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) zaczyna się od dużych i jasnych gwiazd typu O, a kończy się na gwiazdach Klasy 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. Słońce należy do klasy G2. Większość gwiazd leży na ciągu głównym opisującym zależność jasności gwiazdy od jej typu spektralnego (diagram Hertzsprunga Russella). W klasyfikacji gwiazd oprócz podania typu spektralnego podaje 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 łączną masę planet i jest 7 razy większa niż masa przeciętnej gwiazdy. Reakcje syntezy termojądrowej, zachodzące w jądrze Słońca, przekształcają masę w promieniowanie elektromagnetyczne, które jest 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 gwiazd W wyniku wysokiej temperatury i kwantowego zjawiska tunelowania w gwiazdach zachodzą reakcje termojądrowe, które uwalniają olbrzymie ilości energii w postaci promieniowania w zakresie od fal gamma do podczerwieni. Promieniowanie to rozproszone na materii rozgrzewa ją i w postaci promieniowania cieplnego jest emitowane przez gwiazdę. Syntezie jądrowej w środku gwiazdy towarzyszy również promieniowanie neutrin. Synteza helu we wnętrzu Słońca zachodzi w całej objętości jądra gwiazdy – taką własność mają gwiazdy ciągu głównego na diagramie Hertzsprunga-Russella. Masa gwiazd jest najważniejszym czynnikiem decydującym o szybkości reakcji termojądrowej i tym samym historii gwiazdy. Każda gwiazda powstaje ze skupiska gazu międzygwiezdnego (głównie wodoru), kurczącego się pod wpływem grawitacji. W tym skomplikowanym, niezbyt dobrze przez astronomów rozumianym procesie, powstają ciała niebieskie o najróżniejszych masach. Istnieje minimalna masa, którą składające się z wodoru ciało niebieskie musi mieć by osiągnąć w swoim środku temperatury potrzebne do zaistnienia reakcji termojądrowych. Jest to około 0,08 masy Słońca. Obiekty o masie mniejszej niż ta (lecz nadal dużo 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 obserwacjach Słońca. Nie jesteśmy w stanie mierzyć zachodzących tam procesów bezpośrednio, ale, podobnie, jak w przypadku badań wnętrza Ziemi, możemy obserwować fale sejsmiczne, 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 formie gazowej, a to dzięki temperaturze rzędu 14 mln K. Fuzja jądrowa utrzymuje się w stanie samopodtrzymującej się równowagi. Kiedy jej tempo wzrasta, jądro ogrzewa się i rozszerza, co prowadzi do spadku tempa fuzji. Analogicznie, jeżeli tempo spadnie, jądro ochłodzi się i zmniejszy swoje rozmiary, w rezultacie zwiększając tempo fuzji. Warstwa promienista i konwektywna to obszary między jądrem a fotosferą gwiazdy. W nich zachodzi przewodzenie ciepła (energii) wytworzonej w jądrze w postaci wysokoenergetycznych fotonów (gamma i rentgenowskich. W warstwie Promienistej materia jest wystarczająco gorąca i gęsta, by proces ten zachodził dzięki promieniowaniu cieplnemu, w warstwie konwektywnej natomiast przepływ ciepła zapewnia konwekcja [1] . W przypadku gwiazd kilka razy większych od Słońca warstwa konwektywna znajduje się nad jądrem, a warstwa promienista w zewnętrznych warstwach gwiazdy. Dla gwiazd podobnych do Słońca, rozmieszczenie to jest odwrotne, czerwone karły natomiast w ogóle nie posiadają warstwy promienistej.

Powstanie i ewolucja gwiazd Gwiazdy 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 procesu zależy przede wszystkim od masy gwiazdy. W pewnym momencie wodór we wnętrzu gwiazdy musi się jednak skończyć. Następuje to tym szybciej im większa jest gwiazda. Jeżeli gwiazda jest wystarczająco masywna, w jej wnętrzu może wytworzyć się dostatecznie wysoka temperatura, by doszło do kolejnego stadium reakcji termojądrowych – syntezy helu w węgiel, 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 typu Herbig-Haro. Masywne gwiazdy przechodzą przez stadium gwałtownej eksplozji obserwowanej jako wybuch supernowej. Większość materii gwiazdy jest wyrzucana na zewnątrz, co wyzwala ogromną ilość energii, a gwiazda jest przez pewien czas najjaśniejszym obiektem w galaktyce. Z kolei część masy w środku jest ściskana do tego stopnia, że protony i elektrony łączą się w neutrony, tworząc gwiazdę neutronową. Jeżeli pozostała po wybuchu supernowej gwiazda neutronowa ma masę większą od 3-5 mas Słońca, proces kurczenia się gwiazdy pod wpływem grawitacji postępuje dalej, aż gwiazda zapada się tworząc czarną dziurę. 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 z obłokiem 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 podana jest jasność. Na diagramie H-R gwiazdy grupują się w pewnych obszarach, większość gwiazd tworzy tzw. ciąg główny ("biegnący" po przekątnej od prawego dolnego do lewego górnego rogu wykresu), są to głównie młode gwiazdy (I populacji). Gałąź leżąca bezpośrednio poniżej ciągu głównego - to gałąź podkarłów (gwiazd II populacji). W lewym dolnym rogu wykresu znajduje się grupa białych karłów, natomiast nad ciągiem głównym znajdują się kolejno od prawej grupy: podolbrzymy, czerwone olbrzymy, olbrzymy i nadolbrzymy. W czasie swojego życia, gwiazda podlega ewolucji i przesuwa się na diagramie H-R w prawą stronę. To, jak długo gwiazda pozostaje w ciągu głównym, zależy od jej masy. Gwiazdy o masie poniżej 10% (masy Słońca) stają się od razu białymi karłami. Jeżeli masa gwiazdy wynosi od 10%-40% to gwiazda po bardzo długim czasie z gwiazdy ciągu głównego stanie się białym karłem. Gwiazdy z ciągu głównego o masie od 0,4 do 3 w końcu swego życia stają się czerwonymi olbrzymami, a ostatecznie po "spaleniu" helu stają się białymi karłami. Gdy masa gwiazdy jest większa od 3 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.