EWOLUCJA GWIAZD Gwiazda ciao niebieskie bdce skupiskiem materii

EWOLUCJA GWIAZD

Gwiazda – ciało niebieskie będące skupiskiem materii, w której zachodzą reakcje syntezy jądrowej. Wyzwolona w nich energia jest emitowana w postaci światła widzialnego. Słońce, najbliższa Ziemi gwiazda, w dalekim ultrafiolecie.

Wszechświat ulega ewolucji, podobnie ewolucji podlegają znajdujące się w nim obiekty np. galaktyki, gwiazdy. Dzisiejsza wiedza nie daje nam pewności, czy wcześniej powstawały galaktyki czy gromady galaktyk. Lepiej rozumiemy natomiast procesy, które doprowadziły do tworzenia i ewolucji gwiazd.

ETAPY EWOLUCJI GWIAZD

Ewolucja gwiazdy składa się z kilku etapów, podczas których jej wielkość i temperatura ulegają gwałtownym zmianom. Długość życia i przebieg ewolucji gwiazdy zależy głównie od jej masy: im większa masa, tym szybciej gwiazda zużywa zawarte w niej gazy w reakcjach jądrowych i tym szybciej umiera.

Narodziny gwiazdy Gwiazda powstaje z obłoku międzygwiazdowego składającego się z pyłu i gazu głównie wodoru w postaci atomowej, jedną czwartą stanowi hel, a pozostałe atomy i pył to mniej niż 1% masy. W obszarach zagęszczenia następuje łączenie się atomów wodoru w molekuły H 2, w wyniku czego powstaje obłok molekularny. Typowa gęstość obłoku molekularnego to kilka milionów cząstek w cm 3. Masa GMC wynosi od 100 000 do 10 000 mas Słońca, a rozmiary obłoku są rzędu od 50 do 300 lat świetlnych.

NGC 604, obszar tworzenia się gwiazd w galaktyce Triangulum - Trójkąta

Wykres Hertzsprunga-Russella klasyfikujący gwiazdy.

Powyższy wykres przedstawia kolejne fazy. Na początku, gdy rozpoczyna się fuzja wodoru, gwiazda przemieszcza się na diagramie H-R w lewo (rośnie jej temperatura) osiągając ciąg główny. Gdy zasoby wodoru zmniejszają się, a w reakcjach jądrowych coraz większą rolę zaczyna odgrywać hel, gwiazda opuszcza ciąg główny przesuwając się na diagramie H-R w prawą stronę i w górę (zmniejsza się jej temperatura i rośnie jasność).

To, jak długo gwiazda pozostaje w ciągu głównym, zależy od jej masy. Gwiazdy o masie: v poniżej 10% (masy Słońca) stają się od razu białymi karłami v od 10%-40% po bardzo długim czasie z gwiazdy ciągu głównego stanie się białym karłem. v od 40% do 300% w końcu swego życia stają się czerwonymi olbrzymami, a ostatecznie po "spaleniu" helu stają się białymi karłami. vwiększa od 300% , to po krótkim pobycie na ciągu głównym gwiazda staje się nadolbrzymem, nową lub supernową, by ostatecznie skończyć jako biały karzeł, gwiazda neutronowa lub czarna dziura.

W zależności od masy początkowej protogwiazdy ewolucja gwiazdy może przebiegać kilkoma szlakami. Protogwiazda - tworząca się dopiero gwiazda (jeszcze przed dojściem do ciągu głównego, czyli zapadający się na skutek grawitacji (i rozgrzewający przy tym) obłok materii międzygwiazdowej. W jej wnętrzu nie zachodzą jeszcze reakcje termojądrowe. Emituje on promieniowanie cieplne głównie z zakresu podczerwieni na skutek kurczenia się.

I. protogwiazda → błękitny nadolbrzym → czarna dziura Błękitny nadolbrzym (lub niebieski nadolbrzym) – gwiazda o typie widmowym O lub B należąca do I klasy jasności. Porównanie rozmiarów Słońca i błękitnego nadolbrzyma (Rigel)

II. protogwiazda → błękitny nadolbrzym → supernowa → czarna dziura Supernowa – w astronomii termin określający kilka rodzajów kosmicznych eksplozji, które powodują powstanie na niebie niezwykle jasnego obiektu, który już po kilku tygodniach bądź miesiącach staje się niemal niewidoczny. Pozostałość po „Gwieździe Keplera”

Czarna dziura – obszar czasoprzestrzeni, którego, z uwagi na wpływ grawitacji, nic, łącznie ze światłem, nie może opuścić. Symulowany widok czarnej dziury.

III. protogwiazda → błękitny nadolbrzym → czerwony olbrzym → supernowa → gwiazda neutronowa Czerwony olbrzym – gwiazda o stosunkowo niewielkiej masie (od 0, 5 do ok. 8 -10 mas Słońca), będąca na schyłkowym etapie ewolucji. Nazwa pochodzi od obserwowanej barwy i dużych rozmiarów (setki razy większych od promienia Słońca). Gwiazda po zsyntetyzowaniu helu z całej ilości wodoru w jądrze zaczyna syntezę helu z warstw wodoru położonych bliżej jej powierzchni.

Gwiazda neutronowa – gwiazda zdegenerowana powstała w wyniku ewolucji gwiazd o dużych masach (~ 8– 10 mas Słońca). Powstają podczas wybuchu supernowej (supernowe typu II lub Ib) lub kolapsu białego karła (supernowa typu Ia) w układach podwójnych. Materia składająca się na gwiazdy neutronowe jest niezwykle gęsta, przy średnicy 10– 15 km gwiazdy tego typu mają masę od 1, 4 do 2, 5 mas Słońca. Łyżeczka materii neutronowej ma masę ok. 6 miliardów ton. Pulsar Vela

IV. protogwiazda → gwiazda ciągu głównego typu naszego Słońca → czerwony olbrzym → mgławica planetarna → biały karzeł → czarny karzeł Mgławica planetarna – obłok gazu i pyłu powstałego z zewnętrznych warstw gwiazdy kończącej etap syntezy jądrowej we wnętrzu. W centrum takiego obiektu odkrywane są zwykle białe karły, w które zamieniają się gwiazdy po utracie otoczki. Cztery mgławice planetarne

Biały karzeł – niewielki (rozmiarów Ziemi) obiekt astronomiczny składający się ze zdegenerowanej materii, emitujący m. in. promieniowanie widzialne. Powstaje po ustaniu reakcji jądrowych w gwieździe o małej lub średniej masie. Syriusz jest gwiazdą podwójną; strzałka wskazuje białego karła, Syriusza B

V. protogwiazda → czerwony karzeł → biały karzeł VI. protogwiazda → brązowy karzeł Brązowy karzeł – obiekt gwiazdopodobny o masie zbyt małej (poniżej ok. 8% masy Słońca – 80 mas Jowisza), by mogły zachodzić w nim reakcje przemiany wodoru w hel. Od planet-olbrzymów odróżnia je to, że są zdolne do syntezy deuteru przynajmniej na początku swojego istnienia. Brązowe karły często występują samotnie w przestrzeni. Określa się je czasem mianem "niewypałów", "super planet", bądź "nieudanych gwiazd". Gwiazda 54 Piscium i krążący wokół niej brązowy karzeł 54 Psc B

Starzenie się gwiazd Dalszy los gwiazdy jest ściśle związany z jej masą. Gwiazda o masie mniejszej niż połowa masy Słońca nigdy nie będzie w stanie dokonać dalszej syntezy z helu, nawet gdy w jądrze zakończy się już synteza helu z wodoru. Powodem tego jest nikła masa gwiazdy, która nie pozwala jej wywrzeć wystarczająco dużego ciśnienia na jądro. Te gwiazdy to czerwone karły, takie jak np. Proxima Centauri i żyją one przez setki miliardów lat. Wszechświat jest wciąż za młody, aby któraś z tych gwiazd mogła już wyczerpać całe swoje paliwo.

Gwiazdy zwarte - śmierć gwiazd Przez zwarte gwiazdy rozumiemy gęste zwarte gwiazdy w ostatnim swym stadium ewolucji. Do tej klasy należą białe karły, gwiazdy neutronowe i czarne dziury. W szczególnych przypadkach hiperolbrzymów ich żywot może się zakończyć wybuchem tzw. pair instability supernova, który całkowicie rozrywa gwiazdę.

Schemat hiperolbrzyma, ciśnienie promieniowania gamma przeciwstawia się grawitacji zewnętrznych warstw gwiazdy

Najbliższa Ziemi gwiazda - Słońce jest pojedynczą gwiazdą ciągu głównego. Jego typ widmowy G 2 charakteryzuje biaława barwa i obecność w widmie linii zjonizowanych i neutralnych metali oraz bardzo słabych linii wodoru. Jest ono jaśniejsze i ma większą masę niż przeciętna gwiazda w Drodze Mlecznej, spośród których około 85% stanowią czerwone karły.

wykonała Angelika Miszkurka 3 TCPG