Późne stadia ewolucji gwiazd (supernowe, gw. neutronowe)
Autorzy: Damian Szewczyk
Łukasz Kaczmarek
Nauczyciel: mgr Romuald Kondys
Temat:
Późne stadia ewolucji gwiazd
(supernowe, gwiazdy neutronowe)
Wstęp – gwiazdy otaczają nas
Wszechświat to wszystko co istnieje – materia, przestrzeń, energia i czas. Znajdują się w nim gwiazdy, planety i inne obiekty kosmiczne. Wszechświat jest ogromny, tak wielki, że nie sposób objąć go umysłem. Jego widzialna przez nas część rozciąga się na odległość 1,6 kwadrylionów (milionów milionów milionów milionów = bilionów bilionów = milionów trylionów) kilometrów, a co jest jeszcze dalej, tego nikt nie wie.
Na pewno najciekawszymi obiektami we Wszechświecie są gwiazdy. Mimo całkiem podobnego wyglądu na obserwowanym nocą niebie są one bardzo zróżnicowane. Gwiazdy to gorące rozżarzone kule gazowe, które powstają wewnątrz mgławic. Mogą się różnić rozmiarami, masą i temperaturą. Są to samoświecące ciała niebieskie o masach od 0,08 do ok. 100 mas Słońca, które jest przeciętnej wielkości gwiazdą. Istnieją gwiazdy tysiące razy większe od naszego Słońca. Np. średnica gwiazdy Epsilon B z gwiazdozbioru Woźnicy jest 2700 razy większa od średnicy naszego Słońca, najmniejsze zaś gwiazdy, pulsary, mają średnicę ok. kilkudziesięciu km . Ilość wypromieniowywanej energii, z wyłączeniem gwiazd nowych i supernowych, mieści się w granicach do 0,0001 do 10000 energii emitowanej przez Słońce (tj. 3,8x1031 J/s), temperatura ich powierzchni wynosi od ok.1000K do 100000K (a nawet kilku milionów K w przypadku pulsarów). Nieuzbrojone oczy naszych przodków rozróżniały 5-6 tysięcy gwiazd. Liczba gwiazd w dzisiejszych katalogach przewyższa 1020, czyli sto tysięcy milionów miliardów! Niewyobrażalnie wielkie grupy miliardów gwiazd tworzą galaktyki, które swym wyglądem przypominają spirale lub elipsy. Na przepastnym oceanie Wszechświata tworzą one oddalone od siebie „gwiezdne wyspy”. Wiele gwiazd mknie przez Wszechświat „w towarzystwie”. Takie grupy nazwano, w zależności od ilości tworzących je ciał niebieskich, gwiazdami podwójnymi bądź wielokrotnymi. Obliczono, że średnio na sto gwiazd, około trzydziestu, to gwiazdy pojedyncze, czterdzieści siedem gwiazdy podwójne, natomiast dwadzieścia trzy – wielokrotne. Długość życia gwiazd może dochodzić nawet do kilkudziesięciu lub kilkuset miliardów lat, więc naukowcy nie są w stanie śledzić życia żadnej z nich od momentu narodzin do śmierci. Wiele można się jednak dowiedzieć na podstawie obserwacji gwiazd znajdujących się w różnych stadiach rozwoju. W ten sposób udało się opisać ewolucję typowej gwiazdy – jej narodziny z mgławicy pyłów i gazów, jej młodość, wiek dojrzały, starość, aż w końcu śmierć, która potrafi być niezwykle widowiskowa.
Amerykański astronom H. Shapley podał interesującą proporcję:
gwiazda = człowiek
człowiek atom
Człowiek jest tyle razy większy od atomu wodoru, ile razy Słońce jest większe od człowieka. Człowiek jest jakby średnią geometryczną między gwiazdami i atomami. Po obu stronach od nas bezmierna nieskończoność. Nie możemy poznać ewolucji gwiazd nie atakując jądra atomowego. Nie będzie dla nas zrozumiała rola cząstek elementarnych bez znajomości ewolucji gwiazd. W prześledzeniu ewolucji gwiazd milowym krokiem stało się odkrycie diagramu nazwanego na cześć dwóch astronomów: diagramem Hertzsprunga-Russela.
Diagram Hertzsprunga-Russela
Kamieniem węgielnym astronomii gwiazdowej stał się diagram Hertzsprunga-Russela (zwany powszechnie w skrócie diagramem H-R), którego rolę w tej dziedzinie można porównać do znaczenia układu okresowego pierwiastków w chemii. Nazwa pochodzi od nazwisk dwóch uczonych, Duńczyka Ejnara Hertzsprunga i Amerykanina Henry Russell’a, którzy niezależnie zauważyli zależności między jasnością i barwą gwiazd. Podobnie jak wiele innych ważnych naukowych odkryć, również diagram H-R jest czymś niezwykle prostym. Stanowi wykres mocy promieniowania gwiazd (jasności absolutnej lub świetlności względem Słońca) w funkcji ich barwy, (typu widmowego lub temperatury fotosfery). Moc promieniowania określa rzeczywistą, bezwzględną jasność gwiazdy, mierzoną jako ilość energii wypromieniowywanej w przestrzeń w jednostce czasu. Zakres bezwzględnej jasności gwiazd jest ogromny – najjaśniejsze z nich emitują biliony razy więcej niż najsłabsze. Aby wyznaczyć moc promieniowania, trzeba przede wszystkim znać jej jasność obserwowaną (pozorną), która określa, jak jasna wydaje się gwiazda obserwowana z Ziemi. Astronomowie mierzą tę wielkość w tzw. wielkościach gwiazdowych (magnitudo, w skrócie m). Skala jasności jest zbudowana tak, że gwiazda o jasności obserwowanej 1m jest jaśniejsza od gwiazdy o wielkości gwiazdowej równej 2. Różnica jednej wielkości gwiazdowej odpowiada stosunkowi natężeń światła 5:2. Najjaśniejsze gwiazdy na niebie mają ujemne wartości jasności. Obserwator może dostrzec gołym okiem gwiazdy do 6 wielkości, przez dobrą lornetkę nawet o jasności 9-10m, a największe teleskopy umożliwiają obserwowanie gwiazd o jasności 30m. Jasność obserwowana, określa jednak jedynie jak jasna jest gwiazda na niebie, nie mówiąc nam nic o rzeczywistej, fizycznej jasności. Aby określić moc promieniowania gwiazdy, należy poznać odległość do niej. Jest to tzw. jasność absolutna, czyli jasność obserwowana jaką miałaby gwiazda, gdyby umieścić ją w odległości 32,6 roku świetlnego (10 parseków) (1 rok świetlny = 9,46 biliona km) od obserwatora. Słońce ma jasność absolutną +4.83m, co oznacza, że z odległości 32,6 roku świetlnego byłoby słabą, ledwie widoczną gołym okiem gwiazdą. Jasności absolutne znanych gwiazd przebiegają zakres od –10m (milion razy jaśniejsze od Słońca) do +20m (milion razy słabsze od Słońca). W rzeczywistości większość z nich to gwiazdy słabe.
Istotną cechą charakterystyczną gwiazd jest też ich barwa. Kolory gwiazd obejmują szeroki zakres: od niebieskiego i białego, poprzez żółty i pomarańczowy, aż po czerwony. Gwiazdy niebieskie i białe są gorące, pomarańczowe i czerwone – chłodne. Temperatura gwiazdy decyduje również o wyglądzie jej widma, ponieważ własności pierwiastków chemicznych zależą od temperatury. Pierwiastki pochłaniają światło o określonej długości fali i w ten sposób zaznaczają swoją obecność w widmie gwiazdy. Analiza widmowa pozwala określić temperaturę gwiazdy. Typy widmowe określano dzięki obserwacjom spektralnym – najpierw za pomocą pryzmatu, potem siatki dyfrakcyjnej. System klasyfikacji widmowej został opracowany około roku 1890 w Harvardzie. Astronomowie z Harvardu zaproponowali 7 głównych typów widmowych, oznaczając każdy z nich literą. W kolejności od gwiazd niebieskich po czerwone są to: O, B, A, F, G, K i M (oprócz nich wyróżnia się też typy R, N i S, lecz nie występują one w diagramie H-R). W astronomicznym światku często powtarza się zdanie, ułatwiające zapamiętanie tej listy: (co dowodzi, że astronomowie nie są takimi sztywnymi, pozbawionymi humoru, ludźmi) „Oh, Be A Fine Guy/Girl, Kiss Me!” („Och, bądź miłym chłopcem/dziewczynką, pocałuj mnie!”).
Typy widmowych gwiazd
Typ Charakterystyka widma Barwa Gwiazdy
O
B
A
F
G
K
M
R, N
S
Linie wodoru, helu, zjonizowanego helu, kilkakrotnie zjonizowanego krzemu, węgla, azotu, tlenu;
linie absorpcyjne helu, słabe linie wapnia;
intensywne linie wodoru (seria Balmera);
linie wodoru słabną, wzrasta natężenie linii metali;
intensywne linie wapnia, liczne linie metali;
intensywne linie metali, słabe pasma absorpcyjne tlenku tytanu
intensywne pasma absorpcyjne tlenku tytanu, widoczne linie metali, w tzw. mirydach występują linie wodoru;
tzw. gwiazdy węglowe, występują związki węglowe;
występują pasma tlenków metali ziem rzadkich (lantanowców)
niebieska
niebieska
biała
żółto-biała
żółta
pomarańczowa
czerwona
Alnitak
Rigel, Regulus, Kłos
Syriusz, Wega, Altair, Deneb
Procjon, Kanopus
Słońce, Kapella, Centauri A
Arktur, Aldebaran, 61 Cygni
Betelgeza, Antares, Wolf 359
19/Psc
Cyg
Istotą odkrycia jest to, że punkty odpowiadające gwiazdom o danym typie widmowym i jasności absolutnej nie są rozrzucone chaotycznie na wykresie, lecz układają się przede wszystkim w długi pas przebiegający od lewego górnego rogu (gwiazdy jasne i niebieskie) do prawego dolnego (słabe i czerwone). Pas ten zawiera gwiazdy wszystkich typów widmowych, od O do M, obejmując 90% całkowitej liczby gwiazd. Astronomowie nazwali tę część diagramu ciągiem głównym: należy do niego Słońce. Druga grupa gwiazd znajduje się w prawej górnej części diagramu. Są to jasne, chłodne gwiazdy typów widmowych G (żółte), K (pomarańczowe) i M (czerwone), zwane olbrzymami. Niekiedy całą tę grupę nazywa się czerwonymi olbrzymami. Gwiazdy znajdujące się na samej górze diagramu H-R określono mianem nadolbrzymów. Wyróżnia się niebieskie, żółte i czerwone nadolbrzymy, położone – odpowiednio – z lewej strony, w środku i po prawej stronie diagramu. Trzecią podstawową grupę tworzą małe, słabe gwiazdy, położone poniżej ciągu głównego, tak zwane białe karły.
„Położenie” gwiazdy na wykresie H-R wyznacza jej wiek względny – dokładniej – fazę ewolucji w której dana gwiazda się znajduje.
Ponieważ ciąg główny zawiera aż 90% wszystkich gwiazd, stanowi najważniejszą grupę na diagramie H-R. Cechą charakterystyczną tej grupy jest wielka różnorodność. Okazuje się, żę łączy je jedna podstawowa własność: wszystkie gwiazdy ciągu głównego produkują energię w ten sam sposób poprzez termojądrową syntezę wodoru w hel, zachodzącą w ich gorących jądrach.
Diagram Hertzsprunga-Russela
Narodziny gwiazd
Przestrzeń międzygwiazdowa nie jest zupełnie pusta. Poruszają się w niej pojedyncze atomy i cząstki pyłu kosmicznego. Jest ich jednak niezmiernie mało, bo w jednym centymetrze sześciennym znajduje się zaledwie kilka atomów, podczas gdy taka sama objętość powietrza na Ziemi zawiera ich około tryliona. Ale w niektórych miejscach przestrzeni gęstość atomów jest setki lub tysiące razy większa, tworzą one tam ogromne obłoki, zwane mgławicami.
Obiekty te nie świecą własnym światłem, lecz podobnie jak planety odbijają światło bliskich gwiazd lub są przez nie do świecenia pobudzane. Materia międzygwiazdowa i mgławice występują przede wszystkim w spiralnych ramionach galaktyki. Ramiona spiralne nie stanowią określonych struktur złożonych z jednych i tych samych gwiazd oraz obłoków gazowo-pyłowych, lecz tworzą fale gęstości obracające się ze stałą prędkością kątową w gwiazdowo-gazowym dysku galaktycznym. Gwiazdy i obłoki gazowo–pyłowe biegną szybciej niż spiralokształtna fala – doganiają ją, przechodzą przez nią i opuszczają ją z drugiej strony. Przejście obłoków gazowych bądź gazowo-pyłowych przez falę gęstości prowadzi do ich gwałtownego sprężania, a w konsekwencji – do powstawania z nich gwiazd w ramionach spiralnych galaktyki. Gwiazdy powstają na skutek kondensacji gazu i pyłu międzygwiazdowego. Obiektami stanowiącymi stadium przejściowe między mgławicami a gwiazdami są ciemne obłoki kuliste, nazwane przez astronoma holenderskiego Barta J. Boka globulami. Mają one około jednego roku świetlnego średnicy i gęstość od 1000 do 100000 razy większą od normalnych mgławic. Na skutek sił grawitacyjnych cząsteczki pyłu i atomy gazu są przyciągane ku środkowi. Ich ruch jest tym szybszy, im dłuższa jest ich droga, a więc im pierwotnie dalej się od środka znajdowały. W ten sposób uzyskują one wzrastającą energię kinetyczną. A ponieważ gęstość kurczącego obłoku nieustannie rośnie, coraz częściej dochodzi do zderzeń między poszczególnymi cząsteczkami. Ich energia kinetyczna zamienia się wówczas w ciepło, toteż temperatura obłoku stale wzrasta. Powoli przekształca się on w obiekt zwany protogwiazdą. Energia protogwiazdy pochodzi z grawitacyjnego kurczenia się pierwotnego obłoku międzygwiezdnego. Utwór taki po osiągnięciu dostatecznie wysokiej temperatury zaczyna świecić, i to coraz intensywniej, gdyż obłok gwiazdo-pyłowy w dalszym ciągu się kurczy. Gdy jednak w centralnych obszarach protogwiazdy temperatura wzrośnie do około 10 milionów stopni, zaczynają w niej zachodzić reakcje termojądrowe, prowadzące do przemiany wodoru w hel. Ciśnienie powstające podczas tych reakcji jest już wystarczająco duże, by wyrównać nacisk wywierany przez zewnętrzne warstwy. Protogwiazda przestaje się kurczyć i przeobraża w normalną gwiazdę.
Tak więc dzięki ciśnieniu powstającego wciąż promieniowania znajduje się ona w równowadze. Teoretyczne rozważania wykazują jednak, że musi być spełnionych wiele warunków, aby obłok międzygwiezdny mógł przeobrazić się w gwiazdę. Przede wszystkim jego masa musi być co najmniej tysiąc razy większa od masy Słońca. W przeciwnym wypadku przyciąganie grawitacyjne będzie za słabe i obłok gazowo-pyłowy po jakimś czasie rozproszy się w przestrzeni kosmicznej. Tymczasem nie znamy gwiazd o tak dużej masie, z czego jednoznacznie wynika, iż nie rodzą się one pojedynczo, lecz w całych zespołach. Duże obłoki materii międzygwiazdowej ulegają kolejno zagęszczeniu i fragmentacji, a końcowym wynikiem tego zjawiska są nowe gwiazdy. Tworzą one nietrwałe ugrupowania, zwane asocjacjami. Odkrył je w 1948 roku znany radziecki astronom Wiktor A. Ambarcumian. Jedna z najmłodszych i najbliższych asocjacji związana jest z Wielką Mgławicą Oriona. Z tego ogromnego obłoku gazowo-pyłowego, odległego od nas o 600 lat świetlnych, mogłoby powstać około 30 tyś. gwiazd tej wielkości co Słońce. Asocjacja ta składa się z około 400 gwiazd, które oddalają się od siebie z szybkością od 70 do 130 km/s. Na tej podstawie obliczono, że powstały one przed 2-5 mln lat, kiedy to znajdowały się w jednym miejscu przestrzeni. Jest nim ugrupowania 6 słabych gwiazd, zwany zwanych Trapezem Oriona. Tworzące go gwiazdy oddalają się od środka asocjacji w różnych kierunkach z szybkością od 5 do 10 km/s. Liczą sobie jednak najwyżej milion lat, toteż nie tylko na niebie, ale i w przestrzeni są jeszcze blisko siebie. Z asocjacjami spokrewnione są otwarte gromady gwiazd, które powoli się rozlatują pod wpływem oddziaływania grawitacyjnego innych gwiazd galaktyki. Ich rozmiary wynoszą od 20 do 100 lat świetlnych, a liczba znajdujących się w nich gwiazd waha się od kilkuset do kilku tysięcy. Do najbardziej znanych gromad tego typu należy ugrupowanie w gwiazdozbiorze Byka, noszące nazwę Plejad. W tej przepięknej gromadzie otwartej widzimy gołym okiem od 6 do 8 gwiazd, ale przez lunetę dostrzegamy ich kilkaset. Powstały one około 20 mln lat temu z mgławicy gazowo-pyłowej. Plejady oddalone są od nas „tylko” o około 40 lat świetlnych. Z podobnych obłoków wykształciły się również kuliste gromady gwiazd. Mają one kształt kul o średnicy od około 80 do 400 lat świetlnych i zawierają od od kilku tysięcy do kilku milionów bardzo starych, liczących około 10 mld lat gwiazd. Ich gęstość w środku gromady kulistej jest 500 razy większa od gęstości gwiazd w najbliższym otoczeniu Słońca. Gdyby tam znajdował się nasz system planetarny, blask ziemskiego nieba byłby nocą tak intensywny, jakby oświetlone było tysiącem księżyców w pełni. Właśnie na skutek wielkiej liczby gwiazd i ich dużego zagęszczenia ogólne przyciąganie grawitacyjne gromady, jest na tyle silne, by skupić je w przestrzeni o sferycznym kształcie i utrzymywać tak w ciągu wielu miliardów lat.
Brązowe karły
Niektóre gwiazdy kończą swoją ewolucję bardzo szybko, stając się właściwie „niedoszłymi gwiazdami”. Jest tak w przypadku brązowego karła, który rodzi się wskutek zapadnięcia się obłoku wodoru i helu. Ale mała masa tego obłoku nie wystarcza (podobnie jak u planet), by grawitacyjnie ścisnąć gaz do wysokiej temperatury, która podtrzymywałaby termojądrową fuzję atomowych jąder w jego wnętrzu. Brązowy karzeł jest więc zwykłą kulą rozgrzanego gazu, dość ciemno świecącego w porównaniu z gwiazdami – stąd jego nazwa.
Gwiazda Gliese 229. Mała plamka przy jej tarczy to pierwszy dostrzeżony brązowy karzeł
Ewolucja gwiazd
Są to procesy przemiany struktury gwiazd w całym okresie ich istnienia. Głównym procesem określającym ewolucję gwiazd jest zmiana składu chemicznego jej wnętrza w wyniku reakcji termojądrowych. W związku z tym przez większą część czasu życia gwiazdy zachodzące w niej zmiany następują powoli, w tzw. nuklearnej skali czasowej (okres, w ciągu którego gwiazda jest zdolna wyświecić zasoby swej energii jądrowej). Gwiazda znajduje się wówczas w równowadze zarówno hydrostatycznej, jak i termicznej, a cała produkowana przez nią jasność pochodzi z reakcji jądrowych. W pewnych etapach ewolucji zmiany w gwieździe następują jednak w znacznie krótszej, termicznej skali czasowej. Gwiazda zachowuje wtedy równowagę hydrostatyczną, ale nie termiczną. W nielicznych wreszcie momentach ewolucji zmiany w gwieździe zachodzą bardzo szybko, w dynamicznej skali czasowej (brak równowagi hydrostatycznej i termicznej). Skale czasowe zależą bardzo silnie od masy gwiazdy: dla gwiazd najmasywniejszych są najkrótsze, dla gwiazd o bardzo małych masach - najdłuższe. Skale czasowe zależą ponadto od stadium ewolucyjnego gwiazdy.
Wszystkie gwiazdy powstają z kurczących się obłoków materii międzygwiazdowej. W pierwszych stadiach proces ten przebiega w dynamicznej skali czasowej. Gdy nastąpi równowaga hydrostatyczna obiektu, dalsza koncentracja przebiega w termicznej skali czasowej (protogwiazdy). W wyniku kontrakcji cały obiekt ogrzewa się i zwiększa swą gęstość. W momencie gdy temperatura w centrum wzrośnie dostatecznie (od kilku do kilkunastu milionów stopni, w zależności od masy gwiazdy), w środkowej części gwiazdy zaczynają wydajnie przebiegać reakcje przemiany wodoru w hel (tzw. spalanie wodoru). Gwiazda osiąga w tym momencie tzw. ciąg główny wieku zerowego. Wyjątek stanowią gwiazdy o masach mniejszych niż ok. 0,08 masy Słońca, w których temperatura centralna nie osiąga nigdy wartości dostatecznej do zapalenia wodoru (po osiągnięciu pewnego maksimum zaczyna opadać). Gwiazdy te nie zatrzymują się na ciągu głównym, lecz kurczą się dalej, stygnąc i ewoluując w kierunku czarnych karłów.
Wszystkie gwiazdy o masach większych niż 0,08 masy Słońca zatrzymują się na ciągu głównym, gdzie spędzają przeszło połowę swojego życia. W okresie tym powoli (nuklearna skala czasowa), w centralnych częściach gwiazd zachodzi spalanie wodoru. W gwiazdach o masach większych niż 1,2 masy Słońca wodór wyczerpuje się równomiernie w obrębie konwektywnego jądra obejmującego od kilku do kilkudziesięciu procent całej masy gwiazdy (największe jądra mają gwiazdy o dużych masach). Mniej masywne gwiazdy nie mają konwektywnego jądra i wodór wyczerpuje się w nich nierównomiernie (najszybciej w pobliżu centrum). Ewolucji w stadium ciągu głównego towarzyszą powolny i niezbyt duży (rzędu kilkudziesięciu procent) wzrost promienia i jasności gwiazdy oraz nieznaczny spadek jej temperatury powierzchniowej. Pobyt gwiazdy na ciągu głównym kończy się z chwilą wyczerpania wodoru w centralnej części gwiazdy i wytworzenia się helowego jądra. Następny etap ewolucji przebiega w termicznej skali czasowej. Jądro gwiazdy kurczy się i ogrzewa, a jej otoczka (części zewnętrzne) ekspanduje i stygnie. Jasność gwiazdy pozostaje w tym okresie w przybliżeniu stała, promień szybko rośnie, a temperatura powierzchniowa szybko maleje. Głównym źródłem energii gwiazdy pozostaje nadal spalanie wodoru, które zachodzi obecnie w cienkiej warstwie otaczającej helowe jądro. Na diagramie H-R (diagram Hertzsprunga-Russella) gwiazda przesuwa się w tym okresie szybko na prawo, przeskakując tzw. przerwę Hertzsprunga. Po przejściu przerwy Hertzsprunga gwiazda znajdzie się, w zależności od masy, w obszarze czerwonych podolbrzymów, olbrzymów lub nadolbrzymów. Dalszy spadek temperatury powierzchniowej zostanie zahamowany wskutek wytworzenia się na powierzchni gwiazdy grubej warstwy konwektywnej, obejmującej znaczną część całej masy gwiazdy. W tym momencie gwiazda zmienia kierunek swej drogi ewolucyjnej na diagramie H-R i zaczyna przesuwać się do góry, zwiększając swą jasność i promień. Przebieg tego stadium ewolucji zależy ponadto od masy gwiazdy. Gwiazdy o masach poniżej ok. 2-2,5 masy Słońca mają początkowo zbyt małe jądra helowe, by w wyniku ich koncentracji temperatura centralna wzrosła dostatecznie do zapalenia helu. Kontrakcja takich jąder powoduje przede wszystkim wzrost ich gęstości, co przy niezbyt wysokich temperaturach prowadzi do degeneracji materii w jądrze. Gwiazda w tym stadium (czerwony podolbrzym, następnie olbrzym) składa się z małego jądra, zbudowanego z gęstego, zdegenerowanego gazu, i rozległej, bardzo rozrzedzonej otoczki konwektywnej. Masa zdegenerowanego jądra helowego powoli rośnie w wyniku przemiany wodoru w hel w cienkiej warstwie otaczającej jądro. Towarzyszy temu odpowiednio powolny wzrost temperatury. Ewolucja odbywa się więc znów w nuklearnej skali czasowej (teraz wyraźnie krótszej niż na ciągu głównym). Gdy masa jądra osiągnie pewną wartość krytyczną (ok. 0,48 masy Słońca dla gwiazd I populacji), temperatura w centrum podnosi się do ok. 100 mln K, co umożliwia wydajny przebieg reakcji przemiany helu w węgiel i tlen. Zapalenie helu przebiega bardzo gwałtownie ze względu na degenerację materii, jednakże gwiazda prawdopodobnie zachowuje równowagę hydrostatyczną. Po zapaleniu helu gwiazda przesuwa się na lewo na diagramie H-R, ewoluując wzdłuż gałęzi horyzontalnej. Gwiazda ma wtedy dwa źródła energii: spalanie helu w konwektywnej części helowego jądra i spalanie wodoru w cienkiej warstwie otaczającej jądro. Ewolucja przebiega w nuklearnej skali czasowej. Po wyczerpaniu helu w centrum, gwiazda powraca (znów w termicznej skali czasowej) w rejon czerwonych olbrzymów wzdłuż gałęzi asymptotycznej. Jej węglowo-tlenowe jądro wówczas kurczy się, a otoczka ekspanduje, źródłem energii jest spalanie wodoru i helu w dwu cienkich warstwach. W stadium czerwonego olbrzyma (przed i po zapaleniu helu) gwiazda, wskutek różnych procesów, może utracić znaczną część swej masy, co silnie modyfikuje jej dalszą ewolucję. Gdy ilość wodoru w gwieździe, w wyniku spalania i w wyniku utraty masy, staje się bardzo mała, gwiazda zaczyna się kurczyć i przesuwać na lewo na diagramie H-R. Dość szybko staje się mała i bardzo gorąca. Gdy jej temperatura powierzchniowa wzrośnie powyżej 30 000 K, część wyrzuconej uprzednio materii zaczyna świecić w formie mgławicy planetarnej. Przez dość krótki okres gwiazda pozostaje jądrem mgławicy planetarnej. Zużywa wtedy resztki swego paliwa jądrowego, następnie zaczyna stygnąć i staje się białym (biały karzeł), a później czarnym karłem. Czas tego stygnięcia jest bardzo długi (rzędu miliardów lat). Gwiazdy o małych masach początkowych (poniżej ok. 0,7 masy Słońca) lub te, które utraciły bardzo dużo masy, nie zapalają helu w jądrze, lecz z obszaru czerwonych olbrzymów ewoluują bezpośrednio w rejon mgławic planetarnych. Odmiennie przebiega ewolucja u gwiazd o większych masach (ponad 2,5 masy Słońca). Jądra helowe takich gwiazd ogrzewają się szybko, a zapalenie helu przebiega spokojnie. Po zapaleniu helu gwiazda odzyskuje równowagę termiczną. Następny etap ewolucji przebiega w nuklearnej skali czasowej, przy czym źródłami energii są: spalanie helu w konwektywnej części jądra i spalanie wodoru w cienkiej warstwie wokół jądra. Gwiazda wykonuje w tym okresie charakterystyczną pętlę na diagramie H-R. Po wyczerpaniu się helu w centralnej części jądra ewolucja znów przebiega w termicznej skali czasowej: węglowo-tlenowe jądro kurczy się, otoczka zaś ekspanduje. Gwiazda znajduje się znów w obszarze czerwonych olbrzymów lub nadolbrzymów i przesuwa się do góry na diagramie H-R, zwiększając swą jasność i tracąc powoli masę. Dalsza ewolucja zależy od masy gwiazdy.
Jądra gwiazd o masach mniejszych niż ok. 8 mas Słońca tracą bardzo znaczne ilości energii przez emisję neutrin. Powoduje to ich stygnięcie i bardzo silną degenerację materii w ich wnętrzach. Masa węglowo-tlenowego jądra stopniowo rośnie w wyniku spalania helu i wodoru w dwu bardzo cienkich warstwach (znów nuklearna skala czasu). Po pewnym czasie jądro zaczyna się ogrzewać i gdy jego masa osiągnie krytyczną wartość ok. 1,4 masy Słońca, w centrum następuje (przy gęstości rzędu mld g/cm3) zapalenie węgla. Proces ten jest bardzo gwałtowny i prowadzi do wybuchu supernowej - bądź bezpośrednio (supernowa typu II), bądź z pewnym opóźnieniem (supernowa typu I). Otoczka gwiazdy rozprasza się w przestrzeni, a jądro zapada tworząc gwiazdę neutronową (pulsary).
W gwiazdy o masach początkowych większych niż ok. 8 mas Słońca węgiel w centrum zapala się spokojnie. Następne fazy ewolucji przebiegają bardzo szybko (o ile zachodzi emisja neutrin). Po wyczerpaniu węgla zapalają się kolejno w jądrze gwiazdy i następnie wyczerpują: tlen, neon, magnez, krzem i nikiel. Końcowym produktem jest jądro żelazne, które wobec braku dalszych źródeł energii jądrowej gwałtownie się zapada (zachodzi przy tym endotermiczna reakcja rozpadu żelaza na hel). Implozji jądra towarzyszy eksplozja otoczki, prowadząca prawdopodobnie do wybuchu bardzo jasnej supernowej. Pozostałością po wybuchu jest czarna dziura. Ostatecznymi produktami ewolucji gwiazd są: przy małych masach początkowych - czarne karły, przy średnich - gwiazdy neuronowe, przy dużych - czarne dziury.
Przebieg ewolucji gwiazdy może być bardzo skomplikowany, ale ujmuje się go w prosty schemat:
Gwiazda ciągu głównego czerwony olbrzym lub nadolbrzym biały karzeł, gwiazda neutronowa lub czarna dziura
Astrofizyków i kosmologów szczególnie interesują gwiazdy nowe i supernowe, jako najbardziej jaskrawy przykład niestacjonarności.
Białe karły
Aktywne życie gwiazd trwa tak długo, jak długo w ich wnętrzach mogą przebiegać reakcje termojądrowe. Po ustaniu reakcji termojądrowych gwiazda musi podporządkować się własnej grawitacji. Gwiazda coraz bardziej się kurczy, coraz bardziej też wzrasta jej gęstość i temperatura. Przyspiesza to przemiany jądrowe, jakie zachodzą jeszcze w cienkiej warstwie dokoła helowego lub węglowego jądra. Skutkiem tego na krótko zwiększają swą jasność i rozmiary, lecz przez to jej zewnętrzne warstwy stają się chłodniejsze i bardziej rozrzedzone. Wówczas jądra atomowe zaczynają się wiązać z wolnymi elektronami, w wyniku czego temperatura rdzennej otoczki gazowej gwałtownie wzrasta, rozszerz się ona jeszcze bardziej, a w końcu opuszcza gwiazdę i umyka w przestrzeń kosmiczną. Umykające otoczki gwiazdowe rozszerzają się z szybkością od 10 do 50 km/s, można obserwować jako mgliste obłoki w kształcie elips lub pierścieni. Obiekty te ze względu na wgląd otrzymały nazwę mgławic planetarnych. Mgławice nie świecą własnym światłem. Jasne mgławice są otoczkami znajdujących się w ich środkach gorących gwiazd macierzystych. Po odrzuceniu rozrzedzonej otoczki gazowej gwiazda odsłania wewnętrzne bardzo gorące warstwy. Ich temperatura początkowo jeszcze bardziej wzrasta, gdyż gwiazda w dalszym ciągu się kurczy, i zapewne trwałoby to dalej, gdyby nie nowa właściwość jej materii. Na skutek dużej gęstości i wysokiej temperatury wszystkie atomy pozbywają się swoich powłok elektronowych, które swobodnie poruszają się między gołymi jądrami. Te nie rozpadają się jednak na składowe części, lecz nadal pozostają jądrami danych pierwiastków. Gaz taki ma wiele niezwykłych cech. Przede wszystkim można go ściskać tylko do pewnych granic. Potem już zachowuje się niemal identycznie jak materia w stanie stałym. To właśnie jest powodem, że gwiazda po osiągnięciu krytycznej wartości przestaje się kurczyć. W wyniku takich procesów powstają niezwykłe gwiazdy, zwane przez astronomów „białymi karłami”. Mają one niewielkie średnice, przeciętnie około 100 razy mniejsze od średnicy Słońca, a zatem rozmiary białych karłów mogą być porównywalne z rozmiarami naszej planety. Pod względem masy dorównują jednak Słońcu. Ich gęstości średnio wynoszą od 0,1 do 1 t/cm3, ale gęstość centralnych obszarów dochodzi niekiedy do 10 t/cm3. Toteż pudełko zapałek, wypełnione materią pobraną z wnętrza takiej gwiazdy, ważyłoby na ziemi ponad 200 ton. Dotychczas odkryto około 300 białych karów znajdujących się w pobliżu naszego systemu planetarnego. Pierwszym odkrytym białym karłem był Syriusz. Ma on zaledwie 10400 km średnicy, ale jego masa jest zbliżona do masy Słońca. Jego gęstość wynosi średnio aż 3 t/cm3. Świeci on na niebie bardzo słabo, dlatego może być dostrzegany dopiero przy użyciu dużego teleskopu. Obserwacje białych karłów pozwoliły astronomom rozwiązać wiele problemów dotyczących ewolucji gwiazd. Stwierdzono, że potrafią one w ciągu swego życia pozbawić się znacznych ilości materii. Jedynie w ten sposób da się wytłumaczyć, iż Syriusz B jest już u kresu swej ewolucji, chociaż ma o połowę mniejszą masę od znajdującego się w sile wieku Syriusza A. Zgodnie przecież z teorią, gwiazda o mniejszej masie dużo wolniej wyczerpuje zapasy paliwa jądrowego niż gwiazda o dużej masie. Gdyby Syriusz B od początku miał taką masę, jak jego rówieśnik Syriusz A, nie zdążyłby spalić nawet wodoru i miałby przed sobą wiele miliardów lat wspaniałej egzystencji. Dziś jedynym źródłem jego energii jest stygnięcie we wnętrzu zdegenerowanej materii. Proces ten odbywa się nadzwyczaj wolno i może trwać od kilkuset milionów do kilkudziesięciu miliardów lat. W miarę stygnięcia biała barwa staje się najpierw żółtą, potem czerwoną, na końcu biały karzeł przeobraża się w czarnego karła. Twór taki powstaje w wyniku przejścia materii białych karłów ze stanu gazowego do stanu stałego, a następnie szybkiego ostygnięcia obiektu do bardzo niskich temperatur. W ten sposób gwiazda definitywnie kończy żywot i znika z obserwowanej sceny Wszechświata, chociaż jej supergęsta materia nadal istnieje. Niestety, współczesna nauka nie potrafi powiedzieć, co się z nią dalej dzieje. A może z materii tej po wielu miliardach lat narodzą się nowe gwiazdy? Oprócz tego wiemy, że biały karzeł także może być sprawcą wybuchu supernowej!
Gwiazdy zmienne
Starożytni, podziwiając usiane gwiazdami nocne niebo, doszli do wniosku, że jest ono niezmienne, raz na zawsze dane, zaś świecące (z różnym natężeniem i o różnych barwach) punkty nazwali gwiazdami stałymi. Tylko pięć ciał na sferze niebieskiej nazwali gwiazdami błądzącymi, czyli planetami, do których zaliczyli również... Słońce i Księżyc. Pozostałe kilka tysięcy obiektów widocznych nieuzbrojonym okiem uznali za niezmienne – najpierw ze względu na brak zmian ich pozycji, później także ze względu na ich jasność. Zapanował powszechnie geocentryczny model świata. Tylko nieliczni astronomowie i filozofowie żywili pewne wątpliwości, czy świat gwiazd jest naprawdę stały. Zwłaszcza pojawianie się od czasu do czasu gwiazd Nowych (o których warto wspomnieć) podkopywało zaufanie do absolutnej niezmienności sfery gwiazd (chciałbym dodać, że uważano ją za taką również w czasach pokopernikowskich). Dopiero w XVII i XVIII wieku ostatecznie udowodniono, że ani położenie gwiazd na sferze niebieskiej, ani jasność gwiazd (przynajmniej niektórych) nie może być uważana za niezmienną.
Nowa
Jest to gwiazda zmienna (wybuchowa), której jasność wzrasta w krótkim czasie (godzin lub dni) o 10 do 15 wielkości gwiazdowych (fotometryczna skala wielkości gwiazdowych), co zazwyczaj oznacza, że z gwiazdy niewidocznej nie uzbrojonym okiem staje się gwiazdą łatwo dostrzegalną (stąd nazwa). Po osiągnięciu maksimum następuje powolny powrót do pierwotnej jasności. Szybkość spadku blasku jest w przybliżeniu proporcjonalna do osiągniętej w chwili maksimum jasności absolutnej. Często obserwuje się wahania blasku w trakcie spadku. Wzrost jasności wynika z gwałtownego wzrostu rozmiarów gwiazdy zwiększającego wielkość powierzchni świecącej. W trakcie wybuchu gwiazda odrzuca część swojej atmosfery stanowiącą ok. 0,001% jej masy (odmiennie niż w przypadku supernowych). Nowe oznaczane są nazwą: Nova, dopełniacz łacińskiej nazwy gwiazdozbioru i rok odkrycia. Pierwszą gwiazdę nową zaobserwował Hipparch (w gwiazdozbiorze Skorpiona). Znany jest on z tego, że wyznaczył długość roku gwiazdowego z dokładnością do 6 minut oraz czas trwania astronomicznych pór roku.). Wyznaczył relacje między odległościami z Ziemi do Księżyca oraz do Słońca. Podał kąt nachylenia ekliptyki względem równika. Zmierzył z dokładnością do 8% tempo przesuwania się punktu Barana (wynikające z precesji osi Ziemi). Wprowadził pojęcia szerokości i długości geograficznych oraz współrzędnych astrometrycznych oraz związki między nimi. Większość prac Hipparcha zaginęła, znana jest jedynie z cytowań. Stworzył on podstawy astronomii jako nauki oraz podstawy trygonometrii.
Supernowe
Obserwacje
Biały karzeł stanowi skromne i ciche zakończenie życia gwiazd podobnych do Słońca. Gwiazdy o masach kilkakrotnie większych od masy Słońca mają krótki żywot, który kończą efektownym rozbłyskiem. Gwiazdy supernowe były obserwowane już w XI w. przez azjatyckich astronomów. W Europie wydarzenie to nie zostało prawie zauważone. Dla Europejczyków niebiosa były wtedy czymś tak stałym i niezmiennym, że nie dopuszczano myśli o pojawieniu się nowych, jasnych gwiazd. Pojawienie się na niebie gwiazdy supernowej jest zjawiskiem wyjątkowo rzadkim. Podczas ostatniego tysiąclecia tylko czterokrotnie zauważono rozbłyski takich gwiazd w naszej Galaktyce. Pierwsze dwie supernowe w 1006 r. i 1054 r. były obserwowane przez astronomów z Bliskiego i Dalekiego Wschodu. Supernowa 1006 r., obserwowana w gwiazdozbiorze Wilka, dorównywała jasnością Wenus, a supernowa 1054 r. była doskonale widoczna w dzień, w pełnym blasku Słońca! A oto urywek z chińskiej kroniki: „W pierwszym roku okresu Czi-Cho, w piątym miesiącu , w dzień Czi-Czu pojawiła się gwiazda – umiejscowiona na południowy wschód od gwiazdy Tien-Kuan... Była ona widoczna przez 23 dni.” Zapisu tego dokonano w 1054 r., kiedy dwóch bezimiennych astronomów – chiński i japoński – uwieczniło w swych rękopisach niezwykłe zjawisko przyrody: wybuch gwiazdy supernowej. Dwie następne gwiazdy supernowe, które pojawiły się w 1572 r. w Kasjopei i 1604 r. w Wężowniku były obserwowane przez słynnych astronomów tamtych czasów: Tycho Brahe i jego ucznia Joachima Keplera, od nich też wzięły swe nazwy. Supernowa Tycho Brahe widoczna była przez dwa lata i przewyższała w maksimum swego blasku wszystkie gwiazdy stałe, nawet jasnego Jowisza. Supernowa Keplera zaś zniknęła z nieba już po roku, była jednak prawie równie jasna; obie widoczne były około miesiąca w pełnym blasku dnia. Niestety, spadek jasności i dalsze losy obu supernowych nie mogły być śledzone, bowiem dopiero w 1610 roku Galileusz po raz pierwszy zastosował teleskop do obserwacji astronomicznych. Od 1604 roku nie widziano w naszej Galaktyce ani jednej supernowej, a wszystko to, co wiemy o ich naturze, pochodzi z obserwacji ich rozbłysków w innych odległych galaktykach. W 1987 r. na niebie zabłysła supernowa w sąsiedniej małej galaktyce – Wielkim Obłoku Magellana. Z prowadzonych badań wynika, że w typowej galaktyce supernowe pojawiają się stosunkowo rzadko, mniej więcej raz na 30-60 lat. Tak więc spośród około 100 miliardów gwiazd tworzących galaktykę tylko jedna na kilkadziesiąt lat ma takie własności, że może nastąpić jej eksplozja.
Pozostałość po supernowej w Mgławicy Krab (wybuchła w 1054 roku)
Kasjopeja A
Prawie od początku obserwacji radioastronnomicznych znane jest bardzo silne źródło ulokowane w gwiazdozbiorze Kasjopei, które podczas pierwszych wstępnych badań nazwane zostało Kasjopeja A. Źródło to jest tak silne, że do odbioru jego promieniowania wystarczy nawet nieskomplikowany układ radiowy z prostą anteną typu telewizyjnego. W 1951 r. ustalenie dokładnej pozycji radiowej dało możność rozpoczęcia poszukiwań obiektu optycznego, które zakończyły się stwierdzeniem, że w miejscu radioźródła istnieje rozszerzająca się mgławica o typowych charakterystykach pozostałości po supernowej. Mgławica jest raczej słaba, tak że badania jej są trudne. Udało się jednak stwierdzić, iż przy obecnym tempie rozszerzania mgławica musiała powstać około 1653 roku. Była to więc supernowa najpóźniejsza, którą z jakichś powodów przeoczono. Powodem była zapewne jej mała jasność, wywołana znaczną odległością (około 10000 lat świetlnych) i silnym pochłanianiem światła przez materię międzygwiazdową. Dla astronomów pozostaje zagadka: czy w najbliższych latach rozbłyśnie w Galaktyce supernowa? Już na to najwyższy czas, jeżeli i w naszej Galaktyce wybuchy supernowych zachodzą co niewiele dziesiątek lat. Miejmy tylko nadzieję, że nastąpi to niezbyt blisko Układu Słonecznego...
Do grupy supernowych należą jasne i gorące obiekty, które na ciągu głównym reprezentują typ widmowy O lub B. Zużywają one szybko wodór w swoich jądrach i zazwyczaj przekształcają się w czerwone nadolbrzymy, takie jak Betelgeza czy Antares, by następnie zapalić hel. Gdy hel spala się w jądrze, czerwony nadolbrzym kurczy się i rozgrzewa, stając się nadolbrzymem niebieskim (Rigel) lub białym (Deneb). Po wyczerpaniu helu gwiazda może ponownie stać się czerwona. Kiedy braknie helu w centrum zaczyna się on spalać w otoczkach. W kolejnych cyklach reakcji następuje spalanie cięższych pierwiastków – węgla, (dzięki czemu powstają neon i magnez) neon (produktami są tlen i magnez), tlen (powstają krzem i siarka). Spalanie krzemu i siarki nie trwa długo. Gwiazda przekształca krzem i siarkę – tworzy się wtedy żelazo i... na tym sprawa się kończy: żelazo się nie pali. Zatem żadna z powyższych reakcji nie może dostarczyć tyle energii, ile gwarantowało spalanie wodoru, i w rezultacie gwieździe zaczyna brakować energii, by zrównoważyć grawitacyjne zapadanie się pod własnym, ogromnym ciężarem. Gwiazda, wskutek gigantycznego deficytu energii, gwałtownie zapada się, a następnie eksploduje jako supernowa. To, co pozostaje po takim wybuchu, zapada się i tworzy kulę o gęstości jeszcze większej niż biały karzeł. Powstaje gwiazda neutronowa albo czarna dziura.
Supernowa tuż przed, w czasie i po wybuchu
Chociaż większość supernowych powstaje z gwiazd masywnych, również białe karły mogą eksplodować. Największa możliwa masa białego karła wynosi 1,4 masy Słońca. Jest to tzw. granica Chandrasekhara, który wyznaczył ją na drodze rozważań teoretycznych w latach 30. naszego stulecia. Jeśli biały karzeł przyjmuje materię od towarzyszącej mu gwiazdy w układzie podwójnym (dzięki ogromnej sile grawitacyjnej) i w wyniku tego procesu jego masa przekracza graniczną wartość, znajdujący się w niej węgiel zaczyna spalać się w niekontrolowanej reakcji jądrowej, która niszczy gwiazdę w gwałtownym wybuchu, tworząc tzw. supernową typu Ia ( Ken Croswell uznaje to za pewnik, chociaż obecnie model supernowej typu Ia, zakładający eksplozję przy przekroczeniu masy krytycznej, nie jest już tak powszechnie przyjmowany). Choć supernowe tego typu powstają z gwiazd o niewielkiej masie, są one najjaśniejsze i przewyższają blaskiem supernowe związane z gwiazdami masywnymi. Te ostatnie oznacza się symbolami Ib, Ic lub II, w zależności od różnych dodatkowych parametrów.
Oto schemat supernowej typu II (z wodorową otoczką)
Porównanie jasności supernowych obydwu typów.
Co by było jakby ich nie było?
Wysoki stosunek zawartości tlenu i żelaza w najstarszych gwiazdach Galaktyki w istotny sposób prowadzi do poznania jej przeszłości. Gwiazdy te są trzy razy starsze od Słońca; w erze starożytnej, w której powstały, Droga Mleczna musiała produkować znacznie więcej tlenu (w porównaniu z żelazem), niż wytworzyła go w sumie od tego czasu. Astronomowie znaleźli powód tej zmiany, gdy badali dwa główne typy supernowych. Jeden związany jest z krótko żyjącymi gwiazdami, które wyrzuciły duże ilości tlenu w przestrzeń Drogi Mlecznej niemal w tym samym czasie, gdy powstawała Galaktyka; drugi typ pochodzi od długo żyjących gwiazd, które wybuchały później i dostarczały Galaktyce żelaza. Niefortunne nazewnictwo zaciemnia sprawę, ponieważ astronomowie dzielą je na cztery typy o symbolach Ia, Ib, Ic i II. Na pierwszy rzut oka typy Ia, Ib i Ic wyglądają podobnie, ale podobieństwo to jest złudne. Łączy je to, że nie mają w swoich widmach linii wodoru, (ponieważ przed wybuchem odrzuciły swą wodorową otoczkę lub utraciły ją na rzecz gwiazdy towarzysza) podczas gdy w widmach supernowych typu II linie te są silne (gdyż zachowały one swą wodorową otoczkę). Jak się okazuje, prawdziwe różnice pomiędzy różnymi typami supernowych dotyczą gwiazd, z których wybuchami się wiążą, a różne eksplodujące gwiazdy wyrzucają różne pierwiastki do Galaktyki. Supernowe typu Ia stanowią jeden ważny rodzaj, który produkuje żelazo. Typy Ib, Ic i II należą do rodzaju produkującego tlen.
Podczas wybuchu takiej supernowej wewnętrzna część gwiazdy, zbudowana z żelaza, przekształca się w gwiazdę neutronową lub czarną dziurę – ta część materii nigdy nie wzbogaca Galaktyki. Natomiast materia otoczki, która jest bogata w tlen, zostaje uwolniona i zasila Drogę Mleczną. Kiedy więc wybuchnie masywna gwiazda, Galaktyka otrzymuje potężny zastrzyk tlenu, ale tylko niewielką ilość żelaza, które powstaje podczas samego wybuchu. Supernowa 1987A w Wielkim Obłoku Magellana dostarczyła tej galaktyce około 1,6 masy Słońca w postaci tlenu, ale tylko 0,075 masy słonecznej żelaza. Odpowiada to 75 atomom tlenu na każdy atom żelaza, czyli stosunkowi ich zawartości, który jest trzykrotnie wyższy niż w przypadku Słońca. Gwiazdy o dużych masach żyją tylko kilka milionów lat. Supernowe wyrzucające tlen zaczęły więc wybuchać niemal natychmiast po rozpoczęciu procesu tworzenia gwiazd w Galaktyce. Dlatego inne gwiazdy, które powstawały we wczesnych dziejach Galaktyki, odziedziczyły wysoki stosunek zawartości tlenu do żelaza, a astronomowie wciąż obserwują takie gwiazdy w halo Galaktyki. Szybkość z jaką tlen może pojawić się w Galaktyce, zademonstrowali w 1992 roku Katia Cunha i David Lambert z Uniwersytetu Stanu Teksas w Austin. Obserwowali oni młode gwiazdy w konstelacji Oriona. Gwiazdy te różniły się między sobą wiekiem zaledwie 8 milionów lat. Cunha i Lambert wykryli, że niektóre najmłodsze gwiazdy mają aż o 40% więcej tlenu niż najstarsze gwiazdy. Oznacza to, że w ciągu 8 milionów lat supernowe zdążyły wzbogacić obszary tworzenia gwiazd w mgławicy Oriona w duże ilości tlenu.
W przypadku supernowych produkujących żelazo upłynąć musi kilkaset milionów albo parę miliardów lat, zanim może nastąpić wybuch. Supernowa typu Ia eksploduje wówczas, gdy biały karzeł przekroczy granicę Chandrasekhara, równą 1,4 masy Słońca (obecnie bierze się pod uwagę również wybuchy białych karłów o niższych masach, ale i ten scenariusz wymaga długiego czasu, po którym może dojść do eksplozji). Masa przeciętnego białego karła stanowi zaledwie 0,55-0,60 masy słonecznej, czyli znajduje się znacznie poniżej granicy Chandrasekhara. Jeśli jednak biały karzeł krąży wokół innej gwiazdy, możliwe jest przenoszenie nań jej materii, co stopniowo zwiększa jego masę. Większość białych karłów składa się z węgla i tlenu. Kiedy masa białego karła przekracza 1,4 masy Słońca, atomy węgla zaczynają łączyć się na drodze niestabilnych reakcji termojądrowych. Reakcje te są tak gwałtowne, że biały karzeł ulega zniszczeniu. Końcowym produktem tego śmiertelnego spalania jest nikiel 56, radioaktywny izotop – o okresie połowicznego zaniku wynoszącym 6 dni – przemieniający się w kobalt 56. Kobalt jest także radioaktywny: jego okres połowicznego zaniku to 77 dni. Kobalt przemienia się w żelazo 56, stabilny izotop, który już się nie rozpada. Izotop żelaza o liczbie masowej równej 56 jest najbardziej rozpowszechnionym izotopem tego pierwiastka w przyrodzie i w większości pochodzi od supernowych typu Ia. Kiedy już supernowa typu Ia wyprodukuje żelazo, może się ono swobodnie rozpłynąć w Galaktyce, ponieważ po wybuchu gwiazdy nie pozostaje żadne masywne ciało, które utrzymałoby ten metal w polu grawitacyjnym. Pojedynczy wybuch supernowej typu Ia wytwarza żelazo w ilości odpowiadającej około 0,6 masy Słońca; jest to godny podziwu rezultat w przypadku gwiazdy tylko 1,4 raza masywniejszej od Słońca. Eksplozja wyzwala również część tlenu obecnego wcześniej w białym karle, ale ilość tego pierwiastka stanowi zaledwie około 0,14 masy słonecznej. Daje to stosunek zawartości tlenu do żelaza, który jest trzynaście razy niższy niż w przypadku Słońca. Kiedy w galaktyce zaczęły wybuchać supernowe typu Ia, obniżały one stosunek zawartości tlenu i żelaza, jednocześnie podwyższając całkowitą zawartość metali.
Zanim jednak dojdzie do wybuchu supernowej typu Ia, upływa dużo czasu, gdyż w białego karła gwiazda przekształca się długo po swoim powstaniu, a potem powoli powiększa masę, aż przekroczy granicę Chandrasekhara. Upłynęły prawdopodobnie setki milionów lat, zanim w Galaktyce wybuchła pierwsza supernowa typu Ia, a do tego czasu inne supernowe dały tlenowi pierwszeństwo przed żelazem. Obecny stosunek zawartości tlenu i żelaza, leżący pomiędzy wartościami powstałymi dzięki dwóm głównym odmianom supernowych, stanowi rezultat zmieszania produktów wybuchów obu rodzajów. Mieszanina ta obecna jest w Słońcu, gdzie prawie cały tlen pochodzi z supernowych typu Ib, Ic i II, a większość żelaza z supernowych typu Ia. Jeśli ten model jest poprawny, również inne pierwiastki, wytwarzane przez supernowe typów Ib, Ic i II, powinny zachowywać się w gwiazdach halo podobnie do tlenu.
Masywne gwiazdy wytwarzają, na przykład, duże ilości neonu, magnezu i krzemu, które wśród najbardziej rozpowszechnionych pierwiastków we Wszechświecie – nie licząc wodoru i helu – zajmują odpowiednio: trzecie, piąte i szóste miejsce. Gwiazdowy neon trudno jest badać, ponieważ ma niewiele obserwowalnych linii widmowych, ale stosunki zawartości magnezu i żelaza oraz krzemu i żelaza w gwiazdach ubogich w metale są rzeczywiście wysokie – z tego samego powodu co stosunek zawartości tlenu i żelaza: magnez i krzem zostały wyrzucone do młodej Galaktyki przez krótko żyjące gwiazdy o dużej masie, które dostarczyły Drodze Mlecznej niewiele żelaza. Odmiennie rzecz przedstawia się w przypadku dwóch innych ważnych pierwiastków, węgla i azotu. Astronomowie odkryli, że ich zawartości są – niemal idealnie – proporcjonalne do zawartości żelaza. Ponieważ zawartości węgla i azotu są zgodne z zawartościami żelaza, mogłoby się wydawać, że wszystkie te trzy pierwiastki pochodzą z tego samego źródła – supernowych typu Ia – ale pogląd ten jest błędny. Z obliczeń wynika, że supernowe typu Ia wyrzucają mało węgla i prawie wcale nie produkują azotu. Zgodnie z rachunkami supernowa Ia wytwarza węgiel w ilości odpowiadającej zaledwie 0,03 masy słonecznej, azot zaś w ilości, która stanowi tylko jedną milionową część masy Słońca. Tak więc supernowe nie przyczyniły się zbytnio dla rozpowszechnienia tak ważnych dla nas pierwiastków: węgla, będącego podstawą wszelkich form życia na Ziemi oraz azotu, głównego składnika naszej atmosfery. Większość węgla i cały azot pochodzą z mniej masywnych gwiazd w stadium czerwonych olbrzymów, które nie wybuchły, lecz utworzyły mgławice planetarne.
Neutrina – czy może powstać coś z (prawie) niczego?
Stan Woosley, znawca supernowych z Uniwersytetu Kalifornijskiego w Santa Cruz, stwierdził, że niektóre z najrzadziej spotykanych pierwiastków, jak fluor czy bor, mogły powstać pod wpływem neutrin, pochodzących z supernowych – cząstek neutralnych, mających bardzo niską masę (co ostatnio wykazano), które poruszają się z prędkością równą lub bliską prędkości światła. Według Woosley’a supernowe są odpowiedzialne za, jak to nazywa, procesy neutrinowe, czyli nowe sekwencje reakcji jądrowych, w których neutrina przekształcają jedne pierwiastki w drugie. Neutrina mogą wydawać się słabymi kandydatami na czynnik odgrywający główną rolę w nukleosyntezie, ponieważ zazwyczaj przechodzą przez wszystko, co znajduje się na ich drodze. W każdej sekundzie biliony neutrin przenikają przez nasze ciało, ale prawie nigdy z nim nie oddziałują. Kiedy jednak zapada się gwiazda dużej masy, wystrzeliwuje z niej 1058 neutrin w ciągu zaledwie kilku sekund. Neutrina takie zostały wykryte na Ziemi w 1987 roku, kiedy supernowa wybuchła w Wielkim Obłoku Magellana. Jeśli tylko malutka część tych neutrin oddziałuje z materią wyrzuconą przez gwiazdę, mogą one przekształcić niektóre z pierwiastków w nowe. Procesy neutrinowe potrafią wytworzyć tylko małe ilości pierwiastków, nie produkowanych gdzie indziej. Na przykład fluor. Wydaje się on na pierwszy rzut oka czymś znajomym, powszechnym, ponieważ znajduje się w takich produktach codziennego użytku jak pasta do zębów czy woda fluoryzowana. W porównaniu z pierwiastkami o podobnej masie atomowej, fluor jest rzadko spotykany. Ponieważ jest rzadki i leży tuż przed neonem, pierwiastkiem przeważającym w tych samych gwiazdach dużej masy, które wybuchają i są źródłem neutrin , fluor jest doskonałym kandydatem na produkt reakcji neutrinowych. Według Woosleya fluor powstaje wtedy, gdy pochodzące z supernowej neutrina szturmują warstwę neonową rozszerzającej się gwiazdy. Większość neonu to neon20 i neutrino może oderwać od jego atomu jeden proton, tworząc fluor 19, jedyny stabilny izotop fluoru.. Inna możliwość to oderwanie neutronu od atomu neonu 20, co daje radioaktywny atom neonu 19, który się rozpada, tworząc fluor 19. Inny rzadki pierwiastek, bor (liczba atomowa 5), powstaje w podobny sposób, ponieważ znajduje się tuż przed innym bardzo rozpowszechnionym pierwiastkiem, węglem (liczba atomowa 6). Większość węgla stanowi węgiel 12 i neutrino może usunąć z jego atomu proton lub neutron, tworząc atom boru 11 lub węgla 11. Zaledwie w parę sekund po przejściu neutrin przez warstwę węgla fala uderzeniowa związana z supernową niszczy większość wytworzonego boru, gdyż jest on nietrwały. Węgiel 11 charakteryzuje się jednak większą odpornością i przeżywa przejście fali uderzeniowej. Ten radioaktywny izotop ma okres połowicznego zaniku wynoszący dwadzieścia minut i wkrótce po przejściu fali uderzeniowej przekształca się na bor 11. W 1992 roku obserwacje fluoru w kilkunastu gwiazdach wywołały wątpliwości, czy neutrina rzeczywiście mogły wziąć udział w jego produkcji. W tym roku Alain Jorissen, Verne Smith i David Lambert – naukowcy z Uniwersytetu Stanu Teksas w Austin – donieśli o obecności fluoru w pomarańczowych i czerwonych olbrzymach. Odkrycie to oznaczało, że same olbrzymy mogą produkować fluor w reakcjach jądrowych bez udziału neutrin. Mimo to Stan Woosley wierzy, że procesy neutrinowe wytworzyły większość fluoru w przyrodzie, i sądzi, że całkowita ilość fluoru wyprodukowanego przez olbrzymy zależy od liczby gwiazd, które osiągają tę fazę ewolucji, a liczba ta nie jest pewna. Trudno się dziwić Woosleyowi, że broni własnej teorii, poświęcił jej bowiem sporo czasu.
Zagadka stałej kosmologicznej
Ciekawe jest także to, że właśnie dzięki obserwacjom jasności supernowych dwóch grup astronomów, w 1998 r. udowodniono, że Wszechświat wcale nie spowalnia swego rozszerzania, lecz – jak wynika z pomiarów – rozszerza się coraz szybciej!!! Żeby to wyjaśnić, wielu kosmologów skłania się dziś ku temu, by do równań grawitacji Einsteina wprowadzić z powrotem stałą kosmologiczną. Warto przypomnieć, że Albert Einstein umieścił tę stałą w swych równaniach, żeby wynikał z nich Wszechświat, który nie będzie zapadał się grawitacyjnie, niezmienny w czasie. Wartość stałej kosmologicznej można było zaś tak dobrać, żeby wzajemne przyciąganie gwiazd było równoważone siłą odpychającą przestrzeni. Po obserwacjach Hubble’a okazało się jednak, że wszechświat jest w ruchu. Stała kosmologiczna nie była już potrzebna. Eintein wyrzucił ją z równań, mówiąc, że była to największa pomyłka jego życia. Dziś okazuje się, że stała kosmologiczna jest prawdopodobnie potrzebna. W równaniach grawitacji oznacza dodatkową „rozpychającą” siłę, która działa we Wszechświecie. Ona to może sprawiać, że rozszerza się on coraz szybciej wbrew grawitacji, która dąży do zahamowania jego ekspansji. Naukowców nurtuje tylko pytanie: jaka jest fizyczna natura stałej lambda? Żadna z obecnych teorii nie potrafi sobie z tym poradzić. Jest to być może kolejny dowód na geniusz Einsteina.
Gwiazdy neutronowe
Wybuch supernowej nie pozostaje bez śladu. Chociaż gwiazda ulega ogromnemu przeobrażeniu, pozostaje najbardziej wewnętrzne jądro – gwiazda neutronowa. Ten interesujący obiekt ma zupełnie niezwykłe właściwości fizyczne. Na skutek częściowego zapadnięcia grawitacyjnego gwiazda neutronowa przy masie rzędu kilku mas Słońca (dla większych mas powstaje czarna dziura) ma średnicę od 10 do 100 km. Gęstość materii w gwieździe neutronowej jest porównywalna z gęstością jądra atomowego (przekracza 1012 g/cm3). Na przykład łyżeczka ważyłaby tam 100 milionów ton. Przyspieszenie grawitacyjne na powierzchnię przekracza 1012 m/s2. Gwiazda neutronowa zachowuje cały moment pędu pierwotnej gwiazdy, co powoduje jej bardzo szybką rotację. Posiada też silne pole magnetyczne. Obie te cechy powodują, że gwiazda neutronowa najczęściej obserwowana jest jako pulsar (gwiazdy barionowe). Zbudowana jest z gazu neutronowego powstałego z elektronów i protonów na skutek odwrotnego rozpadu beta i procesów tzw. neutronizacji materii. Jedynym materiałem tej gwiazdy jest właśnie materia neutronowa, z elektronami „wprasowanymi” w protony, gdy ujemnie naładowane elektrony swobodne łączą się z dodatnio naładowanymi protonami i tworzą elektrycznie obojętne neutrony. p+e-n+-e Zewnętrzna warstwa gwiazdy neutronowej mająca zaledwie około 4 m grubości, składa się przeważnie z jąder żelaza i innych pierwiastków. Jej temperatura wynosi około 10 mln stopni, w porównaniu więc z temperaturą zwykłych gwiazd jest bardzo wysoka. Pod nią znajduje się druga warstwa grubości około 200 m i temperaturze dochodzącej do 50 mln stopni, zawierająca gołe jądra atomowe i swobodne elektrony. Następna warstwa ma około kilometra grubości i temperaturę około 100 mln stopni. Utworzona jest także z jąder atomowych i swobodnych elektronów, które jednak poruszają się z szybkością bliską szybkości światła. We wnętrzu gwiazdy natomiast, gdzie temperatura sięga już 6 mld stopni, znajduje się duże jądro neutronowe. Ponieważ większość gwiazd neutronowych stanowią pulsary to właśnie nim należałoby się dokładniej przyjrzeć.
Anatomia gwiazdy neutronowej o średnicy 20 km
Pulsary
W sierpniu 1967 roku radioastronomowie z uniwersytetu w Cambridge w Wielkiej Brytanii dokonali odkrycia jednego z najbardziej ekscytujących zjawisk astronomicznych. Wykryto wówczas niezwykle szybko obracające się, bardzo gęste obiekty o niewielkich rozmiarach i znacznej masie, wysyłające silne i krótkotrwale „błyski” promieniowania radiowego. Obiekty te, właśnie ze względu na charakterystyczny, krótki impuls radiowy, nazwano pulsarami. Ciekawostką jest to, że impulsy te nazwano wpierw LGM (Little Green Men – Małe Zielone Ludziki) ze względu na stały okres powtarzania się. Myślano bowiem, że wysyłają je jakieś istoty pozaziemskie. Jednak szybko trzeba było zrezygnować z tego romantycznego poglądu. Odkrycia dokonała studentka Jocelin Bell, której opiekunem naukowym był późniejszy laureat Nagrody Nobla (1974 r.) Anthony Hewish. Zwróciła ona uwagę na krótkotrwałe impulsy radiowe trwające 0,1 s i powtarzające się w precyzyjnie równym odstępie 1,337 301 13 s, obserwowane w stałym punkcie na niebie. Niezwykła stałość okresu powtarzania się impulsów radiowych pozwoliła na wyeliminowanie możliwości scyntylacji (spowodowanych na przykład wariacjami gęstości materii międzygwiazdowej bądź wiatru słonecznego). Szybkie powtarzanie się impulsów było trudne do pogodzenia ze skalami rozmiarów i ogromną długotrwałością procesów, z jakimi mają zwykle do czynienia astronomowie. Wszystkie próby wytłumaczenia zjawiska przez zakłócenia naziemne zawiodły. Niedługo potem zaobserwowano dziesiątki innych takich obiektów rozrzuconych w różnych punktach nieba. Nazwano je pulsarami. Mistrzowskie opanowanie techniki pomiarów radioastronomicznych umożliwiło śledzenie przebiegu impulsów w czasie; pomiary prowadzono przy natężeniu padającego promieniowania radiowego wynoszącym około 10-26 W/(m2xHz). Rekordowo krótki okres (0,033 s) stwierdzono u pulsara znajdującego się dokładnie w centrum mgławicy Krab, która powstała w wyniku wybuchu gwiazdy supernowej w 1054 r. Najdłuższy znany obecnie okres wynosi 3,7 sekundy, lecz najwięcej, wśród około sześciuset obserwowanych pulsarów, ma okresy zawarte w przedziale od 0,5 do 1,5 sekundy. Zaobserwowano też systematyczne wydłużanie się okresu; jest to efekt znikomy, w większości przypadków wydłużenie okresu wynosi kilka stumilionowych części sekundy na rok. Okazuje się przy tym, że wydłużenie to jest największe dla obiektów o najkrótszym okresie. Mimo to można uznać, że pulsary charakteryzuje ogromna stałość okresu. Przy okresie równym 1 sekundzie – w ciągu doby obserwujemy 86 400 impulsów, trwanie okresu można więc bardzo łatwo kontrolować i badać.
Amplitudy impulsów, w odróżnieniu od ich okresu, ulegają dość znacznym wahaniom. Niekiedy natężenie promieniowania spada tak silnie, że impulsów nie daje się zauważyć. W znacznej części wahania amplitudy nie wykazują żadnej okresowości. Fluktuacje amplitudy na sąsiednich długościach fal radiowych nie wykazują korelacji, co wskazuje na odmienny kształt widma promieniowania radiowego w każdym pojedynczym impulsie. Jeżeli przez dłuższy czas prowadzi się obserwacje widma promieniowania radiowego pulsara, można zauważyć ostry spadek natężenia w miarę przechodzenia ku wyższym częstościom. Nader często maksimum natężenia znajduje się w pobliżu częstości 100 MHz, natomiast przy częstości 3000 MHz natężenie jest już o 2-3 rzędy wielkości mniejsze. Choć natężenie kolejnych sygnałów na tej samej częstości ma zazwyczaj przebieg odmienny w czasie , prowadzenie obserwacji przez dłuższy czas pozwala na ustalenie określonego kształtu, charakterystycznego dla danego pulsara. Bardzo często dają się zauważyć dwa maksima. Czas trwania impulsu waha się w większości wypadków pomiędzy 10 i 50 ms. Natężenie promieniowania w czasie pomiędzy impulsami spada poniżej 1/100 wartości w maksimum impulsu. W niektórych przypadkach zauważono w tym czasie impuls wtórny. Stwierdzono wreszcie dość złożoną strukturę polaryzacji pojedynczych impulsów – występuje zarówno polaryzacja kołowa, jak i liniowa. Polaryzacja zmienia się zarówno w czasie trwania pulsu, jak i z pulsu na puls.
Każdy pulsar charakteryzuje się nieco odmiennym kształtem impulsu. Obserwując pulsar przez kilka lub kilkadziesiąt minut i nakładając na siebie wiele kolejnych impulsów można uzyskać wygląd uśrednionego impulsu, który jest zaskakująco stały i niezmienny dla każdego pulsara. Ilość promieniowania radiowego „niesionego” w impulsie zmienia się zwykle powoli w skali miesięcy lub lat, lecz średni kształt jest stały i charakterystyczny dla danego pulsara. Zupełnie jednak inaczej przedstawia się wygląd poszczególnych impulsów. Nie są one wcale tak stałe i niezmienne, a na dodatek trwają zwykle krócej niż uśredniony impuls. Mogą pojawiać się nieco wcześniej lub później, niektórych impulsów może w ogóle brakować. Ciekawą właściwością jest jednak fakt, że mimo tak znacznej nieregularności oddzielnych impulsów ich uśrednione wartości są zaskakująco stałe.
Jedynym zjawiskiem, które może zapewnić tak wielką stałość okresów powtarzania się impulsów radiowych, jest według praw fizyki obracanie się niewielkiego obiektu. Jeżeli jest to gwiazda musi ona być bardzo mała i bardzo masywna, inaczej siły odśrodkowe, pojawiające się przy rotacji takiego obiektu w tempie kilkudziesięciu obrotów na sekundę, rozerwałyby go dawno na części. Większość obiektów w kosmosie obraca się z prędkością podobną do ziemskiej. Aby wyjaśnić jak jest to możliwe, żeby pulsary obracały się z tak ogromną prędkością można posłużyć się przykładem. Supernowa po zmniejszeniu do gwiazdy neutronowej zachowuje swój moment pędu. Tak samo łyżwiarz figurowy obracający się z rozłożonymi rękami, przyciąga je do siebie, zwiększając tym samym swoją prędkość obrotową.
Na ogromnej gęstości nie kończą się osobliwe własności pulsarów. Impulsowe promieniowanie radiowe informuje o istnieniu wokół gwiazdy bardzo silnego pola magnetycznego. Pola magnetyczne pulsarów mają natężenia 1012 razy większe od pola ziemskiego od pola ziemskiego i są najpotężniejszymi znanymi polami istniejącymi w przyrodzie (z wyjątkiem magnetarów!). Gwiazda neutronowa, niby potężny magnes, obraca się wokół swej osi i w każdym pełnym obrocie jeden z jej biegunów jest skierowany w stronę obserwatora. W odstępie czasu równym połowie obrotu ukazuje się drugi biegun, lecz ten widziany jest pod innym, mniej korzystnym kątem. Przypuszcza się, że pulsary mogą wysyłać promieniowanie radiowe jedynie w wąskim stożku wyznaczonym przez zbieżność pola magnetycznego w okolicach biegunów magnetycznych. W ten sposób gwiazda neutronowa, niby latarnia morska, przemiata swym promieniowaniem przestrzeń wokół siebie w dwóch wąskich pasach skierowanych zgodnie z ustawieniem biegunów magnetycznych względem osi obrotu. Emisja promieniowania elektromagnetycznego w wąskich stożkach nie jest jedyną możliwością wytłumaczenia