EWOLUCJA
GWIAZD
EWOLUCJA
GWIAZD
EWOLUCJA GWIAZD
Ewolucja gwiazdy składa się z kilku etapów,
podczas których jej wielkość i temperatura
ulegają gwałtownym zmianom. Długość życia i
przebieg ewolucji gwiazdy zależy głównie od jej
masy: im większa masa, tym szybciej gwiazda
zużywa zawarte w niej gazy
w reakcjach jądrowych i tym szybciej umiera.
NARODZINY GWIAZD
Gwiazda bierze swój początek z mgławicy, czyli
chmury pyłów i gazów, wśród których znajduje się
przede wszystkim wodór. Na początku mgławica
zaczyna zbijać się w bryłę. Do dziś nie udało się
ustalić, jaka jest tego konkretna przyczyna. Z
biegiem czasu obłok kurczy się pod wpływem
grawitacji, natomiast cząsteczki zbliżają się do siebie
i ulęgają kondensacji. Masa gwiazdy stale się
powiększa. Na tym pierwszym etapie ewolucji
energia grawitacyjna kondensujących się cząsteczek
zamienia się w energię cieplną. W wyniku tego
procesu rozgrzana materia zaczyna świecić – w tym
momencie powstaje protogwiazda. Najwyższa
temperatura oraz największe stężenie masy panuje
w jądrze
.
Gdy temperatura osiągnie 10 mln oC rozpoczyna się reakcja
termojądrowa. Jądra atomów wodoru ulegają syntezie i
formują jądra atomów helu. W trakcie tej reakcji wyzwalają
się niewyobrażalne ilości energii, która promieniuje na
powierzchnię. Energia ta wysyłana jest przez gwiazdę w
postaci światła i ciepła. W rezultacie protogwiazda staje się
gwiazdą.
Emitowana z jądra energia cieplna wysyłana jest na
zewnątrz i ogrzewa otulające je gazy, a także wytwarza
ciśnienie skierowane na zewnątrz, które zapobiega ich
całkowitej kondensacji pod wpływem siły grawitacji. W ten
sposób gwiazda osiąga stan równowagi. Oznacza to, iż ma
swój ustalony rozmiar, stałą temperaturę na powierzchni
oraz emituje określoną ilość energii na zewnątrz,
Astronomowie uważają, że na tym etapie życia gwiazda
znajduję się w tak zwanym ciągu głównym. Jest to określenie
jej położenia na wykresie Hertzsprunga - Russella. Autorzy
tego wykresu mieli na celu przedstawienie właściwości
fizycznych gwiazd, a przede wszystkim zależność pomiędzy
ich jasnością i kolorem.
Ewolucja słońca i innych
gwiazd wciągu życia
OKRES DOJRZAŁY
Gwiazdy osiągają przeróżne wielkości i kolory –
największe nadolbrzymy (np. Betelgeza ) osiągają rozmiary
kilkaset razy większe od Słońca. Ich kolor zależy od temperatury
powierzchni.
Poszczególne typy gwiazd przedstawia diagram Hertzsprunga –
Russella . Miejsce gwiazdy na diagramie na ciągu głównym zależy
od jej temperatury (czyli barwy jej światła) oraz jasności
absolutnej (nie tej którą widzimy, ale takiej, jakby wszystkie były w
takiej samej odległości od nas). W trakcie ewolucji gwiazda będzie
się po nim przemieszczała przez okres od kilku milionów
(największe i najgorętsze gwiazdy), miliardów (gwiazdy o średniej
masie, np. Słońce, ścieżka 3) do dziesiątków miliardów lat
( czerwone karły), wypalając większość wodoru z jądra.
Czerwone karły (ścieżka 2) są najmniejszymi, najwolniej
ewoluującymi gwiazdami, czyli ciałami, w których zachodzi
synteza termojądrowa. Gęstość i temperatura w ich wnętrzu
sprawia, że wodór zamienia się w hel bardzo powoli, a jest zbyt
niska, by dalej mogła nastąpić synteza helu. Najbliższa
nam Proxima Centauri jest czerwonym karłem
.
Po milionach lub miliardach lat, w zależności od masy
początkowej, w jądrze gwiazdy zaczyna kończyć się
wodór. Spowalniane są reakcje jądrowe i tworzone są
coraz bardziej masywne pierwiastki, wskutek czego
rośnie gęstość gwiazdy, może ona zająć mniejszą
objętość, spada też przewodnictwo cieplne gazu. W
wyniku czego spada temperatura powierzchni, ale
rośnie temperatura wnętrza, wskutek czego zapadają
się zewnętrzne warstwy materii (tak jak w czasie
zagęszczania się obłoku gazowo-pyłowego na
początku ewolucji gwiazdy). Temperatura gwiazdy
nagle wzrasta, zewnętrzne warstwy są znów
wypychane i gwiazda rośnie do rozmiarów, jakich
nigdy wcześniej w czasie swej ewolucji nie
przyjmowała. Staje się czerwonym olbrzymem. Proces
zapadania nie jest stabilny i dlatego prawie wszystkie
czerwone olbrzymy są gwiazdami zmiennymi.
STAROŚĆ GWIAZD
Dalszy los gwiazdy jest ściśle związany z jej masą.
Mgławica Kocie Oko, mgławica planetarna utworzona przez gwiazdę
o masie Słońca
Nasze zrozumienie tego, co spotyka gwiazdę o małej masie, kiedy
już wyczerpie cały zapas paliwa wodorowego, jest o tyle nikłe, że
nikt jeszcze czegoś takiego nie zaobserwował. Wszechświat ma
około 13 miliardów lat, a to mniej niż oczekiwany czas życia tych
gwiazd. Stąd nasze teorie o tym, co dzieje się dalej z taką gwiazdą,
opierają się głównie na symulacjach komputerowych.
Gwiazda o masie mniejszej niż połowa masy Słońca nigdy nie
będzie w stanie dokonać dalszej syntezy z helu, nawet gdy w jądrze
zakończy się już synteza helu z wodoru. Powodem tego jest nikła
masa gwiazdy, która nie pozwala jej wywrzeć wystarczająco
dużego ciśnienia na jądro. Te gwiazdy to czerwone karły, takie jak
np. Proxima Centauri i żyją one przez setki miliardów lat.
Wszechświat jest wciąż za młody, aby któraś z tych gwiazd mogła
już wyczerpać całe swoje paliwo.
Może się zdarzyć, że "ciężka-lekka" gwiazda (mająca około 0,3
masy Słońca) będzie dokonywała fuzji helu tylko w gorących
częściach swojego jądra. Będzie to niestabilna i nierówno
zachodząca reakcja, produkująca duży wiatr gwiazdowy. Gwiazda
nie przekształci się w mgławicę planetarną, ale najzwyczajniej
wyparuje i stanie się brązowym karłem.
Gwiazdy o niższych masach najprawdopodobniej powoli staną się
brązowymi karłami. Z wypalonymi jądrami będą świecić słabo w
zakresie podczerwieni i mikrofal. Wszystko to jest oczywiście
spekulacją, ponieważ żaden brązowy karzeł nie może powstać
przez wiele miliardów lat.
Kiedy gwiazda średniej wielkości (ścieżka 3) osiągnie
fazę czerwonego olbrzyma, jej zewnętrzne warstwy ekspandują a
jądro zapada się do środka. W jego wnętrzu zachodzi synteza
atomów helu w węgiel; synteza ta uwalnia energię. Jednakże, w
gwieździe wielkości Słońca proces ten może zająć tylko parę
minut. Struktura atomowa węgla jest zbyt mocna, by być dalej
ściskana przez otaczającą go materię. Jądro staje się stabilne i
koniec gwiazdy jest blisko.
Mgławica planetarna NGC7009.
Gwiazda zacznie teraz odrzucać swoje zewnętrzne
warstwy, które utworzą rozmytą chmurę
nazywaną mgławicą
planetarną. Pod koniec pozostanie już
tylko 20% początkowej masy gwiazdy, a gwiazda spędzi
resztę swoich dni na stopniowym ochładzaniu się i
kurczeniu, aż osiągnie średnicę zaledwie kilku tysięcy
kilometrów. Stanie się białym karłem. Węglowe jądro
zapada się, a zewnętrzne warstwy uciekają w przestrzeń.
Gwiazda dogorywa jako biały karzeł, w którym ustały już
reakcje syntezy termojądrowej.
EWOLUCJA SUPERMASYWNYCH
GWIAZD
Ewolucja gwiazd bardziej masywnych (więcej niż 5
mas Słońca) poprzez stadium błękitnego
olbrzyma czy błękitnego nadolbrzyma (ścieżka 4-6)
może prowadzić do stadium
czerwonego nadolbrzyma.
Budowa bardzo masywnych gwiazd ma strukturę
warstwową, na różnych głębokościach odbywa się
synteza kolejnych, coraz cięższych jąder. Dostarcza
to coraz mniej energii. Reakcje pierwiastków
cięższych od żelaza () pochłaniają energię.
Zmniejsza się ciśnienie i grawitacja zaczyna
przeważać - jądro gwiazdy zaczyna się kurczyć.
Zapadające się zewnętrzne warstwy zaczynają się
odbijać od gęstniejącego jądra gwiazdy.
W gęstniejącym i gorącym jądrze następuje
wychwyt elektronów przez protony -
powstawanie neutronów i neutrin (gwiazda
protoneutronowa). Neutrony przedostając się
przez spadającą materię wywołują reakcje
syntezy cięższych jąder niż jądro Fe. Bez
wybuchów supernowych żadne cięższe niż żelazo
pierwiastki nie mogłyby istnieć.
Propagująca się ku powierzchni fala uderzeniowa
wraz z neutrinami rozpędza
materię na zewnątrz gwiazdy.
Materia ta może później
utworzyć następne gwiazdy
czy liczne planety.
GWIAZDY ZWARTE - ŚMIERĆ
GWIAZD
Przez zwarte gwiazdy rozumiemy gęste
zwarte gwiazdy w ostatnim swym stadium
ewolucji. Do tej klasy należą białe karły,
gwiazdy neutronowe i czarne dziury. W
szczegulnyh pżypadkah hiperolbżymuw ih
żywot może się zakończyć wybuhem
tzw. pair instability supernova ktury
całkowicie rozrywa gwiazdę.
BIAŁE KARŁY
Są one gwiazdami stabilnymi, ponieważ ściskająca grawitacja
gwiazdy jest równoważona przez siłę odpychania elektronów (nie
chodzi tu jednak o siłę odpychania elektrycznego, ale o efekt
wynikający z zakazu Pauliego). Gwiazda nie ma już czego spalać,
tak więc po prostu wypromieniowuje całe nagromadzone w niej
ciepło w lodowatą pżestszeń kosmiczną. Trwa to miliardy lat.
W końcu nie zostaje już nic prócz ciemnej, zimnej masy, która
zwana jest czarnym karłem. Wszechświat jest jednak jeszcze za
młody, by jakiekolwiek czarne karły mogły już powstać. Gwiazda
jest stabilna dzięki własnościom kwantowego gazu fermionowego
(elektronów), który wytwarza ciśnienie przeciwstawiające się
zapadaniu grawitacyjnemu gwiazdy. Masy białych karłów są
mniejsze lub równe około 1.4 mas Słońca, rozmiar jest rzędu
~5000 km, a średnia gęstość jest ogromna i wynosi około .
Gwiazda ma rozmiary naszej Ziemi. Elektrony w białym karle są
zdelokalizowane, tak jak w metalu, a jego jądro przypomina
krystaliczny metal. Gwiazda jest stabilna tak długo, jak długo
ciśnienie wywołane przez elektrony zdoła przeciwstawić
się zapadaniu grawitacyjnemu.
Tę granicę wyznacza masa Chandrasekhara M
Ch
~
1.48 M
S
. Białe karły nie produkują już energii przez
syntezę jądrową, świecą termicznie wychładzając
się. Ich temperatura efektywna jest jednak wysoka
(~10000 K) i dlatego są białe. Jasność jest jednak
niewielka, zaledwie 1/1000 do 1/100 jasności
Słońca.
Z białymi karłami związane jest zachowanie
gwiazd nowych: materia ulega akreci na
powierzchnię białego karła i podczas tego staje się
tak gorąca, że "zapala się" i wybucha (wybuch
termojądrowy). Zachowanie to może być cykliczne.
Jeżeli masa białego karła przekracza jednak
granicę Chandrasekhara, wtedy gwiazda zapada
się i następuje wybuch.
GWIAZDA NEUTRONOWA
Jest ostatnim szczeblem ewolucji
gwiazd. Gwiazda neutronowa jest swego rodzaju
ogromnym jądrem "atomowym". Jej rozmiar jest
rzędu 10-15 km, masa 1-3 mas Słońca a średnia
gęstość ρ ~ 10
14
g/cm
3
. Gwiazda istnieje tak
długo, jak ciśnienie zdegenerowanego gazu
nukleonów (przeważnie neutronów) jest w stanie
przeciwstawić się zapadaniu grawitacyjnemu.
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. Nieco
podobne własności mogą mieć
hipotetyczne gwiazdy kwarkowe.
CZARNA DZIURA
Powszechnie uważa się, że nie wszystkie
supernowe prowadzą do gwiazdy neutronowej.
Jeżeli masa gwiazdy jest dostatecznie duża,
malejący podczas zapadania się promień
gwiazdy może przekroczyć jej
grawitacyjny promień Shważshilda i wówczas
gwiazda stanie się czarną dziurą.
Istnienie czarnych dziur zostało przewidziane
w ogólnej teorii względności i ma dobre
podstawy zarówno teoretyczne, jak i
obserwacyjne.
ZMIANA ŚCIEŻKI EWOLUCJI
Na każdym etapie ewolucji gwiazdy ścieżka
ewolucji może ulec zmianie w wyniku
dostarczenia do gwiazdy nowego materiału
zdolnego do syntezy termojądrowej, co następuje
w wyniku wchłonięcia przez gwiazdę obłoku
pyłowo-gazowego. Proces wchłaniania sąsiedniej
gwiazdy zachodzi niemal zawsze, gdy w układzie
podwójnym gwiazda ewoluująca szybciej stanie
się białym karłem, a jej towarzyszka czerwonym
olbrzymem.