Powstawanie i rozwój gwiazd

Co to jest gwiazda? Gwiazda - ciało 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. Najbliższa nam gwiazda poza Słońcem, to Proxima (niewidoczna gołym okiem gwiazda związana grawitacyjnie z jasną gwiazdą alfa Centauri), odległa o 39,9 Pm (petametrów) = 4,2 l.y. (lat świetlnych, 1 l.y. = 0,306  pc = 0,946×1016 m) = 1,29 pc (parseków, 1pc=3,085×1016 m). Światło z tej gwiazdy biegnie więc 4,2 roku by dotrzeć do Ziemi. Wiele gwiazd liczy sobie od 1 mld do 10 miliardów lat. Wiek sporej ilości gwiazd może być bliski wiekowi Wszechświata (13,7 miliarda lat). Ich rozmiar zmienia się od kilkunastu kilometrów dla gwiazd neutronowych, do nawet 1000 promieni Słońca w przypadku nadolbrzymów takich, jak Gwiazda Polarna (Polaris) czy Betelgeza (Betelgeuse) w gwiazdozbiorze Oriona. Najbardziej masywną znaną gwiazdą jest Eta Carinae z masą około 100-150 mas Słońca (istnieją sugestie, że maksymalna masa gwiazd jest rzędu 150 mas Słońca). Najmniejszą znaną gwiazdą, w której zachodzi synteza termojądrowa, jest AB Doradus C, towarzysz AB Doradus A, której masa jest równa tylko 93 masom Jowisza.Wiele gwiazd jest związanych grawitacyjnie z innymi gwiazdami, tworząc układy podwójne, gromady gwiazd. Gwiazdy nie są jednorodnie rozrzucone we Wszechświecie, ale na ogół zgrupowane w galaktyki liczące od milionów do setek miliardów gwiazd.Wokół niektórych gwiazd krążą planety. Niektóre młode gwiazdy otoczone są dyskami protoplanetarnymi. Gwiazdy widoczne na niebie od dawna łączone były w gwiazdozbiory. Oficjalnego ich pogrupowania dokonała w 1928 Międzynarodowa Unia Astronomiczna (IAU). Wydzielonych zostało 88 gwiazdozbiorów.

Klasyfikacja gwiazd

Klasyfikacja gwiazd (typy spektralne Morgana-Keenana) zaczynasię od dużych i jasnych gwiazd typu O, a kończy się na gwiazdachKlasy M. Rozróżniamy gwiazdy klasy O, B, A, F, G, K, M, R, N,S, co łatwo jest zapamiętać dzięki wierszykowi: "Oh, Be A Fine Girl,Kiss Me Right Now, Sweety". Każda klasa ma 9 podklas. Słońcenależy do klasy G2.

Większość gwiazd leży na ciągu głównym opisującym zależnośćjasności gwiazdy od jej typu spektralnego (diagram HertzsprungaRussella). W klasyfikacji gwiazd oprócz podania typu spektralnegopodaje się również dodatkowo klasę jasności gwiazdy (klasy I do

VII).

Słońce- nasza najbliższa gwiazda

SŁOŃCE to gwiazda ciągu głównego, której wiek wynosi 5 miliardów lat. Jest ono kulą gazów –głównie wodoru i helu – o średnicy około 1,4 miliona km. Jego masa przewyższa 750 razy łącznąmasę planet i jest 7 razy większa niż masa przeciętnej gwiazdy. Reakcje syntezy termojądrowej,zachodzące w jądrze Słońca, przekształcają masę w promieniowanie elektromagnetyczne, którejest emitowane na zewnątrz. Dzięki temu Słońce oświetla i ogrzewa ciała Układu Słonecznego,utrzymywane na orbitach siłą jego grawitacji.

Podstawowe informacje:• Klasyfikacja:Gwiazda(typG2V)• Średnica równikowa: 1.392.000km• Średnica południkowa: 1.392.000km• Temperatura max: 6.000°C• Temperatura min.: 3.870°C• Temperatura jądra: 15mln°C• Masa(Ziemia=1): 332.950• Gęstość(Woda=1): 1,41• Okres obrotu: Wprzybliżeniu27dni• Przyśpieszenie grawitacyjne: 273m/s2• Szybkość ucieczki: 620 km/s

Astrofizyka gwiazdW wyniku wysokiej temperatury i kwantowego zjawiska tunelowania w gwiazdach zachodzą

reakcje termojądrowe, które uwalniają olbrzymie ilości energii w postaci promieniowania wzakresie od fal gamma do podczerwieni. Promieniowanie to rozproszone na materii rozgrzewa ją iw postaci promieniowania cieplnego jest emitowane przez gwiazdę. Syntezie jądrowej w środkugwiazdy towarzyszy również promieniowanie neutrin. Synteza helu we wnętrzu Słońca zachodzi wcałej objętości jądra gwiazdy – taką własność mają gwiazdy ciągu głównego na diagramieHertzsprunga-Russella.

Masa gwiazd jest najważniejszym czynnikiem decydującym o szybkości reakcjitermojądrowej i tym samym historii gwiazdy. Każda gwiazda powstaje ze skupiska gazumiędzygwiezdnego (głównie wodoru), kurczącego się pod wpływem grawitacji. W tymskomplikowanym, niezbyt dobrze przez astronomów rozumianym procesie, powstają ciałaniebieskie o najróżniejszych masach. Istnieje minimalna masa, którą składające się z wodoru ciałoniebieskie musi mieć by osiągnąć w swoim środku temperatury potrzebne do zaistnienia reakcjitermojądrowych. Jest to około 0,08 masy Słońca. Obiekty o masie mniejszej niż ta (lecz nadaldużo większej niż masa Jowisza) są nazywane brązowymi karłami i nie są uważane za gwiazdy.

Budowa gwiazd

Obowiązujący model wnętrza gwiazdy opiera się w większości na obserwacjachSłońca. Nie jesteśmy w stanie mierzyć zachodzących tam procesów bezpośrednio,ale, podobnie, jak w przypadku badań wnętrza Ziemi, możemy obserwować falesejsmiczne, w tym przypadku fale podłużne.

Jądro to materia w samym centrum gwiazdy. To tutaj (i tylko tutaj, w przypadku

gwiazd ciągu głównego) zachodzi proces syntezy jądrowej. Chociaż panujące ciśnienie

sprawia, że materia jest około 160 razy gęstsza od wody, występuje ona w formiegazowej, a to dzięki temperaturze rzędu 14 mln K. Fuzja jądrowa utrzymuje się wstanie samopodtrzymującej się równowagi. Kiedy jej tempo wzrasta, jądro ogrzewasię i rozszerza, co prowadzi do spadku tempa fuzji. Analogicznie, jeżeli tempospadnie, jądro ochłodzi się i zmniejszy swoje rozmiary, w rezultacie zwiększająctempo fuzji.

Warstwa promienista i konwektywna to obszary między jądrem a fotosferągwiazdy. W nich zachodzi przewodzenie ciepła (energii) wytworzonej w jądrze wpostaci wysokoenergetycznych fotonów (gamma i rentgenowskich. W warstwiePromienistej materia jest wystarczająco gorąca i gęsta, by proces ten zachodziłdzięki promieniowaniu cieplnemu, w warstwie konwektywnej natomiast przepływ

ciepłazapewnia konwekcja [1] .

W przypadku gwiazd kilka razy większych od Słońca warstwa konwektywnaznajduje się nad jądrem, a warstwa promienista w zewnętrznych warstwach

gwiazdy.Dla gwiazd podobnych do Słońca, rozmieszczenie to jest odwrotne, czerwone karłynatomiast w ogóle nie posiadają warstwy promienistej.

Powstanie i ewolucja gwiazdGwiazdy o masie większej niż podane minimum, po osiągnięciu wystarczającej temperatury w wnętrzu,

zaczynają spalać swój wodór, przekształcając go w hel w reakcji termojądrowej. Tempo tego procesuzależy przede wszystkim od masy gwiazdy.

W pewnym momencie wodór we wnętrzu gwiazdy musi się jednak skończyć. Następuje to tym szybciejim większa jest gwiazda. Jeżeli gwiazda jest wystarczająco masywna, w jej wnętrzu może wytworzyć siędostatecznie wysoka temperatura, by doszło do kolejnego stadium reakcji termojądrowych – syntezy helu wwęgiel, a dalej kolejnych, jeszcze cięższych pierwiastków w miarę wzrostu temperatury.

W zależności od masy początkowej protogwiazdy ewolucja gwiazdy może przebiegać kilkoma szlakami:• protogwiazda → czerwony karzeł • protogwiazda → gwiazda ciągu głównego typu naszego Słońca → czerwony olbrzym → mgławica

planetarna → biały karzeł • protogwiazda → błękitny nadolbrzym → czerwony olbrzym → supernowa → gwiazda neutronowa • protogwiazda → błękitny nadolbrzym → supernowa → czarna dziura • protogwiazda → błękitny nadolbrzym → czarna dziura

Niektóre młode gwiazdy mogą wyrzucać strumień materii (dżet) i wtedy zalicza się je do obiektów typuHerbig-Haro. Masywne gwiazdy przechodzą przez stadium gwałtownej eksplozji obserwowanej jako wybuchsupernowej. Większość materii gwiazdy jest wyrzucana na zewnątrz, co wyzwala ogromną ilość energii, agwiazda jest przez pewien czas najjaśniejszym obiektem w galaktyce. Z kolei część masy w środku jestściskana do tego stopnia, że protony i elektrony łączą się w neutrony, tworząc gwiazdę neutronową. Jeżelipozostała po wybuchu supernowej gwiazda neutronowa ma masę większą od 3-5 mas Słońca, proceskurczenia się gwiazdy pod wpływem grawitacji postępuje dalej, aż gwiazda zapada się tworząc czarnądziurę.

Ścieżka ewolucji gwiazdy może przebiegać inaczej, jeśli gwiazda należy do ciasnego układu podwójnego,w którym możliwy jest przepływ materii między towarzyszami lub w trakcie ewolucji "zderzy" się zobłokiem gazowo-pyłowym i wchłonie go.

Nieastronomiczne gwiazdy

• Gwiazda Poranna, • Gwiazda Wieczorna • Gwiazda Śmierci • spadająca gwiazda

Diagram Hertzsprunga- Russella

Wykres klasyfikujący gwiazdy. Został on podany w 1911 r. przez E. Hertzsprunga,a w 1913 r. udoskonalony przez H.N. Russella.

W wykresie tym na jednej z osi układu współrzędnych podany jest typ widmowy(lub temperatura fotosfery albo wskaźnik barwy), natomiast na drugiej osi podanajest jasność. Na diagramie H-R gwiazdy grupują się w pewnych obszarach, większośćgwiazd tworzy tzw. ciąg główny ("biegnący" po przekątnej od prawego dolnego dolewego górnego rogu wykresu), są to głównie młode gwiazdy (I populacji). Gałąź leżącabezpośrednio poniżej ciągu głównego - to gałąź podkarłów (gwiazd II populacji). W lewym dolnymrogu wykresu znajduje się grupa białych karłów, natomiast nad ciągiem głównym znajdują siękolejno od prawej grupy: podolbrzymy, czerwone olbrzymy, olbrzymy i nadolbrzymy.

W czasie swojego życia, gwiazda podlega ewolucji i przesuwa się na diagramie H-R w prawąstronę. To, jak długo gwiazda pozostaje w ciągu głównym, zależy od jej masy. Gwiazdy o masieponiżej 10% (masy Słońca) stają się od razu białymi karłami. Jeżeli masa gwiazdy wynosi od10%-40% to gwiazda po bardzo długim czasie z gwiazdy ciągu głównego stanie się białymkarłem. Gwiazdy z ciągu głównego o masie od 0,4 do 3 w końcu swego życia stają sięczerwonymi olbrzymami, a ostatecznie po "spaleniu" helu stają się białymi karłami. Gdy masagwiazdy jest większa od 3 to po krótkim pobycie na ciągu głównym gwiazda staje sięnadolbrzymem, nową lub supernową, by ostatecznie skończyć jako biały karzeł, gwiazdaneutronowa lub czarna dziura.