Ewolucja gwiazd

Ewolucja gwiazd

Ewolucja to proces zmian zachodzących w czasie. To pojęcia najpierw stosowane było w filozofii i naukach społecznych dopiero potem zastosowane zostało w biologii (ewolucja biologiczna), astronomii (ewolucja gwiazdowa), kosmologii (ewolucja Wszechświata), religioznawstwie (ewolucja wierzeń) i psychologii (psychologia ewolucyjna).

Ewolucja gwiazdy w astronomii oznacza cykl zmian, które przechodzi gwiazda podczas swojego życia, czyli milionów lub miliardów lat wydając ciągłe promieniowanie.

1. Przed gwiazdami

Przez pierwsze 300 000 lat przestrzeń Wszechświata wypełniona była wieloma jądrami wodoru, helu oraz fotonów i swobodnych elektronów. Są one w ciągłym równowadze termicznej, czyli ciągłym oddziaływaniu. W czasie tej epoki Wszechświat był ubogi w galaktyki, gwiazdy i planety oraz jakiekolwiek formy życia, ponieważ świetlna kąpiel przenikała wszystko i powstrzymywała powstawanie jakichkolwiek struktur. Gorejąca przestrzeń rozszerzała się ciągle i ochładzała.
Ta wczesna epoka zakończyła się, gdy Wszechświat uzyskał temperaturę 3000 kelwinów. W tej temperaturze elektrony i jądra atomowe łączyły się ze sobą tworząc atomy w większości wodór. Wtedy właśnie atomy helu i wodoru pod wpływem grawitacji. Zapadanie się materii powoduje, że powstają duże skupiska gwiazd, gazu i innej materii. Zostały one nazwane galaktykami.

2. Tworzenie się gwiazd

Pierwsze gwiazdy powstały mniej więcej w tym samym czasie, co galaktyki. Astronomowie dzięki rozwojowi techniki mogli zbadać jak do tego doszło i udowodnili, że w obecnej epoce gwiazdy powstają w obrębie obłoków molekularnych, czyli dużych skupisk cząsteczek gazu. Obłoki takie mają często masę dużo większą od Słońca oprócz tego są znacznie gęstsze i zimniejsze od otaczającego je gazu międzygwiazdowego. To w nich można zaobserwować proces powstawania gwiazdy.
Gwiazdy rodzą się w wyniku zapadania się jąder obłoków molekularnych, czyli zagęszczeń rozrzuconych w obłoku znacznie większej objętości. To właśnie one penetrowane przez pole magnetyczne opierają się działaniu siły grawitacji prowadzącej do kolapsu. Lecz wiadomo nam, że opór jąder nie może trwać wiecznie. Pole magnetyczne stopniowo przenika na zewnątrz i środek staję się coraz bardziej skoncentrowany. W późniejszym stadium pole magnetyczne opuszcza jądro i staję się ono zbyt ciężkie i gęste, aby mogło się same utrzymać i rozpoczyna się faza zapadania. Po chwili od jej rozpoczęcia w samym środku pojawia się mała protogwiazda, z której powstanie w pełni dojrzała gwiazda.
Przez wiele lat nie można było zaobserwować dalszego rozwoju gwiazdy, ponieważ podczas trwania głównej fazy zapadania protogwiazda wraz z mgławicowym dyskiem powstającym na skutek obracających się jąder molekularnych jest prawie cała zasłonięta warstwą gazu i pyłu, która jest dostatecznie gruba by zasłonić cały proces tworzenia się gwiazdy. Początkowo światło wydzielane przez gwiazdę jest tak mocne, że obserwować je można tylko w podczerwieni, czyli niewidzialnego dla człowieka zakresie promieniowania. Dopiero dzięki rozwojowi techniki stało się to możliwe.
W miarę jak rozwija się gwiazda wzrasta także jej masa i jasność. Tworząca się gwiazda wytwarza wiatr gwiazdowy. Wieje on na zewnątrz poprzez ciągle opadający na gwiazdę gaz. Po pierwszym wybuchu wiatr ten skupia się w wąskich strumieniach, ale większość gazów przechodzących w pobliżu gwiazdy nadal kieruje się do środka. Te strumienie jednak miarowo wybuchają i powłoka opadająca na gwiazdę zaczyna się przerzedzać. Po pewnym czasie gwiazda nie jest już tak mocno otoczona przez jądro molekularnego obłoku. W końcu strumień oddziela młody układ gwiazdowy od jego macierzystego jądra.
Chociaż na początku nowe gwiazdy świecą bardzo jasno to ich wnętrze nie jest w pełni wykształcone by spalać wodór w hel. Na początku czerpią one energię z grawitacyjnej kontrakcji. W miarę kurczenia się gwiazdy, jej jądro się przegrzewa i w końcu rozpoczyna się spalanie wodoru. Wtedy mamy do czynienia z prawidłowo ukształtowaną gwiazdą.

3. Dalszy los gwiazdy

Gwiazdy osiągają różne rozmiary największe to nadolbrzymy. Diagram Hertzprunga-Russela przedstawia wolu-cję gwiazdy.

Czerwone i brązowe karły to naj-jaśniejsze gwiazdy w naszej galaktyce. Mają one masę duże mniejszą od Słońca. Jesteśmy w stanie je zobaczyć. Większość nie można dostrzec poprzez największe teleskopy. Są to ciemnie, czerwone i brązowe karły, zbyt małe by mogły dobrze świecić. Są one najwolniej ewoluującymi gwiazdami. Ich tempe-ratura i gęstość jest na tyle mała, że proces zmiany wodoru w hel zachodzi bardzo powoli.

Po milionach lub miliardach lat w zależności od masy początkowej gwiazdy w jej jądrze zaczyna się kończyć wodór w wyniku tego procesy zachodzące w jądrach atomowych, są wolniejsze i tworzone są pierwiastki o dużych masach atomowych w skutek, czego rośnie gęstość gwiazdy. Rośnie także temperatura jej wnętrza, a spada temperatura zewnętrzna, co prowadzi do zapadania się zewnętrznej warstwy materii tak jak podczas zapadania się obłoków molekularnych. Nagły wzrost temperatury gwiazdy prowadzi do tego, że zewnętrzne warstwy są znów wypychane i gwiazda wzrasta do kilka razy większych rozmiarów. Staje się czerwonym olbrzymem, czyli gwiazdą będącą na schyłkowym etapie rewolucji. Jej barwa jest czerwona a rozmiary jak nazwa wskazuje olbrzymie.

4. Schemat ewolucji gwiazd

Ewolucja gwiazdy może przebiegać różnie, lecz jej początkiem jak już wcześniej powiedziałam jest protogwiazda.
Ta rozwija się np. w błękitnego nadolbrzyma, czyli gwiazdę wyjątkowo gorącą i jasną. Później zmienia się w czarną dziurę, czyli jedną z najdziwniejszych obiektów we wszechświecie.

W schemacie po błękitnym olbrzymie może się pojawić także supernowa, czyli końcowy etap życia największych gwiazd. W ich wnętrzu reakcje jądrowe zachodzą coraz szybciej aż dochodzi do gigantycznego wybuchu. Supernowa istnieje bardzo krótko, ale świeci jaśniej niż cała galaktyka. I tak jak i poprzedni schemat kończy się on czarną dziurą.

Jest jeszcze wiele schematów ewolucji gwiazdy. Nie wszystkie kończą się czarną dziurą. Jeden z nich zaczyna się od protogwiazdy poprzez błękitnego nadolbrzyma do czerwonego olbrzyma potem występuje supernowa i na samym końcu gwiazda neutronowa, która jest całkiem nową gwiazdą i powstaje poprzez wybuch supernowej.

Najdłuższy schemat to protogwiazda, gwiazda podobna do naszego Słońca i znajdująca się w ciągu głównym, czyli krzywej na diagramie Hertzsprunga-Russella, wzdłuż której zgrupowana jest większość gwiazd z okolicy słońca, czerwony olbrzym, mgławica planetarna - obłok gazu i pyłu powstały z zewnętrznych warstw umierającej gwiazdy, biały karzeł ? niewielka pozostałość po śmierci mało lub średnio masywnej gwiazdy, wydaje białe światło po niej występuje już tylko czarny karzeł, czyli domniemany końcowy etap jej życia.

5. Śmierć gwiazd o małej masie

Rodzaj śmierci czekający gwiazdę zależy ściśle od jej masy. Nie wiemy dokładnie tego, co stanie się z gwiazdą o małej masie, gdy już zabraknie jej wodoru i tleny, ponieważ Wszechświat liczy tylko 13 miliardów lat a to znacznie mniej niż oczekiwany czas życia gwiazdy, dlatego opierać możemy się tylko na symulacjach komputerowych.

Gwiazda, która ma masę o połowę mniejszą od masy słońca nigdy nie będzie w stanie dokonać dalszej syntezy helu nawet, gdy w jądrze zakończy się już scalanie helu z wodoru. Powodem tego jest, że mała masa gwiazdy nie potrafi wywrzeć dostatecznie dużego ciśnienia na jądro. Takie gwiazdy to czerwone karły żyjące przez setki miliardów lat. Wszechświat jest wciąż za młody na to, by mogły one wyczerpać całe zapasy paliwa wodorowego.

Możliwe jest także to, że gwiazda mająca ok. 0,3 masy Słońca będzie dokonywała fuzji helu tylko w jednej części swojego jądra. Ta reakcja będzie zachodzić nierówno i niestabilnie, produkować będzie duży wiatr gwiazdowy. Taka gwiazda wyparuje i zamieni się w brązowego karła.

W wypadku, gdy gwiazda średniej wielkości dojdzie do fazy czerwonego olbrzyma jej zewnętrzne warstwy rozwijają się a jądro zapada do środka. W jego wnętrzu zachodzi scalanie się atomów helu w węgiel. To uwalnia energię. Jednakże proces ten w gwieździe o wielkości Słońca zajmuje tylko parę minut. Węgiel ma strukturę atomową zbyt mocną by być dalej ściskany przez otaczającą go materię. Jądro staje się słabe. Zbliża się koniec gwiazdy. Teraz rozpocznie się odrzucanie przez gwiazdę jej zewnętrznych warstw. Utworzą one chmurę zwaną mgławicą planetarną. Pozostanie tylko 20 % początkowej masy gwiazdy. Reszta dni jest już przesądzona. Gwiazda spędzi je na ochładzaniu się i kurczeniu. W końcu osiąga ona rozmiary białego karła. Węglowe jądro zapadnie się, zewnętrzne warstwy uciekną w przestrzeń. Gwiazda ta to biały karzeł, w którym ustały już reakcje syntezy termojądrowej.

6. Śmierć gwiazd o dużej masie

Struktura warstwowa to budowa gwiazd bardzo masywnych. Na różnych jej głębokościach odbywa się synteza coraz cięższych jąder. Reakcja pierwiastków cięższych od żelaza pochłania energię. Ciśnienie zmniejsza się a grawitacja zaczyna przeważać, co powoduje kurczenie się gwiazdy. W gęstniejącym i gorącym jądrze następuje zmiana przez połączenie się protonów i elektronów w neutrony i neutrina. Neutrina wywołują syntezę cięższych jąder niż żelazo. Żadne cięższe niż żelazo pierwiastki nie mogłyby istnieć bez wybuchów supernowych. Mechanizm ich wybuchu nie jest dokładnie znany, ale wiadomo, że kończą one życie gwiazdy w bardzo efektywny sposób, o czym wspominałam przy schematach ewolucji gwiazd.

Ewolucja gwiazdy na każdym etapie może ulec zmianie na skutek dostarczenia do gwiazdy nowego materiału zdolnego do syntezy termojądrowej. Następuje to w wyniku wchłonięcia przez gwiazdę obłoku pyłowo-gazowego. Dlatego teraz nie potrafimy ustalić, w jaki sposób będzie przebiegał proces ewolucji każdej gwiazdy we Wszechświecie. Myślę, że kiedyś dzięki rozwojowi techniki w przyszłości będzie to możliwe.