ŻYCIE GWIAZDDaria Torbicka

Budowa gwiazdy ciągu głównegoCzyli Słońca i ponad 90% gwiazd w kosmosie

Ewolucja Słońcai innych gwiazd ciągu głównego

Narodziny gwiazdy

Gwiazda powstaje z obłoku pyłu i gazu, gdy w pewnym obszarze Gwiazda powstaje z obłoku pyłu i gazu, gdy w pewnym obszarze przestrzeni powstanie zagęszczenie obłoku pyłowo-gazowego. Ewolucja przestrzeni powstanie zagęszczenie obłoku pyłowo-gazowego. Ewolucja gwiazdy zaczyna się od gigantycznego obłoku molekularnego jak ten gwiazdy zaczyna się od gigantycznego obłoku molekularnego jak ten widoczny w tle slajdu (mgławica widoczny w tle slajdu (mgławica Koński ŁebKoński Łeb znana także jako IC 434 i znana także jako IC 434 i Barnard 33).Barnard 33).

Wielka Mgławica w Orionie - M42

Mgławica w Orionie (M42) jest najjaśniejszą mgławicą na polskim niebie i zarazem najbliższym ośrodkiem tworzenia się gwiazd. W pogodną noc, z dala od świateł miast widać ją gołym okiem, a już przy pomocy większej lornetki można zauważyć jej strukturę. Kolory widoczne są tylko na zdjęcia zrobionych w dłuższym czasie ekspozycji. Jest oddalona o 1500 lat świetlnych od ziemi. Znajduje się tuż pod pasem Oriona wraz z kilkoma innymi, mniejszymi mgławicami.

ProtogwiazdaObłoki pyłowo-gazowe wypełniające galaktyki mogą zagęszczać się w wyniku lokalnej fluktuacji gęstości ale częściej dochodzi do zagęszczenia w wyniku "zderzenia" dwóch obłoków. Inicjatorem zagęszczania się materii obłoku może być silne promieniowanie elektromagnetyczne będące wynikiem wybuchu innej gwiazdy, powoduje ono ruch cząsteczek obłoku od jednej strony tworząc linowy wzrost zagęszczenia. Stopniowo obłok ten zaczyna się zapadać pod wpływem grawitacji. Kolapsujący obłok fragmentuje na mniejsze obłoki. Obłoki o masie około 50 mas Słońca mogą tworzyć pojedynczą gwiazdę. W tych obłokach gaz się rozgrzewa kosztem energii potencjalnej i obłok staje się sferyczną obracającą się protogwiazdą.

W początkowym stadium protogwiazda jest ukryta wewnątrz gęstego obłoku gazu i pyłu. Czasami widać sylwetkę takiego kokonu na tle silnie emitującego gazu.

W wyniku zapadania grawitacyjnego obłoku rośnie gęstość i temperatura. Jeżeli jest wystarczająco masywny, po odpowiednim wzroście temperatury (do około 15mln K) w jego wnętrzu rozpoczynają się procesy syntezy jądrowej i rodzi się nowa gwiazda.

Masa niektórych protogwiazd jest zbyt mała by mogły rozpocząć reakcje syntezy jądrowej (m<0,075 masy Słońca). Taka protogwiazda nazywana brązowym karłem (ścieżka 1) umiera wolno ochładzając się (wypromieniowując energię) w ciągu setek milionów lat.

Okres dojrzałyGwiazdy 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 (na następnym slajdzie). 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.

Diagram Hertzsprunga-Russella

Starość gwiazdDalszy los gwiazdy jest ściśle związany z jej masą. 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 niczym więcej jak 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.

Gwiazda rozpocznie 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.

Mgławica planetarna NGC 7293

Mgławica planetarna NGC 2440

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 (56Fe) 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). Neutrina przedostając się przed 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.

Mechanizm wybuchu supernowej nie został jeszcze dobrze zrozumiany.

Artystyczna wizja wybuchu supernowej

Mgławica KrabaCzyli pozostałość po supernowej

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.

Białe karłySą 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 przestrzeń 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 107g / cm3. 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 MCh ~ 1.48 MS. 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 akrecji na powierzchnię białego karła i podczas tego staje się tak gorąca, że "zapala się" i wybucha

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 ~ 1014 g/cm3. 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.

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 Schwarzschilda 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.

Symulacja czarnej dziury, o masie 10 słońc widzianej z odległości 600 km z Drogą Mleczną w tle.

Zmiana ścieżki ewolucjiNa 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.

Artystyczna wizja układu podwójnego

KONIEC

Dziękuje za uwagę