EWOLUCJA GWIAZD

I .WSTĘP Ewolucja gwiazdy składa się z kilku etapów, podczas których jej wielkość i temperatura ulegają gwałtownym zmianom. Długość życia i przebieg ewolucji gwiazdy zależy głównie od jej masy: im większa masa, tym szybciej gwiazda zużywa zawarte w niej gazy w reakcjach jądrowych i tym szybciej umiera. II. NARODZINY GWIAZDY | PROTOGWIAZDA Gwiazdy rodzą się grupowo, wewnątrz chmur gazowo-pyłowych – gł. zawierających wodór - tj. mgławic (m.in. planetarnych). Proces powstawania gwiazdy rozpoczyna się, gdy np. w wyniku fali uderzeniowej, spowodowanej wybuchem supernowej, w mgławicy wystąpi lokalna, grawitacyjna fluktuacja gęstości. Gwiazda wówczas zaczyna świecić. Pod wpływem własnej grawitacji obszar podwyższonej gęstości zapada się, staje się coraz gęstszy i gorętszy, by ostatecznie, po zapoczątkowaniu reakcji termojądrowych przeobrazić się w jedną lub więcej gwiazd: protogwiazdę/-zdy. Początkowo obłok gazu i pyłu ma temperaturę kilku stopni powyżej zera bezwzględnego (tj. –273,15oC – stała temperatura, panująca w kosmosie, bez udziału energii gwiezdnej; inaczej: 0oK), natomiast we wnętrzu, czyli kształtującym się jądrze musi wynosić 10 mln oC, by mogły zapoczątkować się reakcje termojądrowe. III. STARZENIE SIĘ GWIAZD Protogwiazda przekształca się w gwiazdę, gdy w jej wnętrzu zainicjowane zostaną reakcje termojądrowe, podczas których jądra wodoru (1) łączą się w jądra helu (2). Gdy w procesie tych reakcji zasoby wodoru wyczerpują się, zaczynają w gwieździe przebiegać inne reakcje, w których tworzą się coraz cięższe pierwiastki . Proces ten nazywany jest nukleosyntezą, utrzymuje gwiazdę przy życiu poprzez wytwarzanie dostatecznych ilości energii, która w postaci promieniowania elektromagnetycznego uchodzi z jej jądra, zapobiegając zapadaniu się warstw zewnętrznych. IV. GWIAZDA CIĄGU GŁÓWNEGO /Słońce/ Gdy w wyniku reakcji syntezy, wodór się wypali, to wówczas helowe jądro gwiazdy zapada się, ogrzewając otaczającą je powłokę wodoru, aż osiągnie ona temperaturę wystarczającą do ponownego rozpoczęcia reakcji jądrowych (10 mln oC). W zależności od pierwotnej masy, gwiazda przeobraża się w nadolbrzyma lub czerwonego olbrzyma. Na wykresie Hertzsprunga-Russella (wykres H-R), ok. 90% gwiazd przypada na szerokie pasmo ciągu głównego. V. CZERWONY OLBRZYM Starzejąca się gwiazda ciągu głównego o masie mniejszej niż trzy masy Słońca (masa Słońca: 1 989 kwadrylionów ton), zawiera jądro helowe otoczone powłoką, w której wodór przemienia się w hel. Natomiast promieniowanie wydostające się z jądra gwiazdy powoduje, że jej zewnętrzne warstwy rozszerzają się i ochładzają – gwiazda wtenczas staje się czerwonym olbrzymem. Wówczas temperatura w jądrze wzrasta umożliwiając przemianę helu (2) w węgiel (6). Po zużyciu helu, warstwy zewnętrzne odrywają się, tworząc mgławicę planetarną, a jądro zapada się do postaci białego karła. Po pewnym czasie, reakcje syntezy w jądrze całkowicie zanikają, zapada się ono w sobie, stając się niezwykle gęste. Jego blask stopniowo słabnie, a biały karzeł przekształca się w zimnego, nieaktywnego, czarnego karła. Jest to koniec ewolucji gwiazd o małej masie. VI. NADOLBRZYM Gwiazda ciągu głównego o masie co najmniej dziesięciu mas Słońca, staje się w końcu nadolbrzymem. Reaktor jądrowy w jego wnętrzu syntezuje coraz cięższe pierwiastki w temperaturze kilku milionów oC. Natomiast temperatura na powierzchni gwiazdy waha się od 3 500 do 50 000 oC, czemu odpowiada duża rozpiętość barw: od czerwonej do błękitnej. VII. SUPERNOWA Nadolbrzymy, o masie przekraczającej dziesięć mas Słońca, giną w potężnej eksplozji, nazywanej supernową. Blask supernowej może przewyższyć jasność całej galaktyki. Przez pewien czas można ją oglądać z Ziemi, jako nową, bardzo jasną gwiazdę. Jeśli po wybuchu powstanie jądro o masie pomiędzy 1,4 a 3 masy Słońca, to kurczy się ono, tworząc gwiazdę neutronową. Natomiast jądro, którego masa przekracza 3 masy Słońca, zapada się pod wpływem własnej grawitacji, tworząc czarną dziurę. VIII. PULSAR I GWIAZDA NEUTRONOWA Jak już wspomniałem, jeśli masa jądra wynosi od 1,4 do 3 mas Słońca, to pod wpływem grawitacji zapadnie się ono poza stadium białego karła. Wchodzące w jego skład protony (+) i elektrony (-) zostaną ściśnięte do tego stopnia, że powstaną z nich neutrony (~). Taki obiekt nazywany jest właśnie gwiazdą neutronową. Gdy jej średnica wynosi ok. 10 km, to gwiazda wówczas przestaje się zapadać. Niektóre gwiazdy neutronowe obserwujemy jako pulsary, które wysyłają dwie wiązki promieniowania świetlnego. W 1992 roku polski astrofizyk, prof. Aleksander Wolszczan, odkrył, a dwa lata później ostatecznie udowodnił, że wokół jednego z odkrytych przezeń pulsarów krążą trzy planety (dwie trzykrotnie większe od Ziemi, trzecia wielkości naszego Księżyca) i postawił hipotezę o istnieniu czwartej. To odkrycie zostało uznane za największe od przewrotu kopernikańskiego, zaś amerykańscy dziennikarze nazwali Wolszczana drugim Kopernikiem. IX. CZARNA DZIURA Po gwieździe, która wybuchła jako supernowa, pozostaje zapadające się jądro. Jeśli jego masa przekracza trzy masy Słońca, to siła grawitacji jest w stanie przezwyciężyć wszelki opór materii. Teoria przewiduje, że jądro zapada się do punktu o zerowej objętości, lecz nieskończonej masie, czyli też gęstości. Punkt ten nosi nazwę osobliwości. Pole grawitacyjne osobliwości jest tak silne, że przestrzeń wokół niej ulega zakrzywieniu, tworząc obiekt zwany czarną dziurą, z której nic, nawet światło (wedle teorii względności Einsteina światło ma dwoistą naturę: występuje jako fala elektromagnetyczna, lecz także posiada swoją masę) nie może się wydostać.