Materia międzygwiazdowa i ewolucja gwiazd W skład materii międzygwiazdowej wchodzi gaz, który stanowi aż 99% całości, pozostały 1% zaś to pył. Szybkość i intensywność zmian decydujących o ewolucji danej gwiazdy zależy przede wszystkim od masy, jaką ona miała w momencie zapalenia się paliwa jądrowego w jej centrum. Niewielki wpływ na tempo ewolucji ma także jej skład chemiczny. Wniosek jest jeden masywniejsze gwiazdy ewoluują znacznie szybciej. Poza tym wszystkie gwiazdy przechodzą podobne fazy. Poszczególne etapy życia gwiazdy. 1. Grawitacyjne zapadanie się gazu w pierwotnej materii międzygwiazdowej: Ogromny i chłodny obłok molekularny o masie od kilkuset tysięcy do nawet miliona mas Słońca i temperaturze rzędu 10 K, w którego skład wchodzi głównie wodór cząsteczkowy H2, ale także niewielkie ilości cięższych molekuł i drobne ziarenka pyłu, zaczyna się kurczyć. Zapadanie się materii tego obłoku spowodowane jest olbrzymią falą uderzeniową, pochodzącą z wybuchu pobliskiej gwiazdy supernowej. Powoli w obłoku pojawiają się lokalne zagęszczenia materii o masie od 10 do 100 mas Słońca. 2. Protogwiazda: Energia grawitacyjna powstała w wyniku zapadania się pierwotnego obłoku zostaje zamieniona w ciepło, rośnie temperatura w centrum rodzącej się gwiazdy. Temperatura gazu osiąga wartość kilku tysięcy stopni K. W jądrze jest już wystarczająco ciepło, aby gaz zaczął świecić na czerwono, jednak gęsta materia gazu i pyłu otaczająca jądro nie przepuszcza promieniowania elektromagnetycznego. Możliwa jest jedynie emisja promieniowania podczerwonego i w zakresie mikrofalowym. 3. Gwiazdy z rodziny T Tauri: Silny wiatr gwiazdowy odrzuca nadmiar zewnętrznej materii rodzącej się gwiazdy, jednocześnie rozdmuchując nieprzezroczystą osłonę gazowo - pyłową. Gwiazda zaczyna emitować promieniowanie widzialne i staje się widoczna z zewnątrz. W centrum zapala się wodór, w wyniku czego powstaje hel. 4. Wędrówka na ciąg główny: W momencie, gdy we wnętrzu gwiazdy zapanuje równowaga hydrostatyczna, wędruje ona na tzw. ciąg główny i zajmuje odpowiednie miejsce w zależności od swej masy. Rozpoczyna się najdłuższy etap jej życia, który trwa blisko 90% życia gwiazdy, czyli dopóki w jej jądrze pali się wodór. 5. Dalsza ewolucja w zależności od masy: Gdy w jądrze gwiazdy skończy się paliwo wodorowe, zanika też źródło energii, zatem zostaje naruszona równowaga hydrostatyczna. Maleje ciśnienie promieniowania. Jądro zaczyna się kurczyć pod wpływem grawitacji, rośnie temperatura w centrum. Wzrost temperatury powoduje zapalenie wodoru w warstwie otaczające jądro, a zatem pojawiło się nowe źródło energii, której nadmiar powoduje rozdęcie zewnętrznych warstw gwiazdy. Wzrasta też jasność gwiazdy. Wzrost powierzchni gwiazdy przy niezmienionej ilości produkowanej energii w warstwie wokół jądra powoduje spadek mocy promieniowania, a to z kolei spadek temperatury w zewnętrznych częściach i gwiazda zaczyna świecić na kolor czerwony. Od tej pory gwiazda staje się czerwonym olbrzymem i może odrzucić zewnętrzne warstwy w postaci ,,wiatru gwiezdnego". 6. Mgławica planetarna: Niewielkie gwiazdy o masach od 0.1 do około 5 mas Słońca kończą swoje życie w postaci białego karla, jednak zanim o tego dojdzie muszą one odrzucić wszystkie zewnętrzne warstwy, które uciekają w przestrzeń w postaci mgławicy planetarnej. Pozostałe jądro, o ile jego masa nie przekracza 1.44 masy Słońca, stygnie jako biały karzeł. Biały karzeł to niewielka gwiazda rozmiarami przypominająca Ziemię, na powierzchni której panuje temperatura kilkudziesięciu tys. K i o niewyobrażalnej gęstości. Materię białego karła stanowi zdegenerowany gaz elektronów, a sama gwiazda świeci wypromieniowując zgromadzone ciepło. Po kilku milionach lat, gdy straci całość swojego ciepła staje się niewidocznym dla nas brązowym karłem. 7. Gwiazdy supernowe: Duże gwiazdy, o masach powyżej 5 mas Słońca, kończą swój żywot jako wybuchające supernowe. Jądra najcięższych gwiazd, po wypaleniu całego paliwa jądrowego, zapadają się do obiektów o średnicy 10 km tworząc tzw. gwiazdę neutronową, której gęstość osiąga skrajne wartości, 1 łyżeczka takiej materii ma masę kilku milionów ton. Warstwy otaczające neutronowe jądro opadają na nie, jednak jego elastyczne właściwości powodują odbicie tych warstw od powierzchni jądra. Otoczka uderza w jądro neutronowe, powstaje olbrzymia fala uderzeniowa, która odrzuca zewnętrzne warstwy gwiazdy. W czasie krótszym nawet niż 1 sekunda wydziela się niebywała ilość energii. Jasność takich obiektów w momencie wybuchu może przewyższać jasnością całą galaktykę. Odrzucona materia unosi się w przestrzeni w postaci mgławicy planetarnej, jej przykładem jest mgławica Krab, która powstała po wybuchu supernowej z 1054 roku. Jeżeli masa gwiazdy przekracza 10 mas Słońca, to po jej wybuchu pozostaje czarna dziura. Powstawanie pierwiastków: Pierwiastki cięższe od helu mogą powstać dopiero w czerwonych olbrzymach, które a następnie przedostają się w postaci wiatru gwiazdowego do przestrzeni międzygwiazdowej. Im bardziej masywna jest gwiazda, tym cięższe pierwiastki mogą zostać wyprodukowane w jej jądrze. Gwiazdy zbliżone masą do naszego Słońca, nie wytworzą w centrum warunków do zapalenia się helu, w największych gwiazdach reakcje jarowe kończą się na żelazie. Struktura takich gwiazd jest podobna do cebuli, a od zewnątrz kolejno są warstwy wodoru, helu, węgla, tlenu i cięższych pierwiastków aż do żelaznego jądra włącznie. Jądro żelaza ma najwyższą energię wiązania przypadającą na jeden nukleon, do zajścia dalszych reakcji syntezy potrzebne byłoby dostarczenie energii z zewnątrz, zatem proces reakcji termojądrowych kończy się wraz z utworzeniem żelaznego jądra. Jednak przecież spotykamy w przyrodzie pierwiastki cięższe od żelaza. One także produkowane są w gwiazdach, w tzw. nadolbrzymach. Ich pochodzenie różni się jednak od opisanego wyżej schematu. Otóż jądra żelaza wyłapują wolne neutrony powstałe w reakcjach syntezy, co prowadzi do pierwiastków cięższych od żelaza, ale na ogół lżejszych od ołowiu. Większość pierwiastków cięższych od ołowiu powstaje w trakcie wybuchu gwiazd supernowych. Następnie są one rozsiewane w przestrzeń międzyplanetarną. Właściwości zdegenerowanego gazu: Elektrony, ale także protony i neutrony są fermionami, zatem obowiązuje je zakaz Pauliego, który zabrania, aby w danym stanie kwantowym znajdowały co najmniej dwie cząstki w takim stanie. W zjonizowanym gazie elektrony i jądra atomowe poruszają się swobodnie. W takich warunkach spełniona jest zasada nieoznaczoności Heisenberga, głosi ona, że przestrzeń fazowa położeń i pędów wyznacza jednoznacznie liczbę dostępnych stanów kwantowych. W każdym dozwolonym stanie mogą znajdować się maksymalnie 2 fermiony o przeciwnie skierowanych pędach. W danej temperaturze cząstki mają prędkości pochodzące z określonego zakresu, wyznaczonego przez rozkład prędkości, ich pędy również zawarte są w takim ograniczonym zakresie. Zmniejszenie objętości, którą znajduje gaz powoduje automatyczny wzrost jego gęstość. W rezultacie zmniejsza się ilość dozwolonych stanów kwantowych w przestrzeni fazowej położeń i pędów. Kurczeniu się objętości zajmowanej przez gaz towarzyszy wzrost jego ciśnienia, a co za tym idzie temperatury. Zwiększa się zatem zakres możliwych pędów cząstek. Jednak efekt ten jest zbyt mały, aby zrównoważyć spadek dostępnych położeń cząstek w tej zmniejszonej objętości. Jeśli cząstki zapełnią wszystkie dostępne stany kwantowe, to wtedy mamy do czynienia z gazem zdegenerowanym. W kurczącym się jądrze gwiazdy, zawierającym fermiony, czyli elektrony, protony i neutrony, jako pierwsze degeneracji ulegają te pierwsze. Proces ten zachodzi po przekroczeniu pewnej gęstości. Ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronowego jest znacznie większe od ciśnienia normalnego gazu. Zatem jądro gwiazdy, które zawiera zdegenerowany gaz elektronów, przestaje się kurczyć. Pozostałe fermiony i inne składniki znajdujące się w jądrze gwiazdy nadal spełniają prawa gazu doskonałego. Gwiazda tego typu nosi nazwę białego karła. Białe karły i ich własności: Promień białego karla jest zdeterminowany jego masą i jest on odwrotnie proporcjonalny do trzeciej potęgi masy. Obliczenia teoretyczne wykazują, że promień białego karła dążyłby do zera przy masie rzędu 1.44 masy Słońca. Największą możliwą masą białych karłów określa tzw. granica Chandrasekhara i wynosi ona 1.44 masy Słońca. Jeśli zdąży się, że masa zapadającego się jądra gwiazdy jest większa od granicy Chandrasekhara to powstają gwiazdy neutronowe, pulsary. Gwiazdy, których masy jąder przekraczają granicę Chandrasekhara nie kończą ewolucji w postaci białego karła. Masa napierających warstw przewyższa ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronów. Opór zostaje złamany i jądro kurczy się dalej. Zwiększa się gęstość materii w centrum, a gdy osiągnie ona wartość krytyczną następuje rozpad jąder atomowych na protony i neutrony. Protony w procesie odwrotnego rozpadu beta przekształcają się w neutrony. Powstaje gwiazda neutronowa o niewielkich rozmiarach, której promień osiąga 10 km długości. Jest to nic innego jak zdegenerowany gaz neutronów, o ciśnieniu tak dużym, że zatrzymuje ono dalsze zapadanie się gwiazdy. W procesie kurczenia się gwiazdy większość momentu pędu jej jądra zostaje zachowana, zmniejszenie promienia gwiazdy powoduje znaczny wzrost prędkości rotacji. Gwiazdy neutronowe precesują więc bardzo szybko. Gwiazdy neutronowe mają także bardzo silne, dipolowe pola magnetyczne, przy czym ich bieguny magnetyczne nie muszą koniecznie pokrywać się z osią rotacji gwiazdy. Liczne gwiazdy neutronowe możemy obserwować na niebie jako pulsary, czyli obiekty wysyłające w przestrzeń krótkie i regularne błyski promieniowania radiowego. Dokładność, z jaką pojawiają się kolejne pulsy jest rzędu milisekund i sekund. Model przeciętnego pulsara można wyjaśnić przy pomocy latarni morskiej. Fale radiowe wytwarzane przez elektrony poruszającymi się z relatywistycznymi prędkościami, krążące wokół linii sił pola magnetycznego, w efekcie synchrotronowym. Kierunek emisji tego szybkiego promieniowania radiowego ogranicza się do wąskiego stożka w przestrzeni, który rotuje wraz z całą gwiazdą. Zatem jeśli Ziemia znajdzie się na drodze tego wysłanego w przestrzeń promieniowania w postaci stożka, obserwujemy impulsy radiowe. Gwiazdy supernowe o masach jądra większych niż 3 masy Słońca kończą swój żywot jako czarne dziury. Masa czarnej dziury zakrzywia czasoprzestrzeń w swoim pobliżu. Grawitacja jest tak duża, że nawet światło nie może wydostać się na zewnątrz tego typu obiektu, zatem czarne dziury nie wysyłają promieniowania w żadnej postaci. Umowny promień, zwany także promieniem grawitacyjnym, lub promieniem Schwartschilda, powyżej którego dany obiekt jest już czarną dziurą, można uzyskać poprzez porównanie prędkości ucieczki z czarnej dziury do prędkości światła. Promień grawitacyjny dla naszego Słońca, jak wykazują obliczenia, wynosi 3 km, jednak nasza najbliższa gwiazda nigdy nie skurczy się do postaci czarnej dziury. Gaz przyciągany przez czarną dziurę gromadzi się wokół niej i tworzy płaski, świecący dysk, który możemy obserwować. Większa część energii tego dysku pochodzi z zakresu promieniowani rentgenowskiego i promieniowania gamma. Zatem obecność czarnej dziury można wykryć tylko przez ruch świecącej materii wokół niej. Pył międzygwiazdowy: Pomiar natężenia światła gwiazd w różnych kierunkach przestrzeni wykazuje, że niektóre obszary nieba są słabiej oświetlone, innymi słowy jest tam wyraźnie mniej obiektów święcących. Rozproszeniu, czy też pochłonięciu ulegają wszystkie długości fali promieniowanie elektromagnetycznego. W niektórych kierunkach obserwujemy natomiast poczerwienienie światła pochodzącego od gwiazd, co jest wynikiem tego, że światło niebieskie znacznie bardziej się rozprasza na materii międzygwiazdowej niż światło czerwone. Przygotował Szymon Pietrzak kl. 1TG
