Gwiazda rozwijająca się

Gwiazda rozwijająca się (ewolucja gwiazd)

Mgławica planetarna
Obecnie powszechnie przyjmuje się, że gwiazdy powstają z materii międzygwiazdo-wej. Potwierdzają to obserwacje, z których wynika, iż młode gwiazdy spotyka się wyłącznie w obszarach zawierających duże ilości materii międzygwiazdowej.
Materia międzygwiazdowa nie jest rozmieszczona w Galaktyce w sposób jednorodny, lecz tworzy charakterystyczne obłoki, o masach mieszczących się w bardzo szerokich grani-cach: od około 1 masy Słońca do 103-104 mas słonecznych. Przeciętna gęstość w ob-łokachmaterii międzygwiazdowej wynosi około 10-18 kg*m-3. Biorąc pod uwagę, że gęstość materii w uformowanych już gwiazdach jest rzędu 103 kg*m-3 staje się zrozumiałe, że obłok materii musi zmniejszyć swe rozmiary liniowe o czynnik 10-7, aby przekształcił się w gwiazdę. Kurczenie się obłoku może nastąpić wówczas, gdy oddziaływanie grawitacyjne pomiędzy cząstkami obłoku jest większe od cisnienia gazu. Nastąpi to wtedy, gdy spełnione zostanie tzw. kryterium Jeansa, określające, jaką minimalną masę M (wyrażoną w masach Słońca) powinien mieć obłok materii międzygwiazdowej, aby mógł rozpocząć się proces jego kurczenia (zobacz wzór: ) przy czym p jest gęstością obłoku, natomiast T jego temperaturą wyrażoną w kelwinach. Ze wzoru wynika, że kurczyć się mogą obłoki o niskiej temperaturze i stosunkowo wysokiej gęstości. Przyjmując przecietna gęstość materii w obłokach równą 10-18 kg*m-3, otrzymujemy, że obłok o temperaturze 100 K będzie się kurczył dopiero wtedy, gdy jego masa będzie większa od 1200 Ms. Rozmiary takiego obłoku wynoszą przynajmniej 2,7 pc. Mniejsze obłoki nie będą się kurczyć, gdyż zachowana jest w nich równowaga pomiędzy ciśnieniem gazu i przyciąganiem grawitacyjnym cząstek obłoku.
W miarę kurczenia się obłoku, część wydzielanej energiigrawitacyjnej nagrzewa mate-rię, z jakiej jest on zbudowany. Jednak energia ta niemal w całości jest wyemitowana na ze-wnątrz w postaci promieniowania podczerwonego, opuszczającego bez przeszkód obłok. W związku z tym temperatura kurczącego się obłoku praktycznie nie ulega zmianie, natomiast jego gęstość rośnie. Proces ten ma istotne znaczenie w formowaniu się przyszłych gwiazd, gdyż gdyby wzrastała temperatura obłoku,wzrastałoby równiez ciśnienie gazu, a to uniemoż-liwiałoby dalsze kurczenie się obłoku. Mechanizm ten w pełni potwierdzają obserwacje, z których wynika, że obłoki materii międzygwiazdowej są bardzo silnymi żródłami promienio-wania podczerwonego.
Wzrost gęstości obłoku powoduje, że pojawiają się w nim lokalne skupienia, spełnia-jące kryterium Jeansa przy znacznie mniejszej masie. Prowadzi to do rozpadu pierwotnego obłoku na wiele kurczących się skupień masy, będących zaczątkami przyszłych gwiazd. Masy rozdzielonych części obłoku są już porównywalne z masami gwiazd.
Protogwiazda
Dalsze kurczenie się podzielonego obłoku materii międzygwiazdowej, będącego już protogwiazdą, związane jest z innym niż dotychczas mechanizmem przenoszenia energii: promieniowanie podczerwone wskutek zwiększonej gęstości materii i związanej z tym nie-przezroczystości nie nadąża z odprowadzeniem wydzielanej energii cieplnej i transport ener-gii następuje drogą konwekcji. Temperatura zewnętrznych warstw staje się na tyle wysoka, że protogwiazda zaczyna świecić Jej promień w tym momencie jest kilkadziesiąt razy większy od promienia słońca, a temperatura efektywna wynosi kilka tysięcy kelwinów. Jednak pro-mieniowanie protogwiazdy odbywa się w dalszym ciągu kosztem energii pochodzącej z jej kurczenia grawitacyjnego.
Protogwiazdy w tym stadium ewolucji noszą nazwę gwiazd przed ciągiem głównym, a typowymi ich przedstawicielami są zmienne typu T Tauri, obserwowane w pobliżu obłokówmaterii międzygwiazdowej. Na diagramie Hertzsprunga-Russela gwiazdy typu T Tauri są położone nieco powyżej ciągu głównego.
Dalsze kurczenie się protogwiazdy zachodzi już wolniej, aż do momentu, gdy tempe-ratura w jej środku wzrośnie na tyle, aby rozpocząć się mogły reakcje termojądrowe. Gwiazda osiąga tzw. "wiek zero".
W procesie powstawania gwiazdy istotną rolę odgrywa moment obrotowy pierwotne-go obłoku. Wspomniano wcześniej, że w czasie kurczenia się obłoku, jego rozmiary ulegają zmniejszeniu o czynnik 10-7, co sprawia, że nawet minimalny moment obrotowy pierwotnego obłoku (zgodnie z zasadą zachowania tegoż momentu) może spowodować tak dużą rotację powstającej gwiazdy, że doprowadzi to w końcu do jej rozerwania. Gwiazda może pozbyć się nadmiaru swego momentu obrotowego, przekazując go otaczającej materii. Dzieje się to przy udziale pola magnetycznego, sprzęgającego obracającą się gwiazdę z otaczjącą ją materią międzygwiazdową. Nadmiar momentu obrotowego może być również odrzucony wraz z pewną ilością materii. Nie wyklucza się, że mechanizm ten prowadzi do utworzenia się planet wokół gwiazdy.
Czas potrzebny na uformowanie się protogwiazdy z obłoku materii międzygwiazdo-wej, czyli czas niezbędny na to, aby gwiazda zaczęła świecić kosztem swej energii grawita-cyjnej, jest w skali Wszechświata bardzo krótki, gdyż w zależności od masy protogwiazdy wynosi zaledwie od kilku do kilkudziesięciu lat. Nieporównywalnie dłużej trwa proces jej dalszego kurczenia się, tj. od momentu rozpoczecia świecenia do zajścia pierwszych reakcji termojądrowych. W przypadku gwiazd o masie Słońca jest to około 105 lat, natomiast gwiaz-dy najmniej masywne (około 0,1 masy Słońca) potrzebują 1010 lat, aby w ich wnętrzu zapalił się wodór. Czas ten jest porównywalny z wiekiem Galaktyki.
Obliczenia wskazują, że nie każda kondensacja materii międzygwiazdowej prowadzi do powstania gwiazdy. Gdy masa protogwiazdy jest mniejsza od 0,08 Ms w jej wnętrzu nie zaistnieją odpowiednie warunki do rozpoczęcia się reakcji termojądrowych i obiekty takie kończą swą ewolucję stając się tzw. czarnymi karłami, znajdującymi się w prawym, dolnym rogu diagramu Hertzsprunga-Russela. Nie obserwuje się również gwiazd masywniejszych niż około 70 Ms. Przypuszcza się, że tak masywne protogwiazdy są niestabilne i szybko ulegają rozpadowi.
Rysunek obok przedstawia schematyczny obraz diagramu Hertzsprunga-Russela z za-znaczoną drogą gwiazdy o masie 1 Ms na wczesnym etapie ewolucji. W pierwszym etapie ewolucji jasność absolutna i temperatura gwiazdy wzrastają . Następnie obserwuje się wol-niejszy wzrost temperatury, przy czym maleje jasność absolutna, co wynika ze stosunkowo szybkiej kontrakcji grawitacyjnej (kurczenia się) i związanego z tym zmniejszania się pro-mienia protogwiazdy, a tym samym zmniejszania się powierzchni emitującej promieniowanie. W ostatniej fazie, tuż przed osiągnięciem "wieku zero", przy wolnym wzroście temperatury jasność absolutna ustala się na stałym poziomie.
Gwiazdy ciągu głównego
Gwiazdy leżące na ciągu głównym diagramu Hertzsprunga-Russella należą do gwiazd stosunkowo najlepiej zbadanych, gdyż ich typowym przedstawicielem jest Słońce.
Ogólnie, gwiazdy ciągu głównego możemy podzielić na dwie grupy:

l) gwiazdy gorące, o masie większej od masy Słońca (wczesnych typów widmowych);

2) gwiazdy chłodniejsze, o masach równych lub mniejszych od masy Słońca (późnych ty-pów widmowych).

W przypadku obydwu grup źródłem energii są reakcje termojądrowe, prowadzące do syntezy helu z wodoru. W gwiazdach gorących, mających masę większą od masy Słońca (górna, lewa część diagramu Hertzsprunga-Russella), zarówno ciśnienie, jak i temperatura w jądrze są większe niż w gwiazdach mniej masywnych. W tych warunkach, przemiana wodoru w hel następuje głównie w cyklu węglowo-azotowym (CNO), który jest znacznie bardziej wydajny niż cykl protonowo-protonowy (p-p). Prowadzi to do wniosku, że w jądrze gwiazd masywnych następuje znacznie szybsze "zużywanie się" nagromadzonego wodoru, a tym samym czas życia masywnej gwiazdy jest o wiele krótszy od czasu życia gwiazdy chłodniej-szej i mniej masywnej.
W cyklu węglowo-azotowym produkcja energii w jądrze gwiazdy jest na tyle duża, że samo promieniowanie staje się zbyt mało wydajnym mechanizmem transportu energii na ze-wnątrz i musi być wspomagane przez konwekcję, obejmującą centralną część gwiazdy. Obli-czenia wskazują, że dla gwiazd o masach dziesięciokrotnie przewyższających masę Słońca, promień wewnętrznej strefy konwekcji może obejmować około 1/4 promienia gwiazdy. Na-stępne warstwy, otaczające konwektywne jądro, są już w równowadze promienistej, to znaczy dominującym mechanizmem transportu energii jest promieniowanie.
Budowa wewnętrzna chłodnych gwiazd, o masach mniejszych od masy Słońca, jest zbliżona do budowy Słońca. Warunki panujące w jądrach tych gwiazd, określone przez ciśnienie, temperaturę i gęstość, sprawiają, że dominuje w nich cykl reakcji p-p. Ilość energii produkowanej w tym cyklu we wnętrzu gwiazdy jest taka, jaka może być przeniesiona ku powierzchni przez promieniowanie. W jądrach gwiazd niemal nie ma konwekcji, a cała wyprodukowana energia przenoszona jest przez promieniowanie.
Inną cechą charakterystyczną gwiazd chłodniejszych i zarazem mniej masywnych jest warstwa konwektywna, obejmująca zewnętrzne części gwiazdy. Grubość zewnętrznej war-stwy konwektywnej zależy od temperatury efektywnej powierzchni gwiazdy, przy czym im ta temperatura jest niższa, tym warstwa konwektywna sięga głębiej. Przykładowo, w gwiazdach typu K o masie około 0,6 Ms grubość warstwy, w której zachodzi mieszanie, wynosi około 1/3 promienia gwiazdy, przy czym warstwa ta skupia około 10% masy całej gwiazdy. Przy-czyną powstawania grubej, zewnętrznej warstwy konwektywnej jest stosunkowo duża gęstość i niska temperatura gazu, powodujące znaczną absorpcję promieniowania. Mechanizm trans-portu energii drogą promieniowania jest wówczas mało wydajny i musi być wspomagany konwekcją.

Gwiazda starzejąca się

Kolaps
Obecnie powszechnie przyjmuje się, że gwiazdy powstają z materii międzygwiazdowej. Potwierdzają to obserwacje, z których wynika, iż młode gwiazdy spotyka się wyłącznie w obszarach zawierających duże ilości materii międzygwiazdowej.
W miarę kurczenia się obłoku, część wydzielanej energiigrawitacyjnej nagrzewa mate-rię, z jakiej jest on zbudowany. Jednak energia ta niemal w całości jest wyemitowana na ze-wnątrz w postaci promieniowania podczerwonego, opuszczającego bez przeszkód obłok. W związku z tym temperatura kurczącego się obłoku praktycznie nie ulega zmianie, natomiast jego gęstość rośnie. Proces ten ma istotne znaczenie w formowaniu się przyszłych gwiazd, gdyż gdyby wzrastała temperatura obłoku,wzrastałoby równiez ciśnienie gazu, a to uniemoż-liwiałoby dalsze kurczenie się obłoku. Mechanizm ten w pełni potwierdzają obserwacje, z których wynika, że obłoki materii międzygwiazdowej są bardzo silnymi żródłami promienio-wania podczerwonego.
Wzrost gęstości obłoku powoduje, że pojawiają się w nim lokalne skupienia, spełnia-jące kryterium Jeansa przy znacznie mniejszej masie. Prowadzi to do rozpadu pierwotnego obłoku na wiele kurczących się skupień masy, będących zaczątkami przyszłych gwiazd. Masy rozdzielonych części obłoku są już porównywalne z masami gwiazd.
Mgławica powybuchowa
Spośród obiektów spotykanych na niebie, szczególnie interesująco przedstawiają się mgławice planetarne, przypominające na ogół niewielki, rozmyty pierścień, w środku którego znajduje się słaba gwiazda. Bliższa analiza danych obserwacyjnych wskazuje, że godną uwagi jest właśnie centralnie położona gwiazda, o masie około 0,6 Ms i dlatego mgławice planetarne zostają omówione w rozdziale poświęconym budowie i cechom charaterystycznym gwiazd.
Centralnie położona gwiazda jest bardzo gorąca i ma na ogół znaczną moc promie-niowania, sięgającą nawet 103-104 mocy promieniowania Słońca. Gazowa otoczka wokół gwiazdy jest widoczna dzięki rozpraszaniu i reemisji światła w materii otaczającej gorącą gwiazdę. Ilustruje to schematycznie rysunek. Nazwa mgławica planetarna, wprowadzona przez Herschela, jest używana tradycyjnie, mimo iż obiekt nie ma nic wspólnego z planetami, a także tylko w pewnym stopniu może być rozpatrywany jako część materii międzygwiazdo-wej widocznej w formie mgławic.
Ogółem znamy około 1000 mgławic planetarnych, przy czym żadna z nich nie jest wi-doczna gołym okiem. Ocenia się, że w całej Galaktyce znajduje się około 20 000 mgławic planetarnych. Do bardziej znanych należy mgławica planetarna M 57 w gwiazdozbiorze Lut-ni, odkryta w drugiej połowie XVIII wieku. Rozmiary kątowe przeciętnej mgławicy planetar-nej, zależne oczywiście od jej odległości, wynoszą w większości przypadków 5-15 sekund łuku, ale spotykamy również większe obiekty tego typu. Średnice liniowe mgławic planetar-nych zawarte są w granicach 0,05-0,5 pc.
W widmie mgławicy planetarnej dostrzegamy przede wszystkim składową, pochodzącą od gwiazdy centralnej, typu widmowego O. Gwiazda ta jest źródłem widma ciągłego z liniami absorpcyjnymi i emisyjnymi, a rozkład natężeń w widmie odpowiada temperaturze efektywnej gwiazdy 20 000-100 000 K. Oprócz tego w widmie jest widoczna składowa pochodząca od gazowej otoczki, będącej źródłem widma, składającego się niemal wyłącznie z linii emisyjnych. Dominują tu linie wzbronione dwukrotnie zjonizowanego tlenu O III, linie wodoru, wzbronione linie azotu i inne, świadczące o bardzo małej gęstości gazu w mgławicy. W ostatnich latach, dzięki obserwacjom prowadzonym ze sztucznych satelitów Ziemi, odkryto w zakresie ultrafioletowym bardzo silne linie węgla dwukrotnie i trzykrotnie zjonizowanego. Widmo pochodzące od mgławicy pozwala ocenić jej temperaturę na około 10 000 K.
Analizując ilość energii dochodzącą (w jednostce czasu) od gazowej otoczki, stwier-dza się, że w widzialnej części widma energia ta jest kilkadziesiąt razy większa od energii emitowanej przez gwiazdę centralną. Wynika to z tego, że bardzo gorąca gwiazda centralna emituje energię głównie w części ultrafioletowej. Promieniowanie gwiazdy jonizuje rozrze-dzony gaz, podgrzewając go do wspomnianej temperatury kilkunastu tysięcy kelwinów. Mgławica emituje promieniowanie o większych długościach fal w zakresie widzialnym.
Szczegółowa analiza widm mgławic planetarnych doprowadziła do odkrycia rozdwo-jenia linii emisyjnych, pochodzących od centralnej części mgławicy. Tłumaczymy to rozsze-rzaniem się gazowej otoczki, która jest na tyle przezroczysta, że możemy obserwować pro-mieniowanie dochodzące z części mgławicy leżących wzdłuż promienia widzenia zarówno przed gwiazdą centralną, jak też za nią. Składnik rozdwojonej linii emisyjnej przesunięty w kierunku fioletu pochodzi od zbliżającego się do nas fragmentu mgławicy, natomiast składnik linii przesunięty ku czerwieni od fragmentu oddalającego się od nas. Obliczona na podstawie zjawiska Dopplera prędkość odpowiednich wycinków mgławicy wynosi 10-50 km*s-l i świad-czy o rozszerzaniu się gazowej otoczki we wszystkich kierunkach. Znając prędkość rozsze-rzania się mgławicy planetarnej, można oszacować czas jej życia, wynoszący około 20 000 lat. W porównaniu z czasem życia gwiazdy jest to okres bardzo krótki. Rozszerzanie się mgławicy, otaczającej centralną, bardzo gorącą gwiazdę potwierdza ścisły związek pomiędzy gwiazdą oraz otoczką i jest interpretowane jako odrzucenie przez gwiazdę jej zewnętrznych warstw, wskutek czego następuje odsłonięcie gorącego, wewnętrznego jądra.
Biały karzeł
Ta grupa gwiazd zajmuje lewą, dolną część diagramu Hertzsprunga-Russella. Białe karły mają małą moc promieniowania (kilkaset razy mniejszą od mocy promieniowania Słoń-ca), a zarazem wysoką temperaturę. Połączenie tych dwóch faktów obserwacyjnych prowadzi do wniosku, że białe karły muszą mieć niewielkie rozmiary - promienie ich wynoszą zaledwie około 10-2 promienia Słońca, a więc białe karły pod względem rozmiarów zbliżone są do rozmiarów Ziemi.
Masy białych karłów zawarte są w przedziale od 0,4 do 1,4 Ms Wynikająca stąd gę-stość materii, z jakiej jest utworzona gwiazda, jest rzędu 109 kg*m-3 (l cm3 materii ma masę 1 tony!). Materia o tak wysokiej gęstości we wspomnianej temperaturze tworzy gaz zdegene-rowany.
Gaz zdegenerowany jest specyficznym stanem materii składającej się z jąder atomów oraz elektronów znajdujących się tak blisko siebie, że nie jest możliwe istnienie normalnych powłok elektronowych. W gazie zdegenerowanym odległości pomiędzy jądrami są rzędu 10-12 m, podczas gdy w ciałach stałych i cieczach odległości pomiędzy atomami wynoszą około 10-10 m.
Specyficzne własności gazu zdegenerowanego można wyjaśnić na podstawie mechaniki kwantowej, w szczególności biorąc pod uwagę zakaz Pauliego, mówiący, iż w jednym stanie kwantowym może znajdować się najwyżej jedna cząstka o spinie po-łówkowym. Zakaz ten tłumaczy sposób zapełnienia powłok elektronowych w atomach, a także poziomów energetycznych w układach złożonych z wielu atomów.
Gaz zdegenerowany stanowi właśnie układ kwantowy, gdzie zgodnie z prawami me-chaniki kwantowej znajduje się bardzo wielka, ale skończona liczba poziomów energetycz-nych do obsadzenia przez elektrony. Ze względu na znacmą gęstość gazu zdegenerowanego, jedynie niewielka część elektronów zajmie najniższe możliwe poziomy energetyczne. Pozo-stałe elektrony zmuszone są obsadzić wyższe poziomy, stąd elektrony te będą miały większą energię.
O ile w gazie doskonałym rozkład prędkości swobodnych elektronów ma charakter rozkładu Maxwella, to w gazie zdegenerowanym liczba elektronów mających dowolną pręd-kość pomiędzy v = O i v = vmax jest niemal taka sama (rozkład Fermiego-Diraca). Gdy vmax << c, mówimy o gazie zdegenerowanym nierelatywistycznie, gdy vmax =~ c, mówimy o zdegene-rowaniu relatywistycznym. Ogólnie w gazie zdegenerowanym elektrony mają znacznie więk-sze średnie prędkości, niżby to wynikało z panującej tam temperatury.
W przypadku gazu zwykłego wraz ze spadkiem temperatury średnia prędkość cząste-czek maleje, a zatem maleje też ciśnienie. W gazie zdegenerowanym nawet w bardzo niskich temperaturach ciśnienie niemal nie ulega zmianie, gdyż energia elektronów uwarunkowana jest przede wszystkim prawami mechaniki kwantowej, w tym zakazem Pauliego.
Korzystając z praw mechaniki kwantowej, można wyprowadzić następującą zależność pomiędzy ciśnieniem pz panującym w nierelatywistycznym zdegenerowanym gazie elektro-nowym i gęstością gazu d pz = K1*d5/3, gdzie K1 = 3,1*106, przy czym ciśnienie wyrażone jest w N*m-2, natomiast gęstość w kg*m-3.
W przypadku relatywistycznym odpowiedni związek ma postać p'z = K1'*d4/3, gdzie K1' = 4,9*109. Powyższe wzory są równaniami stanu gazu całkowicie zdegenerowanego.
Gaz tworzący gwiazdę będzie zdegenerowany wtedy, gdy ciśnienie obliczone na pod-stawie równania stanu gazu zdegenerowanego będzie większe od ciśnienia obliczonego z równania stanu gazu doskonałego K1*d5/3 > RdT/m. Nastąpi to wówczas, gdy gęstość gazu stanie się większa od pewnej gęstości krytycznej dcr: d > dcr = (R/mK1)3/2*T3/2 =4,9*10-5*T3/2 kg*m-3. W środku Słońca, gdzie panuje temperatura około 15 milionów K gaz byłby zdegene-rowany przy gęstości dcr = 2,3*107 kg*m-3 (przyjmujemy średnią masę cząsteczkową 1/2). Zgodnie z przeprowadzonymi obliczeniami i przyjętym modelem Słońca, gęstość w jego środku jest jednak 140 razy mniejsza od gęstości krytycznej, co swiadczy, że znajdująca się tam materia ma właściwości gazu doskonałego.
W tym miejscu trzeba dodać, że materia, z jakiej zbudowany jest biały karzeł, niemal wyłącmie składa się z helu, powstałego w wyniku reakcji termojądrowych (cykl p-p, cykl CNO). Ciśnienie w gazie zdegenerowanym warunkują głównie elektrony, gdyż wpływ jąder helu (ewentualnie jąder cięższych pierwiastków) jest znikomy. Dlatego też średnia masa czą-steczkowa gazu zdegenerowanego będzie wynosić 2, gdyż masa cząsteczkowa jednego atomu helu rozłoży się na dwa elektrony. Podobnie będzie w przypadku cięższych pierwiastków o masach cząsteczkowych w przybliżeniu dwukrotnie większych od liczby elektronów w ato-mie.
Z teorii białych karłów wynika, ż jeżeli masa białego karła M < 0,6 Ms to gaz elektro-nowy będzie zdegenerowany nierelatywistycznie. W tym przypadku pomiędzy promieniem gwiazdy a jej masą zachodzi związek co oznacza, że im większa jest masa białego karła, tym mniejszy jego promień.
W przypadku gazu zdegenerowanego relatywistycznie stwierdzono, że promień gwiazdy maleje do zera, gdy jej masa zbliża się do wartości 1,44 Ms zwanej granicą Chan-dra-sekhara. Oznacza to, że siła grawitacji jest na tyle duża, iż nie może być zrównoważona przez ciśnienie gazu zdegenerowanego i gwiazda ulega zapadnięciu. Tak więc, aby gwiazda o masie M > 1,44 Ms mogła stać się białym karłem, musi uprzednio odrzucić nadmiar swojej masy.
Materię, z jakiej zbudowane są białe karły, cechuje znaczne przewodnictwo cieplne. Wskutek tego wewnątrz białego karła panuje niemal stała temperatura. Jedynie w cienkiej warstwie zewnętrznej, o grubości nie większej niż 1% promienia, temperatura wzrasta od kilkunastu (kilkudziesięciu) tysięcy kelwinów na powierzchni do temperatury rzę- du 10 mi-lionów kelwinów panującej wewnątrz białego karła.
Źródłem niewielkiego promieniowania białych karłów jest przede wszystkim promie-niowanie powstałe kosztem nagromadzonego ciepła, a także w niewielkim stopniu szczątko-we reakcje termojądrowe zachodzące w cienkiej warstwie powierzchniowej. Białe karły stop-niowo stygną, przy czym czas ich stygnięcia, oceniony na podstawie zapasów ciepła zawarte-go w ich wnętrzu, wynosi kilkaset milionów lat.
Wspomniane charakterystyki białych karłów (R = 0,01 Rs, M = l Ms) wskazują, że na powierzchni tych obiektów przyspieszenie grawitacyjne jest około 104 razy większe, niż na powierzchni Słońca. Zgodnie z teorią względności tak znaczne przyspieszenie grawitacyjne przejawia się w widmie białego karła przesunięciem linii w kierunku czerwieni. W przypadku większości białych karłów, przesunięcie to odpowiada prędkości radialnej około 10 km*s-1 i z jednej strony stanowi ważny fakt obserwacyjny, potwierdzający ogólną teorię względności, z drugiej zaś potwierdza poprawność wyznaczenia masy i promienia białego karła.
Klasycznym przykładem białego karła jest słaba gwiazda znajdująca się tuż obok Sy-riusza (Canis Maioris), nosząca nazwę Syriusz B. Układ Syriusz A + Syriusz B jest układem podwójnym, co umożliwiło m.in. wyznaczenie mas obu składników.
Dotychczas stwierdzono istnienie kilkuset białych karłów. Należy sądzić, że stosun-kowo niewielka liczba odkrytych białych karłów związana jest z niską mocą ich promienio-wania. W kuli o promieniu 10,5 pc. odkryto bowiem aż 8 białych karłów, co pozwala przy-puszczać, że ta grupa gwiazd stanowi prawdopodobnie 3-10% wszystkich gwiazd, przynajm-niej w rejonach Galaktyki niezbyt odległych od Słońca.
Czarny karzeł
Czarny karzeł, zwany również brązowym karłem, to gwiazda o masie poniżej 0,085 masy Słońca w której na żadnym etapie ewolucji nie mogą zachodzić procesy termojądrowe. Brązowy karzeł świeci najpierw kosztem energii grawitacyjnej, kurcząc się. Gdy gaz elektro-nowy we wnętrzu brązowego karła ulegnie degeneracji, gwiazda zaczyna świcić kosztem energii termicznej - stygnąc. Skala czasowa ewolucji brązowego karła wyraża się w miliar-dach lat. Jasność brązowego karła jest bardzo mała. Za dolną granicę masy brązowego karła uznaje się liczbę 0,013 mas Słońca (13 mas Jowisza). Obiekty o masie poniżej tej liczby zali-cza się do planet. Przypuszcza się, że część ciemnej materii jest skupiona w nieodkrytych jeszcze brązowych karłach.
Czarne karły, które mogą być zaledwie 40 razy masywniejsze od Jowisza, według naj-popularniejszej obecnie teorii powstają podobnie do normalnych gwiazd. Potwierdzają to naj-nowsze obserwacje wykonane przy pomocy satelity ISO (Infrared Space Observatory). Przez kilkadziesiąt lat astronomowie poszukiwali "brakującego ogniwa" pomiędzy planetami i gwiazdami. Rachunki teoretyczne pokazywały bowiem, że obiekty o masie mniejszej niż 0,08 masy Słońca (około 80 mas Jowisza) są zbyt mało masywne, aby w swoim wnętrzu wytwo-rzyć temperaturę potrzebną do zaistnienia reakcji termojądrowych, jednak nikomu nie udawa-ło sie zaobserwować takich obiektów.
W roku 1995 obliczenia znalazły potwierdzenie w obserwacjach, kiedy to został od-kryty pierwszy obiekt tego typu, nazwany brązowym karłem. Astronomowie nadal jednak toczą dyskusje nad tym, jak powstają brązowe karły, a także gdzie znajduje się granica, poni-żej której obiekt nazwiemy planetą, a powyżej - brązowym, czy czarnym karłem. Gwiazdy powstają w wyniku kondensacji ogromnych chmur gazowo-pyłowych, zaś planety - przez akrecję małych ciał skalnych wewnątrz dysków protoplanetarnych krążących wokół gwiazd. Problem polega na tym, że część z powstałych planet, na skutek oddziaływań grawitacyjnych różnych okolicznych obiektów, może być wyrzucona z rodzimego ładu. Astronomowie nie wiedzą więc, jak odróżnić takie swobodne i masywne planety od mało masywnych brązo-wych karłów, które mogły powstać w sposób taki jak planety lub podobnie jak gwiazdy z niewielkich chmur gazowo-pyłowych.
Jeśli prawdziwa jest druga wersja, młode brązowe karły powinny być otoczone dys-kami gazowo-pyłowymi. Tym tropem podążyli włoscy astronomowie: Antonella Natta i Le-onardo Testi z Osservatorio Astrofisico di Arcetri we Florencji, którzy do obserwacji trzech czarnych karłów wykorzystali satelitę podczerwonego ESA o nazwie ISO. Sygnał odbierany od tych obiektów został porównany z sygnałem, jaki uzyskano dla młodych gwiazd, o których z całą pewnością wiemy, że zawierają dyski gazowo-pyłowe. Okazało się, że obserwacyjne charakterystyki brązowych karłów i młodych gwiazd są do siebie bardzo podobne. Świadczy to o tym, że brązowe karły są otoczone dyskami i powstały podobnie jak normalne gwiazdy. Niedługo później masy tych trzech czarnych karłów zostały oszacowane przez Fernardo Co-merona z European Southern Observatory. Mają się one zawierać w od 4 do 9 procent masy Słońca. Nadal jednak nie wiemy, czy mniejsze obiekty też mogą formować się niezależnie od "pełnoprawnych" gwiazd. Nadzieje na wyjaśnienie tej zagadki astronomowie wiążą z satelitą Herschel, którego ESA zamierza wysłać w roku 2007. Instrumenty tej sondy będą w stanie badać ciała o masach nawet do 5 mas Jowisza.

Gwiazda umierająca

Czerwone olbrzymy
Ten typ gwiazd zajmuje miejsce w prawej górnej części diagramu Hertzsprunga-Russela i zaliczany jest do III i II klasy jasności absolutnej. Olbrzymy charakteryzują się bar-dzo niejednorodną budową, co pozostaje w ścisłym związku z ich ewolucją. Obliczenia wska-zują, że centrum gwiazdy olbrzyma stanowi izotermiczne jądro, składające się niemal wy-łącznie z helu, jako produkt reakcji cyklu p-p lub CNO. Przykładowo, w gwieździe o masie 1,3 Ms temperatura jądra wynosi 4*107 K, a promień całej gwiazdy jest równy 21 Rs. Wynika stąd, że temperatura w jądrze jest zbyt niska, by mogły zachodzić reakcje syntezy węgla, toteż w centrum gwiazdy praktycznie brak reakcji termojądrowych. Promień jądra wynosi zaledwie 1/1000 promienia gwiazdy, ale zawarta w nim masa stanowi 1/4 masy całej gwiazdy. Gęstość w środku jądra może sięgać 3,5*108 kg*m-3 (350 kg/cm3).
Wokół jądra rozpościera się cienka warstwa o grubości rzędu 1/1000 promienia gwiazdy, w której jeszcze zachodzą reakcje syntezy helu z wodoru. Warstwa ta rozdziela gwiazdę na dwie części: wewnętrzne jądro, nieomal zupełnie pozbawione wodoru o praktycznie stałej temperaturze, i zewnętrzną, bardzo rozległą otoczkę, w której co prawda znajduje się wodór, lecz zarówno temperatura, jak i ciśnienie nie są wystarczające, by w tej warstwie mogły zachodzić reakcje termojądrowe. Niskie ciśnienie w otoczkach czerwonych olbrzymów sprawia, że linie w widmach są bardzo wąskie, co wyróżnia tę grupę gwiazd od innych.
Ponad cienką warstwą reakcji termojądrowych, będących źródłem energii gwiazdy, znajduje się obszar o grubości około 1/10 promienia, charakteryzujący się transportem energii przez promieniowanie. Dalej, w najbardziej zewnętrznej, rozległej warstwie o grubości 0,9 promienia gwiazdy, dominującym mechanizmem transportu energii jest konwekcja. Warstwa ta skupia około 70% masy całej gwiazdy.
Typowymi przykładami czerwonych olbrzymów są: a Aurigae (Gapella) i a Bootis (Arktur). Do grupy nadolbrzymów należą m.in.: a Scorpii (Antares) i a Orionis (Betelgeuse). W porównaniu z promieniem Słońca promienie czerwonych olbrzymów są 100 razy większe, a promienie nadolbrzymów nawet 1000 razy większe. Średnia gęstość zarówno olbrzymów, jak i nadolbrzymów jest bardzo mała. Przykładowo, dla Arktura wynosi ona 0,0004 średniej gęstości Słońca, dla Antaresa (nadolbrzym) zaledwie 0,000001 średniej gęstości Słońca.
Supernowa
Obserwuje się wielkie wybuchy w gwiazdach supernowych. Jaśnieją one o prawie 20 wielkości gwiazdowych, co odpowiada wzrostowi promieniowania 10-100 milionów razy, a ogólna ilość wypromieniowanej energii może sięgać 1042 J. Niekiedy gwiazda supernowa odrzuca nawet 90% swojej masy, a więc wybuch prowadzi do gruntownych zmian jej budo-wy.
Wybuchy gwiazd supernowych nie są zjawiskiem częstym. Według niektórych osza-cowań, przeciętnie w galaktyce gwiazda supernowa wybucha co 30-50 lat. Jednak wiele wy-buchów gwiazd supernowych uchodzi naszej uwadze, gdyż mają one miejsce w rejonach przesłoniętych przez gęste chmury materii międzygwiazdowej. Stąd niemal wszystkie znane nam supernowe zaobserwowano w innych galaktykach.
Gwiazdy supernowe dzieli się na dwie grupy. Supernowe I typu (SN I) cechuje sto-sunkowo szybki spadek blasku, a ich widma w pobliżu maksimum mają charakter ciągły. Z chwilą spadku jasności gwiazdy pojawiają się w jej widmie szerokie pasma emisyjne, często trudne do identyfikacji, świadczące o rozszerzaniu się zewnętrznych części gwiazdy z pręd-kością ok. 6000 km*s-l.
Supernowe II typu mają jasności absolutne w maksimum nieco mniejsze (około -16,3 mag., podczas gdy supernowe I typu ok. -18,7 mag.), a słabnięcie jasności gwiazdy następuje wolniej. Obserwacje spektroskopowe wykazują intensywne widmo ciągłe w części ultrafiole-towej, przy czym widmo jest zbliżone do widma gwiazdy nowej.
W naszej Galaktyce wybuchy gwiazd supernowych zaobserwowano m. in. w latach: 1054 (konstelacja Byka), 1572 (Kasjopea) oraz 1604 (Wężownik). Wybuch gwiazdy super-nowej w 1572 roku był obserwowany przez Tychona Brahego, natomiast gwiazdę supernową z 1604 roku obserwował m.in. Kepler. Z zachowanych zapisków historycznych wynika, że obie wspomniane gwiazdy były doskonale widoczne w jasny dzień na niebieskim tle nieba.
Szczególnie interesującym obiektem okazała się gwiazda supernowa z roku 1054, na-leżąca do typu I, której pozostałością jest słynna mgławica Krab. Współczesne obserwacje spektroskopowe tej mgławicy świadczą o jej dalszym rozszerzaniu się z prędkością około 1300 km*s-1. Uwzględniając obserwowane obecnie rozmiary i odległość mgławicy Krab, można z prędkości jej rozszerzania się obliczyć moment wybuchu. Otrzymany rezultat dobrze zgadza się z datą zanotowaną w dawnych kronikach. Ponad 80% promieniowania tej mgławi-cy przypada na widmo ciągłe. Sama mgławica Krab nie ma wyraźnego kształtu, jakkolwiek wyróżniają się w niej charakterystyczne jaśniejsze włókna, będące źródłem widma emisyjne-go. Promieniowanie dochodzące od mgławicy jest w znacznym stopniu spolaryzowane, a po-nadto sama mgławica jest intensywnym źródłem promieniowania radiowego.
Obserwowane cechy promieniowania radiowego mgławicy świadczą, że promienio-wanie to w dużej mierze ma charakter synchrotronowy. Z chwilą wybuchu gwiazdy su-pernowej pojawia się znaczna liczba swobodnych elektronów o prędkościach zbliżonych do prędkości światła i ogromnych energiach. Elektrony te poruszając się po liniach spiralnych dookoła i wzdłuż linii pola magnetycznego, są wyhamowywane, przy czym wysyłają one promieniowanie całkowicie spolaryzowane we wszystkich długościach fal, co zgodne jest z obserwacjami.
Gwiazda neutronowa
W drugiej połowie 1967 roku w Cambridge (Anglia) A. Hewish wraz ze współpra-cownikami odkrył nowy, interesujący typ obiektów niebieskich, charakteryzujący się wysyła-niem bardzo regularnych pulsów radiowych w odstępie od 1/30 do około 5 s. Wysyłane pulsy leżą w przedziale częstotliwości 40-5000 MHz. Obserwacje tych obiektów pozwoliły na usta-lenie, że odstępy czasu pomiędzy kolejnymi pulsami radiowymi są stałe z bardzo dużą do-kładnością.
Obecnie znamy około 200 pulsarów. U wszystkich stwierdza się w znacznym stopniu spolaryzowane promieniowanie radiowe, przy czym natężenie tego promieniowania wzrasta z długością fali, co świadczy o jego nietermicznym charakterze. Pulsary są obiektami stosun-kowo bliskimi, większość z nich jest odległa o kilkaset parseków. Krótki odstęp czasu pomię-dzy kolejnymi pulsami radiowymi i dosyć znaczna amplituda sugerują, że pulsary są raczej niewielkimi obiektami o średnicy kilkudziesięciu kilometrów, a gęstość materii, z jakiej jest zbudowany przeciętny pulsar, musi być ekstremalnie wysoka.
Do najbardziej znanych pulsarów należy obiekt oznaczony numerem NP 0531 usytu-owany w centrum mgławicy Krab. Dokładne badania pozycji tego pulsara pozwoliły zidenty-fikować go z bardzo słabą gwiazdą około 13 mag., która również wykazuje zmiany jasności odpowiadające zmianom promieniowania radiowego. Nieco później stwierdzono, że obiekt ten jest również źródłem promieniowania rentgenowskiego.
Obecność pulsara w miejscu, gdzie niegdyś wybuchła gwiazda supernowa, sugeruje ścisły związek pomiędzy tymi obiektami. Współczesne badania teoretyczne rzeczywiście po-twierdzają, że pulsary należy identyfikować z gwiazdami neutronowymi, będącymi pozosta-łościami po wybuchach supernowych.
Powstawanie gwiazdy neutronowej stanowi końcowy etap wybuchu gwiazdy super-nowej, gdy zewnętrzne części gwiazdy zostają odrzucone, a jądro ulega kontrakcji (zapadaniu się) aż do momentu, gdy zawarta w nim materia osiągnie gęstość charakterystyczną dla jądra atomowego. Powstała materia tworzy zdegenerowany gaz neutronowy, w którym średnio na 8 neutronów przypada 1 proton i 1 elektron, podlegające prawom mechaniki kwantowej. Wła-sności zdegenerowanego gazu neutronowego przypominają właściwości materii, z jakiej zbu-dowane są białe karły.
Najbardziej zewnętrzną warstwą gwiazdy neutronowej jest jej powłoka o grubości 100-1000 m. Tworzy ją wykrystalizowana materia jądrowa, złożona z tych jąder atomowych (głównie żelaza), które nie uległy rozpadowi. Temperatura powierzchni gwiazdy neutronowej wynosi przynajmniej 106-107 K. W powłoce mogą występować pewne niestabilności, prowadzące do zjawisk przypominających trzęsienia Ziemi. Przejawia się to w nagłym skracaniu się okresu rotacji, a tym samym zwiększaniu częstości pulsów niektórych pulsarów. Gęstość w powłoce stopniowo wzrasta, osiągając w jej najniźszych częściach wartość około 1015 kg*m-3.
Poniżej powłoki zalega tzw. ciecz neutronowa, gdzie szczególnie często dochodzi do tworzenia się neutronów w wyniku reakcji odwrotnej do rozpadu b. Centralną część gwiazdy tworzy zapewne jądro hiperonowe o gęstości rzędu 1018 kg*m-3.
Masy gwiazd neutronowych wynoszą 0,2-2,7 Ms, a ich promienie zawarte są w grani-cach 10-1000 km. Nie do końca jest rozstrzygnięty problem, jaką maksymalną masę może mieć gwiazda neutronowa, aby była stabilna (problem analogiczny do granicy Chandrasekha-ra w przypadku białych karłów). Trudności w obliczeniu granicznej masy wynikają z niedo-statku naszej wiedzy o własnościach zdegenerowanego gazu neutronowego. W obliczeniach należy uwzględnić ponadto znaczące poprawki relatywistyczne. Przybliżone oszacowania wskazują, że maksymalna masa stabilnej gwiazdy neutronowej nie przekracza 3 Ms. Mini-malna masa gwiazdy neutronowej zapewne jest większą od 0,1 Ms.
Gwiazda neutronowa wykonuje szybki ruch obrotowy oraz ma silne pole magnetycz-ne. Istnienie znacznej rotacji związane jest z prawem zachowania momentu pędu. Każda gwiazda (również Słońce) rotuje. Gwałtowne zmniejszenie się promienia gwiazdy, przy zało-żeniu, źe obiekt stanowi układ izolowany, musi doprowadzić do drastycznego zwiększenia prędkości obrotowej. Oczywiście, pewna część początkowego momentu pędu będzie uniesio-na z gwiazdy supernowej wraz z oddalającą się otoczką, ale i tak reszta wystarczy na znaczne zwiększenie się rotacji centralnych części gwiazdy.
Podobne rozumowanie można przeprowadzić odnośnie do pola magnetycznego. W przeciętnych gwiazdach nie jest ono zbyt silne, jednak w gwieździe neutronowej, która po-wstała wskutek silnej kontrakcji, natężenie pola magnetycznego winno być odwrotnie propor-cjonalne do kwadratu stosunku promieni, a więc około 1010 razy większe.
Analiza głównych charakterystyk gwiazdy neutronowej pozwala na zbudowanie jej modelu. Okazuje się, że pulsar w pewnym sensie przypomina latarnię morską. Szybko wirująca gwiazda neutronowa emituje z fragmentu swojej powierzchni wiązkę promieniowania, która omiata całe niebo wokół gwiazdy. W momencie, gdy promieniowanie "zagarnia" obserwatora na Ziemi, aparatura rejestruje charakterystyczny puls radiowy. Miejsce, z którego emitowane jest promieniowanie o charakterze synchrotronowym, znajduje się w pobliżu jednego z biegunów magnetycznych pulsara, a źródłem promieniowania są rela-tywistyczne elektrony, wybiegające z gwiazdy wzdłuż linii pola magnetycznego. Oś magnetyczna pulsara nie pokrywa się przy tym z osią obrotu. Pewną analogię znajdziemy na Ziemi, gdzie bieguny magnetyczne nie pokrywają się z biegunami geograficznymi. Ulatujące z gwiazdy elektrony unoszą pewną ilość momentu pędu. Prowadzi to do bardzo wolnego wydłużania się okresu obrotu pulsara, co zaobserwowano praktycznie u wszystkich obiektów tego typu. Wydłużanie się okresu obrotu pulsara zapewne związane jest również z oddziaływaniem pomiędzy jego rozległą magnetosferą i ośrodkiem miedzygwiazdowym. Niewykluczone, że efekt ten może być nawet większy od efektu spowodowanego przez ulatujące z gwiazdy elektrony.
Czarna dziura
Z klasycznej zasady zachowania energii można obliczyć, że prędkość ucieczki cząstki z kuli o promieniu R i masie M wyraża się wzorem gdzie G jest stałą grawitacji.
Zmniejszając promień kuli, a zarazem zachowujac jej masę, możemy znaleźć pewną graniczną wartość promienia R=rg, przy którym prędkość ucieczki będzie równa prędkości światła: rg=2GM/c2. Obliczona wartość rg nosi nazwę promienia Schwarzschilda. Powyższy wzór można wyprowadzić również na podstawie praw ogólnej teorii względności.
Dla Słońca promień Schwarzschilda wynosi 2950 m, dla Ziemi 8,8 m, a dla galaktyki około 5*1013 m. Średnia gęstość dśr obiektu osiągajacego promień Schwarzschilda zależy od jego masy dśr=7,3*1079/M2 [kg*m-3]. Dla obiektów o masie równej jednej masie Słońca średnia gęstość w chwili osiągnięcia promienia Schwarzschilda wynosi 1,9*1019 kg*m-3, czyli znacznie przekracza gęstość materii jądrowej. Dla obiektów o masie porównywalnej z masą Galaktyki gęstość jest rzędu 10-1 kg*m-3, a więc nieco mniejsza niż gęstość powietrza.
Według obecnych poglądów czarna dziura może powstać wtedy, gdy siły grawitacji powodujące gwałtowne kurczenie się gwiazdy nie są odpowiednio zrównoważone przez inne siły. Jak wiemy, np. w białych karłach siła grawitacji jest równoważona ciśnieniem zdegene-rowanego gazu elektronowego, w gwiazdach neutronowych siłę grawitacji równoważy ci-śnienie zdegenerowanego gazu neutronowego. Gdy jednak jądro gwiazdy po wybuchu super-nowej ma masę większą od 3 Ms, nic nie jest w stanie przeszkodzić zapadaniu się gwiazdy, która kurczy się w sposób nieograniczony, osiągając w bardzo krótkim czasie promień Schwarzschilda. Zgodnie z ogólną teorią względności linie w widmie kurczącego się obiektu będą coraz bardziej przesunięte ku czerwieni, a kolejne kwanty promieniowania będą docie-rać do odległego obserwatora po coraz dłuższym czasie. W chwili gdy promień zapadającej się gwiazdy będzie mniejszy od promienia Schwarzschilda, wysłany sygnał dojdzie do ob-serwatora po czasie nieskończenie długim i obiekt nie będzie mógł być obserwowany. Po przekroczeniu promienia Schwarzschilda wszystkie sygnały wysyłane z powierzchni obiektu na zewnątrz są przyciągane przez ekstremalnie silne pole grawitacyjne i zamiast się oddalać, zbiegają się z powrotem do czarnej dziury. Jest rzeczą interesującą, że gdy promień gwiazdy osiągnie wartość krytyczną, gwiazda będzie kurczyć się w sposób nieograniczony i niemożli-wy do zatrzymania.
Mimo iż czarnej dziury nie można dostrzec na drodze optycznej, ani nie jest też ona źródłem promieniowania elektromagnetycznego o innej długości fali, to jednak w dalszym ciągu oddziałuje grawitacyjnie. Z tego powodu istnieje szansa odkrycia czarnej dziury jedynie na drodze pośredniej, np. gdy jest ona jednym ze składników układu podwójnego gwiazd.
W układzie podwójnym bardzo często następuje przepływ materii z jednego składnika do drugiego. Zachodzi to wówczas, gdy jeden ze składników wypełni ekwipotencjalną po-wierzchnię Roche'a i materia z niego wypływa przez wewnętrzny punkt Lagrange'a L1 w kie-runku drugiego składnika, tworząc najczęściej wokół niego tzw. dysk akrecyjny. Gdy jednym ze składników układu podwójnego jest czarna dziura, to w jej polu grawitacyjnym materia wyciekająca z normalnej gwiazdy będzie poruszać się po spiralnych torach i gwałtownie roz-grzewać się, wypromieniowując znaczne ilości energii. Temperatura gazowego dysku, utworzonego wokół czarnej dziury, może sięgać nawet dziesiątków milionów kelwinów. W tej temperaturze obiekt może stanowić silne źródlo promieniowania rentgenowskiego.
Aby więc stwierdzić istnienie czarnej dziury, należy poszukiwać układu podwójnego gwiazd, którego składniki mają duże masy, przy czym jeden ze składników jest niewidoczny. Równocześnie cały układ winien być intensywnym źródłem promieniowania rentgenowskie-go.
Ocenia się, że ogólna liczba czarnych dziur w naszej Galaktyce może sięgać nawet 100 milionów. Niewykluczone, że czarna dziura lub układ czarnych dziur znajduje sie w cen-trum Galaktyki, a także w środkach gromad kulistych. Niestety, problem obserwacji czarnych dziur napotyka znaczne trudności, toteż ich istnienie pozostaje ciągle w sferze hipotez.