Gwiazdy – podstawowe cegiełki Wszechświata

Artur Konieczny

Czym jest gwiazda? Gwiazdy są to samoświecące ciała niebieskie, będące skupiskiem związanej grawitacyjnie materii, w której zachodzą reakcje syntezy jądrowej. Wyzwolona w nich energia jest emitowana w postaci promieniowania elektromagnetycznego, a w szczególności pod postacią światła widzialnego. Gwiazdy mają kształt zbliżony do kuli, zbudowane są głównie z wodoru i helu.

Narodziny gwiazd Gwiazdy rodzą się z gazu i pyłu międzygwiazdowego.

Jeżeli obłok międzygwiazdowy ma średnicę około jednego roku świetlnego i jest dostatecznie gęsty, to zaczyna się wolno kurczyć. Cząsteczki pyłu i atomy gazu są przyciągane przez siłę grawitacyjną ku wspólnego środkowi ciężkości. W głębi świecących mgławic materia obłoku staje się coraz gęstsza, rośnie przy tym jej temperatura. Kiedy obłok rozpada się na kilka części, a gdy temperatura przekraczała milion stopni, rodzą się protogwiazdy.

Zagęszczenie wodoru i pyłu (1). W środku zagęszczenia powstaje protogwiazda (2). Wypływ materii na zewnątrz z dwu biegunów protogwiazdy, a napływ na okolice równikowe (3). Nowo narodzona gwiazda jest otoczona gazowo-pyłowym dyskiem, z którego może ewentualnie powstać układ planetarny (4).

1

2 3 4

Największe ciśnienie, a więc i najwyższa temperatura panuje w pobliżu środka kuli gazowej. Gdy temperatura wzrośnie tam do około 7 milionów stopni, wodór zacznie przemieniać się w hel. Przemiana zaś każdego grama wodoru dostarcza nowo powstałej gwieździe 150 tysięcy kilowatogodzin energii. Jest to już prawdziwa gwiazda, ponieważ w jej wnętrzu następuje przemiana lżejszych pierwiastków w cięższe, czyli reakcje termojądrowe.

Życie gwiazd

Życie gwiazd jest uzależnione od przebiegu reakcji termojądrowych. Stopniowa przemiana zaczyna się od najlżejszego pierwiastka – wodoru – który w samym centrum gwiazdy, czyli w jądrze, zamieniany jest w hel. To właśnie wydzielająca się w trakcie tego procesu energia czyni wnętrze gwiazdy skrajnie gorącym.

Ewolucja gwiazd

Gwiazdy są w różnym wieku: nowo narodzone, młode, w wieku średnim i stare. Najmłodsze nazwane za prototypem odkrytym w gwiazdozbiorze Byka gwiazdami typu T Tauri, są podobne do Słońca, choć dużo młodsze. Proces ich formowania ciągle jeszcze trwa, dlatego mówi się, że są protogwiazdami.

Jak ewoluuje gwiazda: etapyGwiazda typu T Tauri

Gwiazda staje się widoczna z zewnątrz. Silny wiatr gwiazdowy wyrzuca część masy rodzącej się gwiazdy, rozwiewając jednocześnie gazowo-pyłowy kokon. We wnętrzu rozpoczynają się reakcje zamiany wodoru w hel.

Gwiazda ciągu głównego Gwiazda trafia na ciąg główny w miejscu zdeterminowanym jej masą. Pojawia się równowaga między ciśnieniem a grawitacją. W jądrze pali się wodór. Ten etap zajmuje ok. 90% życia gwiazdy.

Jak ewoluuje gwiazda: etapyNadolbrzym, olbrzym lub podolbrzym (w zależności od masy)

W jądrze cały wodór zamienił się w hel, brakuje źródła energii, ciśnienie promieniowania maleje. Jądro się kurczy, wzrasta wydzielanie energii. Gwiazda jest znacznie jaśniejsza, niż gdy paliła wodór w jądrze. Spada temperatura otoczki i gwiazda świeci na czerwono. Jako olbrzym gwiazda może wyrzucać spore ilości gazu w postaci ,,wiatru''.

Ewolucja gwiazd o różnych masach

Ewolucja gwiazd zależy od ich mas. Im wyższa masa, tym szybciej spalane będą zawarte w niej gazy. Im masywniejsza jest gwiazda, tym więcej zawiera wodoru, lecz wymaga też odpowiednio więcej ciepła, by pomimo silniejszych oddziaływań grawitacyjnych zachować swoje rozmiary. Ta wymagana ilość ciepła wzrasta szybciej niż masa gwiazdy. Większe zapasy paliwa gwiazdy masywnej zużywane są szybciej niż niewielkie zapasy małej gwiazdy. A zatem, im większa masa, tym krótszy jest czas życia gwiazdy.

Gwiazdy podwójne

Systemy złożone z dwóch lub więcej gwiazd nie są czymś wyjątkowym we Wszechświecie. Według różnych szacunków gwiazdy wielokrotne stanowią mniej więcej połowę wszystkich gwiazd tworzących układy wielokrotne. Typowym przykładem gwiazd wielokrotnych są gwiazdy fizycznie podwójne, krążące wokół wspólnego środka masy. W Naszym Układzie Słonecznym podobny ruch obserwujemy w przypadku Plutona i jego księżyca Charona. Istnieją także gwiazdy podwójne zwane podwójnymi optycznie. Dla obserwatora na Ziemi znajdują się blisko siebie na sferze niebieskiej. W rzeczywistości są bardzo od siebie oddalone w przestrzeni

Gwiazda podwójna

Ewolucja gwiazd podwójnychEwolucja gwiazd podwójnych przebiega odmiennie niż u gwiazd pojedynczych. Zazwyczaj większy ze składników gwiazdy podwójnej,

wcześniej kończy etap życia. Zamienia się ono w czerwonego olbrzyma, a potem w białego karła. Druga (mniejsza) gwiazda zmienia się w czerwonego, rozrzedzonego olbrzyma, którego gaz zaczyna przyciągać towarzyszący mu biały karzeł. Następnie wokół białego karła gromadzi się coraz więcej zwartej i gorącej materii. Masa przepływa między gwiazdami przez oddziałowywanie grawitacyjne.

Co się dzieje podczas wymiany materii?

Podczas owej wymiany materia z olbrzyma „okręca się” wokół mniejszej gwiazdy, tworząc pierścień (dysk akrecyjny). Może także opuścić układ gwiazd podwójnych.

Gwiazdy zmienne

Są to gwiazdy które w znaczący sposób zmieniają swoją jasność. Każda gwiazda wykazuje drobne fluktuacje jasności, ale są one w większości przypadków praktycznie niezauważalne – na przykład jasność Słońca zmienia się o ok. 0,1% w 11-letnim cyklu.

Barwy gwiazd

Każda gwiazda w zależności od barwy ma swoje charakterystyczne widmo. Sklasyfikowano je według nazw literowych: O, B, A, F, G, K, M, określających typ widmowy. Np. gwiazda niebieska typu O ma temp. powierzchni ponad 25000 K, a czerwona typu M ma temp. 3500 K. Każdy z typów widmowych dzieli się na 10 podtypów, określanych numerami w taki sposób, że podtyp 0 to gwiazdy najgorętsze, a podtyp 9- najchłodniejsze. Słońce jest gwiazdą typu G2

Od temperatury gwiazdy zależy jej kolor.

Wykres Hertzsprunga-Russela

Śmierć gwiazd Dojrzałe stadium życia gwiazdy kończy się z chwilą

wyczerpania wodoru w jej jądrze i przechodzi ona w okres starości. Zużyła już cały zasób energii, która dotąd zapewniała jej stabilność. Jądro gwiazdy nie jest już w stanie udźwignąć reszty masy i poczyna się kurczyć. Gęstnieje, a temu towarzyszy wzrost temperatury, który wyzwala reakcję jądrowe w warstwach okalających jądro. Energia wydzielana w tych warstwach powoduje, że rozszerzają się i stygną. Gwiazda rozdyma się wówczas do gigantycznych rozmiarów i przybiera czerwoną barwę. Dlatego większość czerwonych gigantów to tzw. „czerwone olbrzymy”.

Zmiany wyglądu gwiazd

Zmiany wyglądu naszych gwiazd świadczą jak dużo przemian zachodzi w ich wnętrzu. Od początkowych faz kurczenia się poprzez spalanie i ponowny zapłon nuklearny jądra i warstw jej powłok. Podczas tych zjawisk, jadra atomów stają się coraz cięższe i nie produkują już tak olbrzymiej życiodajnej energii. Życie gwiazd masywnych kończy się niewyobrażalną eksplozją, naukowo nazywaną supernową.

Pozostałość po supernowej G292.0+1.8

Porównanie ewolucji gwiazd

Pierwsza gwiazdka na Wigilię 2012 r.

W tym roku, jeśli tylko pogoda nam dopisze i niebo nie będzie zasnute chmurami zobaczymy, jako pierwszy na niebie obiekt z naszego Układu Słonecznego. Będzie nim Jowisz – planeta, która tego wieczoru świecić będzie najjaśniej.

Jednak jak wiadomo planeta to nie gwiazda i pierwsza na niebie pojawi się jedna z gwiazd w konstelacji Lutni. Będzie nią Wega.

Koniec świata – jak on może wyglądać?

Koniec świata wg astronomów może przybrać czarna dziura, która może wytworzyć się w akceleratorze CERN, lecz sam CERN nie potrafi wytworzyć tyle energii aby taka dziura powstała.Może także przybrać formę asteroidy, która uderzy w Ziemię bądź w Księżyc. Jednak asteroida która miała rzekomo uderzyć w 2029 r. otrzymała w skali Torino 0 pkt. (równe lub bliskie zeru). Za ok. 5 miliardów lat Słońce wskutek nieuniknionej ewolucji jakie obserwujemy na dużo młodszych i starszych gwiazdach stanie się czerwonym olbrzymem, przez co zwiększy swoją objętość i całkowicie pochłonie pierwsze trzy planety Układu Słonecznego t.j. Merkurego, Wenus i Ziemię.