Powstawanie i rozwój

gwiazd

Co to jest gwiazda?

Gwiazda - ciało niebieskie będące skupiskiem związanej grawitacyjnie materii, 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.
Najbliższa nam gwiazda poza Słońcem, to Proxima (niewidoczna gołym okiem gwiazda

związana grawitacyjnie z jasną gwiazdą alfa Centauri), odległa o 39,9 Pm (petametrów)

= 4,2 l.y. (lat świetlnych, 1 l.y. = 0,306  pc = 0,946×1016 m) = 1,29 pc (parseków,

1pc=3,085×1016 m). Światło z tej gwiazdy biegnie więc 4,2 roku by dotrzeć do Ziemi.
Wiele gwiazd liczy sobie od 1 mld do 10 miliardów lat. Wiek sporej ilości gwiazd może

być bliski wiekowi Wszechświata (13,7 miliarda lat). Ich rozmiar zmienia się od kilkunastu

kilometrów dla gwiazd neutronowych, do nawet 1000 promieni Słońca w przypadku

nadolbrzymów takich, jak Gwiazda Polarna (Polaris) czy Betelgeza (Betelgeuse) w

gwiazdozbiorze Oriona. Najbardziej masywną znaną gwiazdą jest Eta Carinae z masą

około 100-150 mas Słońca (istnieją sugestie, że maksymalna masa gwiazd jest rzędu 150

mas Słońca).
Najmniejszą znaną gwiazdą, w której zachodzi synteza termojądrowa, jest AB Doradus

C, towarzysz AB Doradus A, której masa jest równa tylko 93 masom Jowisza.
Wiele gwiazd jest związanych grawitacyjnie z innymi gwiazdami, tworząc układy

podwójne, gromady gwiazd. Gwiazdy nie są jednorodnie rozrzucone we Wszechświecie,

ale na ogół zgrupowane w galaktyki liczące od milionów do setek miliardów gwiazd.
Wokół niektórych gwiazd krążą planety. Niektóre młode gwiazdy otoczone są dyskami

protoplanetarnymi. Gwiazdy widoczne na niebie od dawna łączone były w gwiazdozbiory.

Oficjalnego ich pogrupowania dokonała w 1928 Międzynarodowa Unia Astronomiczna

(IAU). Wydzielonych zostało 88 gwiazdozbiorów.

Klasyfikacja gwiazd

Klasyfikacja gwiazd (typy spektralne Morgana-Keenana) zaczyna

się od dużych i jasnych gwiazd typu O, a kończy się na gwiazdach
Klasy M. Rozróżniamy gwiazdy klasy O, B, A, F, G, K, M, R, N,
S, co łatwo jest zapamiętać dzięki wierszykowi: "Oh, Be A Fine Girl,
Kiss Me Right Now, Sweety". Każda klasa ma 9 podklas. Słońce
należy do klasy G2.

Większość gwiazd leży na ciągu głównym opisującym zależność

jasności gwiazdy od jej typu spektralnego (diagram Hertzsprunga
Russella). W klasyfikacji gwiazd oprócz podania typu spektralnego
podaje się również dodatkowo klasę jasności gwiazdy (klasy I do
VII).

Słońce- nasza najbliższa

gwiazda

SŁOŃCE to gwiazda ciągu głównego, której wiek wynosi 5 miliardów lat. Jest ono kulą gazów –

głównie wodoru i helu – o średnicy około 1,4 miliona km. Jego masa przewyższa 750 razy łączną
masę planet i jest 7 razy większa niż masa przeciętnej gwiazdy. Reakcje syntezy termojądrowej,
zachodzące w jądrze Słońca, przekształcają masę w promieniowanie elektromagnetyczne, które
jest emitowane na zewnątrz. Dzięki temu Słońce oświetla i ogrzewa ciała Układu Słonecznego,
utrzymywane na orbitach siłą jego grawitacji.

Podstawowe informacje:

•

Klasyfikacja:Gwiazda(typG2V)

•

Średnica równikowa: 1.392.000km

•

Średnica południkowa: 1.392.000km

•

Temperatura max: 6.000°C

•

Temperatura min.: 3.870°C

•

Temperatura jądra: 15mln°C

•

Masa(Ziemia=1): 332.950

•

Gęstość(Woda=1): 1,41

•

Okres obrotu: Wprzybliżeniu27dni

•

Przyśpieszenie grawitacyjne: 273m/s2

•

Szybkość ucieczki: 620 km/s

Astrofizyka gwiazd

W wyniku wysokiej temperatury i kwantowego zjawiska tunelowania w gwiazdach zachodzą

reakcje termojądrowe, które uwalniają olbrzymie ilości energii w postaci promieniowania w
zakresie od fal gamma do podczerwieni. Promieniowanie to rozproszone na materii rozgrzewa ją i
w postaci promieniowania cieplnego jest emitowane przez gwiazdę. Syntezie jądrowej w środku
gwiazdy towarzyszy również promieniowanie neutrin. Synteza helu we wnętrzu Słońca zachodzi w
całej objętości jądra gwiazdy – taką własność mają gwiazdy ciągu głównego na diagramie
Hertzsprunga-Russella.

Masa gwiazd jest najważniejszym czynnikiem decydującym o szybkości reakcji

termojądrowej i tym samym historii gwiazdy. Każda gwiazda powstaje ze skupiska gazu
międzygwiezdnego (głównie wodoru), kurczącego się pod wpływem grawitacji. W tym
skomplikowanym, niezbyt dobrze przez astronomów rozumianym procesie, powstają ciała
niebieskie o najróżniejszych masach. Istnieje minimalna masa, którą składające się z wodoru ciało
niebieskie musi mieć by osiągnąć w swoim środku temperatury potrzebne do zaistnienia reakcji
termojądrowych. Jest to około 0,08 masy Słońca. Obiekty o masie mniejszej niż ta (lecz nadal
dużo większej niż masa Jowisza) są nazywane brązowymi karłami i nie są uważane za gwiazdy.

Budowa gwiazd

Obowiązujący model wnętrza gwiazdy opiera się w większości na obserwacjach

Słońca. Nie jesteśmy w stanie mierzyć zachodzących tam procesów bezpośrednio,
ale, podobnie, jak w przypadku badań wnętrza Ziemi, możemy obserwować fale
sejsmiczne, w tym przypadku fale podłużne.

Jądro to materia w samym centrum gwiazdy. To tutaj (i tylko tutaj, w przypadku

gwiazd ciągu głównego) zachodzi proces syntezy jądrowej. Chociaż panujące

ciśnienie

sprawia, że materia jest około 160 razy gęstsza od wody, występuje ona w formie
gazowej, a to dzięki temperaturze rzędu 14 mln K. Fuzja jądrowa utrzymuje się w
stanie samopodtrzymującej się równowagi. Kiedy jej tempo wzrasta, jądro ogrzewa
się i rozszerza, co prowadzi do spadku tempa fuzji. Analogicznie, jeżeli tempo
spadnie, jądro ochłodzi się i zmniejszy swoje rozmiary, w rezultacie zwiększając
tempo fuzji.

Warstwa promienista i konwektywna to obszary między jądrem a fotosferą

gwiazdy. W nich zachodzi przewodzenie ciepła (energii) wytworzonej w jądrze w
postaci wysokoenergetycznych fotonów (gamma i rentgenowskich. W warstwie
Promienistej materia jest wystarczająco gorąca i gęsta, by proces ten zachodził
dzięki promieniowaniu cieplnemu, w warstwie konwektywnej natomiast przepływ

ciepła

zapewnia konwekcja [1] .

W przypadku gwiazd kilka razy większych od Słońca warstwa konwektywna

znajduje się nad jądrem, a warstwa promienista w zewnętrznych warstwach

gwiazdy.

Dla gwiazd podobnych do Słońca, rozmieszczenie to jest odwrotne, czerwone karły
natomiast w ogóle nie posiadają warstwy promienistej.

Powstanie i ewolucja gwiazd

Gwiazdy o masie większej niż podane minimum, po osiągnięciu wystarczającej temperatury w wnętrzu,

zaczynają spalać swój wodór, przekształcając go w hel w reakcji termojądrowej. Tempo tego procesu
zależy przede wszystkim od masy gwiazdy.

W pewnym momencie wodór we wnętrzu gwiazdy musi się jednak skończyć. Następuje to tym szybciej

im większa jest gwiazda. Jeżeli gwiazda jest wystarczająco masywna, w jej wnętrzu może wytworzyć się
dostatecznie wysoka temperatura, by doszło do kolejnego stadium reakcji termojądrowych – syntezy helu w
węgiel, a dalej kolejnych, jeszcze cięższych pierwiastków w miarę wzrostu temperatury.

W zależności od masy początkowej protogwiazdy ewolucja gwiazdy może przebiegać kilkoma szlakami:

•

protogwiazda → czerwony karzeł

•

protogwiazda → gwiazda ciągu głównego typu naszego Słońca → czerwony olbrzym → mgławica

planetarna → biały karzeł

•

protogwiazda → błękitny nadolbrzym → czerwony olbrzym → supernowa → gwiazda neutronowa

•

protogwiazda → błękitny nadolbrzym → supernowa → czarna dziura

•

protogwiazda → błękitny nadolbrzym → czarna dziura

Niektóre młode gwiazdy mogą wyrzucać strumień materii (dżet) i wtedy zalicza się je do obiektów typu

Herbig-Haro. Masywne gwiazdy przechodzą przez stadium gwałtownej eksplozji obserwowanej jako wybuch
supernowej. Większość materii gwiazdy jest wyrzucana na zewnątrz, co wyzwala ogromną ilość energii, a
gwiazda jest przez pewien czas najjaśniejszym obiektem w galaktyce. Z kolei część masy w środku jest
ściskana do tego stopnia, że protony i elektrony łączą się w neutrony, tworząc gwiazdę neutronową. 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.

Ścieżka ewolucji gwiazdy może przebiegać inaczej, jeśli gwiazda należy do ciasnego układu podwójnego,

w którym możliwy jest przepływ materii między towarzyszami lub w trakcie ewolucji "zderzy" się z
obłokiem gazowo-pyłowym i wchłonie go.

Nieastronomiczne gwiazdy

• Gwiazda Poranna,
• Gwiazda Wieczorna
• Gwiazda Śmierci
• spadająca gwiazda

Diagram Hertzsprunga-

Russella

Wykres klasyfikujący gwiazdy. Został on 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.

W czasie swojego życia, gwiazda podlega ewolucji i przesuwa się na diagramie H-R w prawą

stronę. To, jak długo gwiazda pozostaje w ciągu głównym, zależy od jej masy. Gwiazdy o masie
poniżej 10% (masy Słońca) stają się od razu białymi karłami. Jeżeli masa gwiazdy wynosi od
10%-40% to gwiazda po bardzo długim czasie z gwiazdy ciągu głównego stanie się białym
karłem. Gwiazdy z ciągu głównego o masie od 0,4 do 3 w końcu swego życia stają się
czerwonymi olbrzymami, a ostatecznie po "spaleniu" helu stają się białymi karłami. Gdy masa
gwiazdy jest większa od 3 to po krótkim pobycie na ciągu głównym gwiazda staje się
nadolbrzymem, nową lub supernową, by ostatecznie skończyć jako biały karzeł, gwiazda
neutronowa lub czarna dziura.