4. Narodziny gwiazdy
Gwiazda powstaje z obłoku pyłu i gazu, gdy w pewnym obszarze
przestrzeni powstanie zagęszczenie obłoku pyłowo-gazowego. Ewolucja
gwiazdy zaczyna się od gigantycznego obłoku molekularnego jak ten
widoczny w tle slajdu (mgławica Koński Łeb znana także jako IC 434 i
Barnard 33).
5. 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.
6. Protogwiazda
Obłoki 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.
7. 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 (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.
9. Starość gwiazd
Dalszy 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.
12. 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.
15. 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.
16. 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 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
17. 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.
18. 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.
Symulacja czarnej dziury, o masie 10
słońc widzianej z odległości 600 km z
Drogą Mleczną w tle.
Istnienie czarnych dziur zostało przewidziane w ogólnej teorii względności i ma
dobre podstawy zarówno teoretyczne jak i obserwacyjne.
19. 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.
Artystyczna wizja
układu podwójnego
