Ewolucja gwiazd
WSTĘP
Ewolucja gwiazdy składa się z kilku etapów, podczas których jej wielkość i temperatura ulegają gwałtownym zmianom. Długość życia i przebieg ewolucji gwiazdy zależy głównie od jej masy: im większa masa, tym szybciej gwiazda zużywa zawarte w niej gazy
w reakcjach jądrowych i tym szybciej umiera.
NARODZINY GWIAZDY | PROTOGWIAZDA
Gwiazdy rodzą się grupowo, wewnątrz chmur gazowo-pyłowych – gł. zawierających wodór - tj. mgławic (m.in. planetarnych). Proces powstawania gwiazdy rozpoczyna się, gdy np. w wyniku fali uderzeniowej, spowodowanej wybuchem supernowej, w mgławicy wystąpi lokalna, grawitacyjna fluktuacja gęstości. Gwiazda wówczas zaczyna świecić. Pod wpływem własnej grawitacji obszar podwyższonej gęstości zapada się, staje się coraz gęstszy i gorętszy, by ostatecznie, po zapoczątkowaniu reakcji termojądrowych przeobrazić się w jedną lub więcej gwiazd: protogwiazdę/-zdy. Początkowo obłok gazu i pyłu ma temperaturę kilku stopni powyżej zera bezwzględnego (tj. –273,15oC – stała temperatura, panująca w kosmosie, bez udziału energii gwiezdnej; inaczej: 0oK), natomiast we wnętrzu, czyli kształtującym się jądrze musi wynosić 10 mln oC, by mogły zapoczątkować się reakcje termojądrowe.
STARZENIE SIĘ GWIAZD
Protogwiazda przekształca się w gwiazdę, gdy w jej wnętrzu zainicjowane zostaną reakcje termojądrowe, podczas których jądra wodoru (1) łączą się w jądra helu (2). Gdy w procesie tych reakcji zasoby wodoru wyczerpują się, zaczynają w gwieździe przebiegać inne reakcje, w których tworzą się coraz cięższe pierwiastki . Proces ten nazywany jest nukleosyntezą, utrzymuje gwiazdę przy życiu poprzez wytwarzanie dostatecznych ilości energii, która w postaci promieniowania elektromagnetycznego uchodzi z jej jądra, zapobiegając zapadaniu się warstw zewnętrznych.
GWIAZDA CIĄGU GŁÓWNEGO /Słońce/
Gdy w wyniku reakcji syntezy, wodór się wypali, to wówczas helowe jądro gwiazdy zapada się, ogrzewając otaczającą je powłokę wodoru, aż osiągnie ona temperaturę wystarczającą do ponownego rozpoczęcia reakcji jądrowych (10 mln oC). W zależności od pierwotnej masy, gwiazda przeobraża się w nadolbrzyma lub czerwonego olbrzyma. Na wykresie Hertzsprunga-Russella (wykres H-R), ok. 90% gwiazd przypada na szerokie pasmo ciągu głównego.
CZERWONY OLBRZYM
Starzejąca się gwiazda ciągu głównego o masie mniejszej niż trzy masy Słońca (masa Słońca: 1 989 kwadrylionów ton), zawiera jądro helowe otoczone powłoką, w której wodór przemienia się w hel. Natomiast promieniowanie wydostające się z jądra gwiazdy powoduje, że jej zewnętrzne warstwy rozszerzają się i ochładzają – gwiazda wtenczas staje się czerwonym olbrzymem. Wówczas temperatura w jądrze wzrasta umożliwiając przemianę helu (2) w węgiel (6). Po zużyciu helu, warstwy zewnętrzne odrywają się, tworząc mgławicę planetarną, a jądro zapada się do postaci białego karła. Po pewnym czasie, reakcje syntezy w jądrze całkowicie zanikają, zapada się ono w sobie, stając się niezwykle gęste. Jego blask stopniowo słabnie, a biały karzeł przekształca się w zimnego, nieaktywnego, czarnego karła. Jest to koniec ewolucji gwiazd o małej masie.
NADOLBRZYM
Gwiazda ciągu głównego o masie co najmniej dziesięciu mas Słońca, staje się w końcu nadolbrzymem. Reaktor jądrowy w jego wnętrzu syntezuje coraz cięższe pierwiastki w temperaturze kilku milionów oC. Natomiast temperatura na powierzchni gwiazdy waha się od 3 500 do 50 000 oC, czemu odpowiada duża rozpiętość barw: od czerwonej do błękitnej.
SUPERNOWA
Nadolbrzymy, o masie przekraczającej dziesięć mas Słońca, giną w potężnej eksplozji, nazywanej supernową. Blask supernowej może przewyższyć jasność całej galaktyki. Przez pewien czas można ją oglądać z Ziemi, jako nową, bardzo jasną gwiazdę. Jeśli po wybuchu powstanie jądro o masie pomiędzy 1,4 a 3 masy Słońca, to kurczy się ono, tworząc gwiazdę neutronową. Natomiast jądro, którego masa przekracza 3 masy Słońca, zapada się pod wpływem własnej grawitacji, tworząc czarną dziurę.
PULSAR I GWIAZDA NEUTRONOWA
Jak już wspomniałem, jeśli masa jądra wynosi od 1,4 do 3 mas Słońca, to pod wpływem grawitacji zapadnie się ono poza stadium białego karła. Wchodzące w jego skład protony (+) i elektrony (-) zostaną ściśnięte do tego stopnia, że powstaną z nich neutrony (~). Taki obiekt nazywany jest właśnie gwiazdą neutronową. Gdy jej średnica wynosi ok. 10 km, to gwiazda wówczas przestaje się zapadać. Niektóre gwiazdy neutronowe obserwujemy jako pulsary, które wysyłają dwie wiązki promieniowania świetlnego. W 1992 roku polski astrofizyk, prof. Aleksander Wolszczan, odkrył, a dwa lata później ostatecznie udowodnił, że wokół jednego z odkrytych przezeń pulsarów krążą trzy planety (dwie trzykrotnie większe od Ziemi, trzecia wielkości naszego Księżyca) i postawił hipotezę o istnieniu czwartej. To odkrycie zostało uznane za największe od przewrotu kopernikańskiego, zaś amerykańscy dziennikarze nazwali Wolszczana drugim Kopernikiem.
CZARNA DZIURA
Po gwieździe, która wybuchła jako supernowa, pozostaje zapadające się jądro. Jeśli jego masa przekracza trzy masy Słońca, to siła grawitacji jest w stanie przezwyciężyć wszelki opór materii. Teoria przewiduje, że jądro zapada się do punktu o zerowej objętości, lecz nieskończonej masie, czyli też gęstości. Punkt ten nosi nazwę osobliwości. Pole grawitacyjne osobliwości jest tak silne, że przestrzeń wokół niej ulega zakrzywieniu, tworząc obiekt zwany czarną dziurą, z której nic, nawet światło (wedle teorii względności Einsteina światło ma dwoistą naturę: występuje jako fala elektromagnetyczna, lecz także posiada swoją masę) nie może się wydostać.
BIBLIOGRAFIA:
OPTIMUS PASCAL MULTIMEDIA: Encyklopedia Wszechświata
Multimedialna Encyklopedia Powszechna FOGRA ’98
ŚWIAT WIEDZY: „Ewolucja gwiazd”
POLITYKA: wywiad z prof. Wolszczanem
INFORMACJE DODATKWE | POJĘCIA
NARODZINY GWIAZDY | PROTOGWIAZDA
GRAWITACJA
Grawitacją nazywamy siłę wzajemnego przyciągania, działającą pomiędzy wszystkimi ciałami we Wszechświecie. Wielkość tego przyciągania zależy od odległości i masy ciał, czyli im większa masa, tym większe przyciąganie.
REAKCJE JĄDROWE
Reakcje jądrowe są procesami, w których jądra jednego pierwiastka przemieniają się w jądra innego, przy czym wyzwala się energia. Mamy dwa rodzaje reakcji jądrowych: reakcje rozszczepiania, w których jądra ulegają rozpadowi na jądra lżejszych pierwiastków, i reakcje syntezy (termojądrowe), w których jądra lżejszych pierwiastków łączą się w jądra cięższe.
FAKTY
Protogwiazdy emitują pewne ilości ciepła i światła, jeszcze zanim rozbłysną pełnym blaskiem jako właściwe gwiazdy. Pył mgławicy, otaczającej protogwiazdę w znacznej części pochłania to promieniowanie, a następnie emituje je, głównie w podczerwonej części widma. Dzięki temu astronomowie mogą wykryć ich obecność w mgławicy, przy pomocy teleskopów rejestrujących promieniowanie podczerwone.
CZERWONY OLBRZYM
CHŁODNE OLBRZYMY
Podczas gdy temperatura we wnętrzu gwiazd ciągu głównego – takich jak Słońce, wynosi około 15 mln oC, temperatura we wnętrzach czerwonych olbrzymów dochodzi do 100 mln oC. Jednak temperatura powierzchniowa czerwonych olbrzymów jest niższa niż w przypadku gwiazd ciągu głównego, bowiem ich powierzchnia jest bardziej oddalona od jądra.
SUPERNOWA
FAKTY
Energia wyzwolona podczas wybuchu supernowej może zniszczyć kilkadziesiąt tysięcy planet wielkości Ziemi. Jednak supernowe nie są tylko czynnikiem destrukcyjnym: dzięki ich wybuchom pierwiastki wytworzone we wnętrzu gwiazd rozprowadzane są w środowisku międzygwiezdnym. Jądra atomów węgla, wchodzące w skład cząsteczek organicznych, z których składa się nasze pożywienie i ciało, powstały kiedyś właśnie wewnątrz gwiazd.
CZARNA DZIURA
FAKTY
Granica czarnej dziury nazywana jest horyzontem zdarzeń. Nic, co znajdzie się wewnątrz niego, nie może się już wydostać. Grawitacja na powierzchni horyzontu zdarzeń jest tak ogromna, że książka, ważąca na Ziemi 1 kg, umieszczona w odległości 6 metrów od niego ważyłaby ok. 1 biliona ton!
FAKTY
Aby Ziemia stała się czarną dziurą, należałoby ją ścisnąć do średnicy
1 cm.