Życie i śmierć gwiazd

Gwiazda Jest to ciało niebieskie będące skupiskiem związanej grawitacyjnie materii, w której zachodzą reakcje syntezy jądrowej. Wyzwolona z nich energia emitowana jest w postaci promieniowania elektromagnetycznego, a w szczególności jako światło widzialne. Gwiazdy mają kształt zbliżony do kuli. Zbudowane są głównie z wodoru i helu. Jednak zanim powstanie gwiazda, w przestrzeni kosmicznej odbywa się bardzo wiele procesów…

Powstawanie gwiazd Nowe gwiazdy rodzą się z materii międzygwiezdnej. Powstają w obszarach, gdzie pył i gaz zagęszczone są bardziej niż w miejscach otaczających i tworzą obłoki nazywane mgławicami. Zawierają one głównie wodór i hel. Przykładem takiej mgławicy może być mgławica znajdująca się w gwiazdozbiorze Oriona. Kurczenie się mgławic, które powstaje przez siłę grawitacyjną środka mgławicy, bezpowrotnie prowadzi do powstania nowej gwiazdy. Materia zagęszcza się do tego stopnia, że atomy wodoru zderzają się ze sobą, powodując rozgrzanie gazu do kilkudziesięciu milionów stopni Celsjusza. Kiedy ciężar zewnętrznej warstwy gwiazdy zostanie zrównoważony przez ciśnienie wewnątrz gwiazdy, przestaje ona się kurczyć. Mgławica w gwiazdozbiorze Oriona

Życie gwiazd Dalszy los gwiazdy jest zależny od jej masy. Jeśli jest ona co najmniej 10 razy większa niż Słońce, to będzie żyła jedynie 10 milionów lat. Jeżeli gwiazda jest 5 razy cięższa od Słońca, wybucha dopiero po 600 milionach lat. Zaś gwiazdy takie jak Słońce żyją przeciętnie 10 miliardów lat. A więc im większa gwiazda tym szybciej ginie. Dzieje się tak, ponieważ te gwiazdy szybciej zużywają energię z jądra. Czasami jest tak, że masa mgławicy była za mała, aby osiągnąć odpowiednio wysoką temperaturę. Taki obiekt to brązowy karzeł, ponieważ świeci dość ciemno, w porównaniu do gwiazd. Bywa również, że powstają dwie gwiazdy, powiązane siłami grawitacyjnymi i obiegające się wzajemnie. Aż połowa gwiazd należy do takiego układu. Gwiazda LHS 2397a (jaśniejsza plamka) i brązowy karzeł (słabsza plamka)

Gwiazdy kończą swoje życie poprzez wybuch, na skutek którego materia w ich sąsiedztwie (pył i gaz) się zagęszcza. Stare gwiazdy kończące swoje życie wybuchem, dają więc impuls do powstania nowych gwiazd. Wewnątrz tworzących się zespołów obłoków powstają całe grupy gwiazd. Gwiazdy wyglądające z Ziemi jak świecące punkty to w rzeczywistości największe na świecie naturalne laboratoria, w których siły przyrody wytwarzają energię z materii i produkują wszystkie występujące na Ziemi pierwiastki chemiczne, poza wodorem. Pierwszy w tablicy Mendelejewa, najlżejszy pierwiastek, stanowi podstawowy substrat do tworzenia pozostałych pierwiastków. Dostarcza go oczywiście międzygwiezdna materia. Lecz z każdą sekundą wodoru w gwieździe ubywa.

Końcowy etap życia gwiazdy Słabo świecące gwiazdy o małych rozmiarach, świecą najdłużej. Gdy cały wodór w środku gwiazdy zmieni się w hel, jej jądro helowe zacznie się grawitacyjnie kurczyć i rozgrzewać. Skurczone jądro osiąga nawet temperaturę 100 milionów stopni Celsjusza. Daje to początek reakcjom syntezy węgla z helu. Powtórzy się druga runda procesów, w których z helu powstanie węgiel, a następnie z węgla i helu powstanie tlen. Gdy w jądrze będzie już tylko węgiel i tlen, jądro zacznie się znowu kurczyć i rozgrzewać. W zewnętrznej otoczce gazu stykającego się z gorącym rdzeniem będą zachodzić jeszcze reakcje syntezy helu z wodoru. Wydzielająca się w tych reakcjach energia spowoduje, że siły grawitacyjne nie będą już w stanie zatrzymać zewnętrznych warstw gazu. I w taki sposób gwiazda rozpadnie się i zginie. Przemiany pierwiastków w jadrze gwiazdy: wodór hel węgiel tlen

umierająca gwiazda w gwiazdozbiorze Smoka w fazie czerwonego olbrzyma Zbiorowisko czerwonych olbrzymów Bardzo dużo gwiazd przez większość końcowego okresu swojego życia jest czerwonymi olbrzymami.

Słońce Słońce jest gwiazdą, jak każda inna. Jego wiek szacowany jest na 5 mld lat. Jego temperatura na powierzchni osiąga 5500°C, ale w środku dochodzi do 14 mln °C. Zewnętrzne warstwy Słońca wirują z różną prędkością. W pobliżu równika jeden obrót zabiera im 25,4 dnia, w okolicach bieguna - 36 dni. W samym środku Słońca panuje ciśnienie 250 miliardów atmosfer, a gęstość jest 150 razy większa od gęstości wody. Moc energii wypromieniowanej przez Słońce wynosi 386 miliardów megawatów. Oznacza to, że w ciągu jednej sekundy Słońce wypromieniowuje 386 000 000 000 000 000 J energii. Źródłem tej energii jest przemiana jąder wodoru w jądra helu. W każdej sekundzie ok. 700 milionów ton wodoru zamienia się w 695 milionów ton helu. 5 milionów ton zamienia się w energię promieniowania gamma. Słońce otacza korona - bardzo rozrzedzony gaz, rozciągający się na miliony kilometrów, rozgrzany do ponad miliona stopni. Z powierzchni Słońca stale wyrzucane są w kosmos strumienie naładowanych cząstek, protonów i elektronów, tworzące tak zwany wiatr słoneczny, wiejący z prędkością 450 km/s. Wyjątkowo silne podmuchy tego wiatru, zapoczątkowane silnymi erupcjami na Słońcu, są przyczyną zórz polarnych na Ziemi.

Przewidywana śmierć Słońca Słońce prawdopodobnie zginie tak jak inne gwiazdy. Proces ten został opisany już wcześniej. Podczas śmierci Słońca w kierunku Ziemi będą zbliżały się ogromne ilości gorącego gazu. Słońce stanie się wtedy czerwonym olbrzymem i wchłonie Merkurego, Wenus oraz Ziemię, czyli najbliższe planety w Układzie Słonecznym. Wtedy na Ziemi woda w oceanach się będzie się gotować, skały ulegną stopieniu, atmosfera uleci daleko w przestrzeń kosmiczną, życie na Ziemi przestanie istnieć. Rozszerzająca się otoczka wokół kurczącego się jądra czerwonego olbrzyma otrzymała nazwę mgławicy planetarnej. Odlatuje ona w kosmos rozciągając się na setki lat świetlnych i tworzy bardzo ciekawe kształty. Gwiazda pozostawi po sobie tylko stygnące jądro, które będzie miało tak wielką gęstość, że niewielka jego ilość, która zmieściłaby się w jednej łyżeczce będzie ważyła tonę. Takie jądro stanie się gorącym białym karłem. Biały karzeł jest to niewielki (rzędu rozmiarów Ziemi) obiekt astronomiczny wysyłający białe światło. Dalsze stygnięcie doprowadzi je do stanu martwego czarnego karła. Kosmos powinien być pełen takich wypalonych gwiazd, jednak trudno je zobaczyć. Towarzysz Syriusza jest właśnie białym karłem. Syriusz i jego towarzysz – biały karzeł.

Taki los czeka Ziemię Jako czerwony olbrzym gwiazda V391 Pegasi (na dole) powiększyła swój promień do ponad 100 mln km i niemal połknęła krążącą wokół niej planetę (u góry).

Budowa Słońca jądro korona otoczka fotosfera protuberancje Protuberancje są to obłoki gorącego gazu wyrzucane z atmosfery słonecznej na wysokość do 100 tys. km. Otoczka jest częścią Słońca leżącą wokół jądra. Jej temperatura jest zbyt niska, aby mogły w niej zachodzić wydajne reakcje termojądrowe. W otoczce materia staje się już jednorodna chemicznie. Transportuje ona energię z jądra do zewnętrznych warstw Słońca. Korona jest najbardziej zewnętrzną częścią atmosfery słonecznej, rozciągającą się miliony kilometrów od Słońca, widzianą najlepiej podczas całkowitego zaćmienia Słońca. Jest ona dużo bardziej gorąca niż widoczne zewnętrzne części atmosfery słonecznej. Jej temperatura wynosi ponad milion stopni Celsjusza. Z powodu bardzo małej gęstości korona słoneczna wytwarza znacznie mniej światła niż warstwy położone głębiej. Fotosfera jest to widzialna, powierzchniowa warstwa Słońca, emitująca na zewnątrz gwiazdy fale elektromagnetyczne w postaci światła widzialnego.

Przykłady innych gwiazd Albireo i Beta Cygni – gwiazda podwójna Gwiazdy w kierunku centrum Drogi Mlecznej Plejady – przykłady nowych gwiazd Gwiazda Polarna

Koniec