie wąską linią na wykresie. Ma rozmyty charakter. Jest wiele powodów tego rozmycia, ale jednym z zasadniczych jest fakt, że masa gwiazdy nie jest jedynym parametrem determinującym ewolucję gwiazdy. Innymi parametrami są: pole magnetyczne, prędkość obrotowa gwiazdy, a przede wszystkim skład chemiczny. Słońce jest gwiazdą ciągu głównego już od około 5 miliardów lat i będzie na nim przebywać jeszcze drugie tyle. Gdy wodór w jądrze zostanie wypalony, gwiazda powiększy się i stanie się na pewien czas czerwonym olbrzymem. 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. Jasność gwiazdy jest mierzona w wielkościach gwiazdowych; obiekt 1 wielkości gwiazdowej jest około 2,5 razy jaśniejszy od obiektu 2 wielkości. Wielkość gwiazdowa, inaczej magnitudo (m) może być ujemna (czym bardziej ujemna tym jasność jest większa). Obserwowana wielkość gwiazdowa odpowiada jasności widzianej z Ziemi. Absolutna wielkość gwiazdowa to taka, jaką przypisalibyśmy gwieździe, gdybyśmy obserwowali ją z odległości 10 parseków (32,5 roku świetlnego). Światło gwiazdy możemy rozszczepiać w celu zbadania jej widma. Ciemne prążki w widmie (linie absorpcyjne) znajdują się w charakterystycznych położeniach odpowiadających poszczególnym pierwiastkom i na ich podstawie można określić skład chemiczny atmosfery gwiazdy. Chłodniejsze gwiazdy, takie jak czerwone, pomarańczowe czy żółte karły, mają dużo mniejsze rozmiary oraz jasności niż gwiazdy innych kolorów. Gorętsze niebieskie oraz białe gwiazdy są jednak tak duże, że różnica w tych parametrach pomiędzy nimi a tak zwanymi "gigantami" nie jest już aż tak duża, dla największych gwiazd wręcz nie da się jej bezpośrednio obserwować. Dla tych gwiazd terminy "karzeł„ oraz "gigant" odnoszą się do różnic w liniach spektralnych, które wskazują na to, czy gwiazda znajduje się na ciągu głównym, czy nie. Niemniej jednak bardzo gorące gwiazdy ciągu głównego, pomimo że mają one w przybliżeniu te same rozmiary i jasność, co olbrzymy o tej samej temperaturze, w dalszym ciągu nazywa się "karłami". Każda gwiazda emituje cząstki w postaci wiatru gwiazdowego, co skutkuje ciągłym odpływem jej materii w przestrzeń kosmiczną. W przypadku większości gwiazd ubytek ten jest praktycznie niezauważalny – na przykład Słońce w ciągu roku traci 10−14, przez cały okres jego życia złoży się to na 0,01% całkowitej masy. Wielkie gwiazdy mogą jednak przez rok stracić od 10−7 do 10−5, co istotnie wypływa na przebieg ich ewolucji. Gwiazdy o masie początkowej przewyższającej 50 mogą podczas obecności na ciągu głównym pozbyć się w ten sposób ponad połowy swojego budulca. Planety oddziałuje na wiatr gwiazdowy i tworzy łukową falę uderzeniową. Czas, którą gwiazda spędzi na ciągu głównym, zależy w przeważającym stopniu od ilości paliwa, jaką dysponuje, oraz tempa przebiegu procesu jego spalania, to znaczy od masy początkowej oraz jasności gwiazdy. Szacuje się, że w wypadku Słońca ten etap życia potrwa 10 miliardów lat. Według obowiązujących teorii wszystkie gwiazdy o Masach początkowych mniejszych od 0,8, niezależnie od tego, kiedy powstały, powinny znajdować się na ciągu głównym . GWIAZDY MAŁO MASYWNE Najmniejsze gwiazdy – czerwone karły (o masie 0,08-0,4) – zwiększają swoją temperaturę i na krótko zyskują barwę niebieską, po czym stopniowo kurczą się, aż nie staną się białymi karłami Gwiazdy o masie pomiędzy 0,4 a 8 kończą swój pobyt na ciągu głównym przejściem do fazy następujących po sobie naprzemiennie kolapsów i rozszerzeń. W czasie kolapsu temperatura jądra gwiazdy rośnie, w wyniku czego reakcje fuzji zaczynają zachodzić także w warstwach gwiazdy bezpośrednio do niego przylegających. Powstająca w ten sposób nadwyżka energii powoduje rozszerzanie i schładzanie zewnętrznych warstw gwiazdy, przez co przyjmuje ona coraz bardziej czerwony kolor. Czerwony olbrzym o masie do 2,25 kontynuuje fuzję wodoru w powłokach otaczających jądro. W końcu centrum gwiazdy zastaje ściśnięte dostatecznie, aby rozpocząć syntezę węgla i tlenu z helu, w miarę jej przebiegu gwiazda stopniowo zmniejsza rozmiar, a temperatura jej powierzchni rośnie. W większych gwiazdach jądro po wyczerpaniu wodoru przechodzi bezpośrednio do spalania helu. Gdy hel w jądrze zostanie zużyty, synteza jest kontynuowana w powłoce wokół węglowo-tlenowego centrum. DUŻE GWIAZDY Wielkie gwiazdy, o masie przynajmniej 8, podczas fazy spalania helu w węgiel rozszerzają się, tworząc czerwone nadolbrzymy. Po wyczerpaniu helu w jądrze zdolne są one przeprowadzać tam fuzję cięższych pierwiastków. Aby do tego doszło, jądro stopniowo kurczy się, a rosnące w nim temperatura oraz ciśnienie powodują w końcu "zapłon" węgla. Analogiczny proces zachodzi następnie dla neonu,tlenu oraz krzemu. Gdy w czerwonym nadolbrzymie nastąpi spowolnienie reakcji jądrowych, może on wejść w analogiczną do błękitnego olbrzyma fazę, nazywaną błękitnym nadolbrzymem, przed osiągnięciem tego stadium gwiazda przechodzi przejściową fazę żółtego nadolbrzyma Końcowy etap życia takiej gwiazdy nadchodzi z chwilą, gdy zaczyna ona produkować radioaktywny izotop niklu 56Ni, rozpadający się szybko do kobaltu 56Co i ostatecznie do trwałego izotopu żelaza 56Fe. Największe gwiazdy (>30) po przejściu niestabilnej fazy jasnej błękitnej gwiazdy zmiennej przeobrażają się w gwiazdy Wolfa-Rayeta, których zewnętrzne warstwy atmosfery rozdziera potężny wiatr gwiazdowy, powodujący znaczny ubytek masy. EWOLUCJA GWIAZD Duży wpływ na ewolucję gwiazdy ma ilość wchodzących w jej skład pierwiastków cięższych od helu. W astronomii wszystkie takie pierwiastki uważane są za metale, a charakterystyka określająca ich stężenie nosi nazwę metaliczności. Metaliczność oddziałuje na to, w jakim czasie gwiazda spali swoje paliwo, wpływa na kształt jej pola magnetycznego oraz determinuje siłę wiatru gwiazdowego. Obłoki z czasem wzbogaca coraz więcej metali pochodzących od gwiazd, które, kończąc swe życie, uwalniają je w przestrzeń kosmiczną. Pobyt gwiazdy na ciągu głównym dobiega końca wraz z wyczerpaniem wodoru w jądrze, całkowicie zamienionego w hel w wyniku reakcji nuklearnych. EWOLUCJA PO CIĄGU GŁÓWNYM Dysk akrecyjny Brązowy karzeł Protogwiazda Czerwony karzeł Protogwiazda Czerwony karzeł Brązowy karzeł Gwiazda ciągu głównego Czerwony olbrzym Biały karzeł Czerwony olbrzym Gwiazda ciągu gł. i biały karzeł Czerwony olbrzym Czerwony nadolbrzym Mgławica planetarna Czerwony nadolbrzym Błękitny olbrzym Supernova Błękitny olbrzym Supernova Hiperolbrzym Gwiazda neutronowa Hiperolbrzym Gwiazda neutronowa Pulsar Czarna dziura Czarna Dziura Ciąg główny na diagramie Hertzsprunga Russella przedstawia krzywą, wzdłuż której zgrupowana jest większość gwiazd z okolic Słońca. Gwiazdy na niej położone nazywa się gwiazdami ciągu głównego lub karłami. 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. Najmniejsze gwiazdy – czerwone karły (o masie 0,08-0,4) Czerwony olbrzym masa do 2,25 Wielkie gwiazdy, o masie przynajmniej 8, podczas fazy spalania helu w węgiel rozszerzają się, tworząc czerwone nadolbrzymy Największe gwiazdy (>30) po przejściu niestabilnej fazy jasnej błękitnej gwiazdy zmiennej przeobrażają się w gwiazdy Wolfa-Rayeta, których zewnętrzne warstwy atmosfery rozdziera potężny wiatr gwiazdowy, powodujący znaczny ubytek masy Duży wpływ na ewolucję gwiazdy ma ilość pierwiastków cięższych od helu. W astronomii wszystkie takie pierwiastki uważane są za metale, a charakterystyka określająca ich stężenie nosi nazwę metaliczności. Metaliczność oddziałuje na to, w jakim czasie gwiazda spali Swoje paliwo, wpływa na kształt jej pola magnetycznego oraz determinuje siłę wiatru gwiazdowego.
