GwiazdaGwiazda –  – ciało niebieskie będące skupiskiem materii, w której ciało niebieskie będące skupiskiem materii, w której zachodzą reakcje syntezy jądrowej. zachodzą reakcje syntezy jądrowej.

Wyzwolona w nich energia jest emitowana w Wyzwolona w nich energia jest emitowana w postaci światła widzialnego.postaci światła widzialnego.

Słońce, najbliższa Ziemi Słońce, najbliższa Ziemi gwiazda, gwiazda,

w dalekim ultrafiolecie.w dalekim ultrafiolecie.

WszechświatWszechświat ulegaulega ewolucji, podobnie ewolucji ewolucji, podobnie ewolucji

podlegają znajdujące się w nim podlegają znajdujące się w nim obiekty np. galaktyki, gwiazdy. obiekty np. galaktyki, gwiazdy. Dzisiejsza wiedza nie daje nam Dzisiejsza wiedza nie daje nam

pewności, czy wcześniej pewności, czy wcześniej powstawały powstawały galaktykigalaktyki czy czy gromady galaktyk. Lepiej gromady galaktyk. Lepiej

rozumiemy natomiast procesy, rozumiemy natomiast procesy, które doprowadziły do które doprowadziły do

tworzeniatworzenia i ewolucji gwiazd.i ewolucji gwiazd.

Ewolucja gwiazdy Ewolucja gwiazdy składa się z składa się z kilku etapów, podczas których jej kilku etapów, podczas których jej

wielkość i temperatura ulegają wielkość i temperatura ulegają gwałtownym zmianom. Długość życiagwałtownym zmianom. Długość życia i przebieg ewolucji gwiazdy zależy i przebieg ewolucji gwiazdy zależy

głównie od jej masy: im większa głównie od jej masy: im większa masa, tym szybciej gwiazda zużywa masa, tym szybciej gwiazda zużywa

zawarte zawarte w niej gazy w reakcjach jądrowychw niej gazy w reakcjach jądrowych

i tym szybciej umiera.i tym szybciej umiera.

Gwiazda powstaje z obłoku Gwiazda powstaje z obłoku międzygwiazdowego międzygwiazdowego 

składającego się z pyłu i gazu głównie wodoru składającego się z pyłu i gazu głównie wodoru w postaci atomowej, jedną czwartą stanowi w postaci atomowej, jedną czwartą stanowi

hel, hel, a pozostałe atomy i pył to mniej niż 1% masy. a pozostałe atomy i pył to mniej niż 1% masy. W obszarach zagęszczenia następuje łączenie W obszarach zagęszczenia następuje łączenie się atomów wodoru w molekuły Hsię atomów wodoru w molekuły H22, w wyniku , w wyniku

czego powstaje obłok molekularny . czego powstaje obłok molekularny . Typowa gęstość obłoku molekularnego to kilka Typowa gęstość obłoku molekularnego to kilka milionów cząstek w cmmilionów cząstek w cm33. Masa GMC wynosi od . Masa GMC wynosi od 100 000 do 10 000 000 mas Słońca, a rozmiary 100 000 do 10 000 000 mas Słońca, a rozmiary obłoku są rzędu od 50 do 300 lat świetlnych.obłoku są rzędu od 50 do 300 lat świetlnych.

Narodziny gwiazdyNarodziny gwiazdy

NGC 604, obszar tworzenia się NGC 604, obszar tworzenia się gwiazd w galaktyce Triangulum - gwiazd w galaktyce Triangulum -

TrójkątaTrójkąta

Wykres Hertzsprunga-Russella klasyfikujący gwiazdy.Wykres Hertzsprunga-Russella klasyfikujący gwiazdy.

Powyższy wykres przedstawia kolejne fazy.Powyższy wykres przedstawia kolejne fazy.Na początku, gdy rozpoczyna się fuzja wodoru, Na początku, gdy rozpoczyna się fuzja wodoru, gwiazda przemieszcza się na diagramie H-R w gwiazda przemieszcza się na diagramie H-R w lewo (rośnie jej temperatura) osiągając ciąg lewo (rośnie jej temperatura) osiągając ciąg

główny.główny. Gdy zasoby wodoru zmniejszają się,Gdy zasoby wodoru zmniejszają się,

a w reakcjach jądrowych coraz większą rolę a w reakcjach jądrowych coraz większą rolę zaczyna odgrywać hel, gwiazda opuszcza ciąg zaczyna odgrywać hel, gwiazda opuszcza ciąg

główny przesuwając się na diagramiegłówny przesuwając się na diagramie H-R w prawą stronę i w górę (zmniejsza się jej H-R w prawą stronę i w górę (zmniejsza się jej

temperatura i rośnie jasność). temperatura i rośnie jasność).

Gwiazdy o masie:Gwiazdy o masie: poniżej 10%  (masy Słońca) stają się od razu białymi poniżej 10%  (masy Słońca) stają się od razu białymi karłami karłami od 10%-40% po bardzo długim czasie z gwiazdy ciągu od 10%-40% po bardzo długim czasie z gwiazdy ciągu głównego stanie się białym karłem.głównego stanie się białym karłem. od 40% do 300%  w końcu swego życia stają się od 40% do 300%  w końcu swego życia stają się czerwonymi olbrzymami, a ostatecznie po "spaleniu" helu czerwonymi olbrzymami, a ostatecznie po "spaleniu" helu stają się białymi karłami.stają się białymi karłami.większa od 300% , to po krótkim pobycie na ciągu większa od 300% , to po krótkim pobycie na ciągu głównym gwiazda staje się nadolbrzymem, nową głównym gwiazda staje się nadolbrzymem, nową lub supernową, by ostatecznie skończyć jako biały lub supernową, by ostatecznie skończyć jako biały karzeł, gwiazda neutronowa lub czarna dziura.karzeł, gwiazda neutronowa lub czarna dziura.

To, jak długo gwiazda pozostajeTo, jak długo gwiazda pozostaje w ciągu głównym, zależy od jej masy.w ciągu głównym, zależy od jej masy.

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

ProtogwiazdaProtogwiazda - tworząca się  - tworząca się dopiero gwiazda (jeszcze przed dopiero gwiazda (jeszcze przed dojściem do ciągu głównego, dojściem do ciągu głównego, czyli zapadający się na skutek czyli zapadający się na skutek

grawitacjigrawitacji (i rozgrzewający przy tym) obłok (i rozgrzewający przy tym) obłok

materii międzygwiazdowej. materii międzygwiazdowej. W jej wnętrzu nie zachodzą W jej wnętrzu nie zachodzą

jeszcze reakcje termojądrowe. jeszcze reakcje termojądrowe. Emituje on promieniowanie Emituje on promieniowanie cieplne głównie z zakresu cieplne głównie z zakresu podczerwieni na skutek podczerwieni na skutek

kurczenia się.kurczenia się.

I.I. protogwiazda → błękitny nadolbrzym → czarna dziuraprotogwiazda → błękitny nadolbrzym → czarna dziura

Błękitny nadolbrzymBłękitny nadolbrzym (lub niebieski nadolbrzym)  (lub niebieski nadolbrzym) – gwiazda o typie widmowym – gwiazda o typie widmowym OO lub  lub BB należąca  należąca

do do II klasy jasności. klasy jasności.

Porównanie rozmiarów Słońca i błękitnego nadolbrzyma (Rigel)Porównanie rozmiarów Słońca i błękitnego nadolbrzyma (Rigel)

II. protogwiazda → błękitny nadolbrzym → II. protogwiazda → błękitny nadolbrzym → supernowa → czarna dziurasupernowa → czarna dziura

SupernowaSupernowa –  – w astronomii termin w astronomii termin

określający kilka określający kilka rodzajów kosmicznych rodzajów kosmicznych

eksplozji, które powodują eksplozji, które powodują powstanie na niebie powstanie na niebie niezwykle jasnego niezwykle jasnego

obiektu, który już po obiektu, który już po kilku tygodniach bądź kilku tygodniach bądź miesiącach staje się miesiącach staje się niemal niewidoczny.niemal niewidoczny.

Pozostałość po Pozostałość po „Gwieździe Keplera”„Gwieździe Keplera”

Czarna dziuraCzarna dziura  – – obszar czasoprzestrzeni, którego, obszar czasoprzestrzeni, którego, z uwagi na wpływ grawitacji, nic, z uwagi na wpływ grawitacji, nic,

łącznie ze światłem, nie może łącznie ze światłem, nie może opuścić.opuścić.

Symulowany widok czarnej dziury.Symulowany widok czarnej dziury.

III. protogwiazda → błękitny nadolbrzym → czerwony III. protogwiazda → błękitny nadolbrzym → czerwony olbrzym → supernowa → gwiazda neutronowaolbrzym → supernowa → gwiazda neutronowa

Czerwony olbrzymCzerwony olbrzym – gwiazda – gwiazda  o stosunkowo niewielkiej masieo stosunkowo niewielkiej masie (od 0,5 do ok. 8-10 mas Słońca), (od 0,5 do ok. 8-10 mas Słońca),

będąca na schyłkowym będąca na schyłkowym etapie ewolucji. Nazwa pochodzi od etapie ewolucji. Nazwa pochodzi od

obserwowanej barwy i dużych obserwowanej barwy i dużych rozmiarów (setki razy większych od rozmiarów (setki razy większych od

promienia Słońca). Gwiazda promienia Słońca). Gwiazda po zsyntetyzowaniu helu z całej ilości po zsyntetyzowaniu helu z całej ilości

wodoru w jądrze zaczyna wodoru w jądrze zaczyna syntezę helu z warstw wodoru syntezę helu z warstw wodoru

położonych bliżej jej powierzchni.położonych bliżej jej powierzchni.

Gwiazda neutronowaGwiazda neutronowa – gwiazda  – gwiazda zdegenerowana powstała w zdegenerowana powstała w

wyniku ewolucjiwyniku ewolucji gwiazd o dużych gwiazd o dużych masach (~ 8–10 mas Słońca). Powstają masach (~ 8–10 mas Słońca). Powstają

podczas podczas wybuchu supernowej (supernowe typu wybuchu supernowej (supernowe typu

II lub Ib) lub kolapsu białego II lub Ib) lub kolapsu białego karła (supernowa typu Ia) w układach karła (supernowa typu Ia) w układach

podwójnych.podwójnych. Materia składająca się na gwiazdy Materia składająca się na gwiazdy

neutronowe jest niezwykle gęsta, przy neutronowe jest niezwykle gęsta, przy średnicy 10–15 km gwiazdy tego typu średnicy 10–15 km gwiazdy tego typu mają masę od 1,4 do 2,5 mas Słońca. mają masę od 1,4 do 2,5 mas Słońca.

Łyżeczka materii neutronowej ma masę Łyżeczka materii neutronowej ma masę ok. 6 miliardów ton.ok. 6 miliardów ton. Pulsar VelaPulsar Vela

IV. protogwiazda → gwiazda ciągu głównego typu IV. protogwiazda → gwiazda ciągu głównego typu naszego Słońca → czerwony olbrzym → mgławicanaszego Słońca → czerwony olbrzym → mgławica

planetarna → biały karzeł → czarny karzełplanetarna → biały karzeł → czarny karzeł

Cztery mgławice planetarne

Mgławica planetarnaMgławica planetarna –  – obłok gazu i pyłu powstałegoobłok gazu i pyłu powstałego

z zewnętrznych z zewnętrznych warstw gwiazdy kończącej etap warstw gwiazdy kończącej etap syntezy jądrowej we wnętrzu. syntezy jądrowej we wnętrzu.

W centrum takiego obiektu W centrum takiego obiektu odkrywane są zwykle białe karły, odkrywane są zwykle białe karły,

w które zamieniają się gwiazdy po w które zamieniają się gwiazdy po utracie otoczki.utracie otoczki.

Biały karzełBiały karzeł – niewielki  – niewielki (rozmiarów Ziemi) obiekt (rozmiarów Ziemi) obiekt astronomiczny składający astronomiczny składający

się ze zdegenerowanej się ze zdegenerowanej materii, emitujący materii, emitujący

m.in. promieniowanie m.in. promieniowanie widzialne. Powstaje po widzialne. Powstaje po

ustaniu reakcji jądrowych ustaniu reakcji jądrowych w gwieździe o małej lub w gwieździe o małej lub

średniej masie.średniej masie.

Syriusz jest gwiazdą podwójną; Syriusz jest gwiazdą podwójną; strzałka wskazuje białego karła, strzałka wskazuje białego karła,

Syriusza BSyriusza B

V. protogwiazda → czerwony karzeł V. protogwiazda → czerwony karzeł  →  → biały karzeł biały karzeł 

VI. protogwiazda → brązowy karzełVI. protogwiazda → brązowy karzeł

Brązowy karzełBrązowy karzeł – obiekt  – obiekt gwiazdopodobny o masie zbyt małej gwiazdopodobny o masie zbyt małej

(poniżej ok. 8% masy Słońca – 80 mas (poniżej ok. 8% masy Słońca – 80 mas Jowisza), by mogły zachodzić w nim Jowisza), by mogły zachodzić w nim

reakcje przemiany wodoru w hel. reakcje przemiany wodoru w hel. Od planet-olbrzymów odróżnia je to, że Od planet-olbrzymów odróżnia je to, że

są zdolne do syntezy są zdolne do syntezy deuteru przynajmniej na początku deuteru przynajmniej na początku

swojego istnienia. Brązowe karły często swojego istnienia. Brązowe karły często występują samotnie występują samotnie

w przestrzeni. Określa się je czasem w przestrzeni. Określa się je czasem mianem "niewypałów", "super planet", mianem "niewypałów", "super planet",

bądź "nieudanych gwiazd".bądź "nieudanych gwiazd".Gwiazda 54 Piscium i Gwiazda 54 Piscium i

krążący wokół niej krążący wokół niej brązowy karzeł 54 Psc brązowy karzeł 54 Psc

BB

Dalszy los gwiazdy jest ściśle związany z jej masą. Dalszy los gwiazdy jest ściśle związany z jej masą. Gwiazda o masie mniejszej niż połowa masy Słońca Gwiazda o masie mniejszej niż połowa masy Słońca nigdy nie będzie w stanie dokonać dalszej syntezy z nigdy nie będzie w stanie dokonać dalszej syntezy z helu, nawet gdy w jądrze zakończy się już synteza helu, nawet gdy w jądrze zakończy się już synteza

helu z wodoru. Powodem tego jest nikła masa helu z wodoru. Powodem tego jest nikła masa gwiazdy, która nie pozwala jej wywrzeć gwiazdy, która nie pozwala jej wywrzeć

wystarczająco dużego ciśnienia na jądro. Te wystarczająco dużego ciśnienia na jądro. Te gwiazdy to czerwone karły, takie jak np. Proxima gwiazdy to czerwone karły, takie jak np. Proxima

Centauri i żyją one przez setki miliardów lat. Centauri i żyją one przez setki miliardów lat. Wszechświat jest wciąż za młody, aby któraś z tych Wszechświat jest wciąż za młody, aby któraś z tych

gwiazd mogła już wyczerpać całe swoje paliwo.gwiazd mogła już wyczerpać całe swoje paliwo.

Starzenie się gwiazdStarzenie się gwiazd

Gwiazdy zwarte - śmierć gwiazdGwiazdy zwarte - śmierć gwiazd

Przez zwarte gwiazdy rozumiemy gęste zwarte gwiazdy Przez zwarte gwiazdy rozumiemy gęste zwarte gwiazdy w ostatnim swym stadium ewolucji. Do tej klasy należą w ostatnim swym stadium ewolucji. Do tej klasy należą

białe karły, gwiazdy neutronowe i czarne dziury. W białe karły, gwiazdy neutronowe i czarne dziury. W szczególnych przypadkach hiperolbrzymów ich żywot szczególnych przypadkach hiperolbrzymów ich żywot może się zakończyć wybuchem tzw. może się zakończyć wybuchem tzw. pair instability pair instability

supernovasupernova, który całkowicie rozrywa gwiazdę., który całkowicie rozrywa gwiazdę.

Schemat hiperolbrzyma, ciśnienie Schemat hiperolbrzyma, ciśnienie promieniowania gamma przeciwstawia się promieniowania gamma przeciwstawia się grawitacji zewnętrznych warstw gwiazdygrawitacji zewnętrznych warstw gwiazdy

Słońce jest pojedynczą gwiazdą ciągu głównego.Słońce jest pojedynczą gwiazdą ciągu głównego.Jego typ widmowy G2 charakteryzuje biaława barwa i Jego typ widmowy G2 charakteryzuje biaława barwa i

obecność w widmie linii zjonizowanych i obecność w widmie linii zjonizowanych i neutralnych metali oraz bardzo słabych linii wodoru. neutralnych metali oraz bardzo słabych linii wodoru. Jest ono jaśniejsze i ma większą masę niż przeciętna Jest ono jaśniejsze i ma większą masę niż przeciętna

gwiazda w Drodze Mlecznej, spośród których około 85% gwiazda w Drodze Mlecznej, spośród których około 85% stanowią czerwone karły.stanowią czerwone karły.

Najbliższa Ziemi gwiazdaNajbliższa Ziemi gwiazda- Słońce- Słońce

wykonaławykonałaAngelika Miszkurka 3TCPGAngelika Miszkurka 3TCPG