GwiazdaJest to ciało niebieskie będące skupiskiem związanej grawitacyjnie materii, w której

zachodzą reakcje syntezy jądrowej. Wyzwolona z nich energia emitowana jest

w postaci promieniowania elektromagnetycznego, a w szczególności

jako światło widzialne. Gwiazdy mają kształt zbliżony do kuli. Zbudowane są głównie z wodoru i helu. Jednak zanim

powstanie gwiazda, w przestrzeni kosmicznej odbywa się bardzo wiele

procesów…

Powstawanie gwiazdNowe gwiazdy rodzą się z materii międzygwiezdnej. Powstają w obszarach, gdzie pył i gaz zagęszczone są bardziej niż w miejscach otaczających i tworzą obłoki nazywane mgławicami. Zawierają one głównie wodór i hel. Przykładem takiej mgławicy może być mgławica znajdująca się w gwiazdozbiorze Oriona. Kurczenie się mgławic, które powstaje przez siłę grawitacyjną środka mgławicy, bezpowrotnie prowadzi do powstania nowej gwiazdy. Materia zagęszcza się do tego stopnia, że atomy wodoru zderzają się ze sobą, powodując rozgrzanie gazu do kilkudziesięciu milionów stopni Celsjusza. Kiedy ciężar zewnętrznej warstwy gwiazdy zostanie zrównoważony przez ciśnienie wewnątrz gwiazdy, przestaje ona się kurczyć.

Mgławica w gwiazdozbiorze Oriona

Dalszy los gwiazdy jest zależny od jej masy. Jeśli jest ona co najmniej 10 razy większa niż Słońce, to będzie żyła jedynie 10 milionów lat. Jeżeli gwiazda jest 5 razy cięższa od Słońca, wybucha dopiero po 600 milionach lat. Zaś gwiazdy takie jak Słońce żyją przeciętnie 10 miliardów lat. A więc im większa gwiazda tym szybciej ginie. Dzieje się tak, ponieważ te gwiazdy szybciej zużywają energię z jądra. Czasami jest tak, że masa mgławicy była za mała, aby osiągnąć odpowiednio wysoką temperaturę. Taki obiekt to brązowy karzeł, ponieważ świeci dość ciemno, w porównaniu do gwiazd. Bywa również, że powstają dwie gwiazdy, powiązane siłami grawitacyjnymi i obiegające się wzajemnie. Aż połowa gwiazd należy do takiego układu.

Życie gwiazd

Gwiazda LHS 2397a (jaśniejsza plamka) i brązowy karzeł (słabsza plamka)

Gwiazdy kończą swoje życie poprzez wybuch, na skutek którego materia w ich sąsiedztwie (pył i gaz) się zagęszcza. Stare gwiazdy kończące swoje życie wybuchem, dają więc impuls do powstania nowych gwiazd. Wewnątrz tworzących się zespołów obłoków powstają całe grupy gwiazd. Gwiazdy wyglądające z Ziemi jak świecące punkty to w rzeczywistości największe na świecie naturalne laboratoria, w których siły przyrody wytwarzają energię z materii i produkują wszystkie występujące na Ziemi pierwiastki chemiczne, poza wodorem. Pierwszy w tablicy Mendelejewa, najlżejszy pierwiastek, stanowi podstawowy substrat do tworzenia pozostałych pierwiastków. Dostarcza go oczywiście międzygwiezdna materia. Lecz z każdą sekundą wodoru w gwieździe ubywa.

Końcowy etap życia gwiazdySłabo świecące gwiazdy o małych rozmiarach, świecą najdłużej. Gdy

cały wodór w środku gwiazdy zmieni się w hel, jej jądro helowe zacznie się grawitacyjnie kurczyć i rozgrzewać. Skurczone jądro osiąga nawet temperaturę 100 milionów stopni Celsjusza. Daje to początek reakcjom syntezy węgla z helu. Powtórzy się druga runda procesów, w których z helu powstanie węgiel, a następnie z węgla i helu powstanie tlen. Gdy w jądrze będzie już tylko węgiel i tlen, jądro zacznie się znowu kurczyć i rozgrzewać. W zewnętrznej otoczce gazu stykającego się z gorącym rdzeniem będą zachodzić jeszcze reakcje syntezy helu z wodoru.Wydzielająca się w tych reakcjach energia spowoduje, że siły grawitacyjne nie będą już w stanie zatrzymać zewnętrznych warstw gazu. I w taki sposób gwiazda rozpadnie się i zginie. Przemiany pierwiastków w jadrze

gwiazdy: wodór

hel węgiel tlen

umierająca gwiazda w gwiazdozbiorzeSmoka w fazie czerwonego olbrzyma

Bardzo dużo gwiazd przez większość końcowego okresu swojego życia jest czerwonymi olbrzymami.

Zbiorowisko czerwonych olbrzymów

SłońceSłońce jest gwiazdą, jak każda inna. Jego wiek szacowany jest na 5 mld lat. Jego temperatura na powierzchni osiąga 5500°C, ale w środku dochodzi do 14 mln °C. Zewnętrzne warstwy Słońca wirują z różną prędkością. W pobliżu równika jeden obrót zabiera im 25,4 dnia, w okolicach bieguna - 36 dni. W samym

środku Słońca panuje ciśnienie 250 miliardów atmosfer, a gęstość jest 150 razy większa od gęstości wody. Moc energii wypromieniowanej przez Słońce wynosi 386 miliardów megawatów. Oznacza to, że w ciągu jednej sekundy Słońce wypromieniowuje 386 000 000 000 000 000 J energii. Źródłem tej energii jest przemiana jąder wodoru w jądra helu. W każdej sekundzie ok. 700 milionów ton wodoru zamienia się w 695 milionów ton helu. 5 milionów ton zamienia się w energię promieniowania gamma. Słońce otacza korona - bardzo rozrzedzony gaz, rozciągający się na miliony kilometrów, rozgrzany do ponad miliona stopni. Z powierzchni Słońca stale wyrzucane są w kosmos strumienie naładowanych cząstek, protonów i elektronów, tworzące tak zwany wiatr słoneczny, wiejący z prędkością 450 km/s. Wyjątkowo silne podmuchy tego wiatru, zapoczątkowane silnymi erupcjami na Słońcu, są przyczyną zórz polarnych na Ziemi.

Przewidywana śmierć SłońcaSłońce prawdopodobnie zginie tak jak inne gwiazdy. Proces ten

został opisany już wcześniej. Podczas śmierci Słońca w kierunku Ziemi będązbliżały się ogromne ilości gorącego gazu. Słońce stanie się wtedyczerwonym olbrzymem i wchłonie Merkurego, Wenus oraz Ziemię,czyli najbliższe planety w Układzie Słonecznym. Wtedy na Ziemiwoda w oceanach się będzie się gotować, skały ulegną stopieniu, atmosferauleci daleko w przestrzeń kosmiczną, życie na Ziemi przestanie istnieć. Rozszerzająca się otoczka wokół kurczącego się jądra czerwonego olbrzyma otrzymała nazwę mgławicy planetarnej. Odlatuje ona w kosmos rozciągając sięna setki lat świetlnych i tworzy bardzo ciekawe kształty.Gwiazda pozostawi po sobie tylko stygnące jądro, które będziemiało tak wielką gęstość, że niewielka jego ilość, która zmieściłabysię w jednej łyżeczce będzie ważyła tonę. Takie jądro staniesię gorącym białym karłem. Biały karzeł jest to niewielki (rzędu rozmiarów Ziemi) obiekt astronomiczny wysyłający białe światło. Dalsze stygnięcie doprowadzi je do stanu martwego czarnego karła. Kosmos powinien być pełen takich wypalonych gwiazd, jednak trudno je zobaczyć. Towarzysz Syriuszajest właśnie białym karłem.

Syriusz i jego towarzysz – biały karzeł.

Jako czerwony olbrzym gwiazda V391 Pegasi (na dole)

powiększyła swój promień do ponad 100 mln km i niemal połknęła krążącą wokół niej

planetę (u góry).

Taki los czeka Ziemię

Budowa Słońca

jądrokorona

protuberancjefotosferaotoczka

Korona jest najbardziej zewnętrzną częścią atmosfery słonecznej, rozciągającą się miliony kilometrów od Słońca, widzianą najlepiej podczas całkowitego zaćmienia Słońca. Jest ona dużo bardziej gorąca niż widoczne zewnętrzne części atmosfery słonecznej. Jej temperatura wynosi ponad milion stopni Celsjusza. Z powodu bardzo małej gęstości korona słoneczna wytwarza znacznie mniej światła niż warstwy położone głębiej.

Otoczka jest częścią Słońca leżącą wokół jądra. Jej temperatura jest zbyt niska, aby mogły w niej zachodzić wydajne reakcje termojądrowe. W otoczce materia staje się już jednorodna chemicznie. Transportuje ona energię z jądra do zewnętrznych warstw Słońca.

Fotosfera jest to widzialna, powierzchniowa warstwa Słońca, emitująca na zewnątrz gwiazdy fale elektromagnetyczne w postaci światła widzialnego.

Protuberancje są to obłoki gorącego gazu wyrzucane z atmosfery słonecznej na wysokość do 100 tys. km.

Przykłady innych gwiazd

Gwiazda Polarna

Gwiazdy w kierunku centrum Drogi MlecznejPlejady – przykłady

nowych gwiazd

Albireo i Beta Cygni – gwiazda podwójna

Koniec