„Trzeba jeszcze mieć w sobie chaos, aby móc zrodzić tańczącą gwiazdę.” Ewolucje Gwiazd „Trzeba jeszcze mieć w sobie chaos, aby móc zrodzić tańczącą gwiazdę.” Fryderyk Nietzsche

Gwiazdy gorące rozżarzone kule gazowe; średnica od 450 razy mniejszych od Słońca do 1000 razy większych od Słońca; masy w przedziale od 1/20 do ponad 50 mas słonecznych; temp. powierzchniowe od 3000°C do ponad 50 000°C; barwę określa temp. gwiazdy: -najgorętsze-niebieskie, -najchłodniejsze-czerwone,

Co to jest ewolucja gwiazdy? W astronomii sekwencje zmian, które gwiazda przechodzi podczas swego życia, w ciągu milionów czy miliardów lat emitując promieniowanie.

Ewolucja gwiazdy składa się z kilku etapów, podczas których wielkość i temperatura gwiazdy ulegają gwałtownym zmianom. Długość życia i przebieg ewolucji zależą głównie od masy gwiazdy. Im większa masa, tym szybciej gwiazda zużywa zawarte w niej gazy w reakcjach jądrowych i tym szybciej umiera. Najbardziej masywne gwiazdy żyją kilka milionów lat; gwiazdy o mniejszej masie mogą świecić kilkadziesiąt miliardów lat.

Przebieg ewolucji gwiazd

Kontrakcja gazu w obłoku molekularnym Mamy duży (masa od kilkuset tysięcy do miliona mas Słońca), chłodny (temp. rzędu 10 K) i gęsty obłok molekularny, zawierający głównie wodór cząsteczkowy z niewielką domieszką bardziej złożonych molekuł i pyłu. W obłoku, na skutek np. nadejścia fali uderzeniowej, wywołanej wybuchem pobliskiej supernowej, pojawiają się samograwitujące zagęszczenia o masie rzędu 10 do Mgławica Oriona. Jest to jedna z najpiękniejszych mgławic, znajduje się ona 1500 lat świetlnych od nas. Zawiera ogromne ilości gazu dzięki czemu w niej wciąż się tworzą nowe gwiazdy.

Protogwiazda W czasie zapadania energia grawitacyjna zamienia się w ciepło, ogrzewając centrum obłoku. Gaz nagrzewa się do 2 do 3 tys. K, mógłby już świecić na czerwono, ale otaczający go kokon gazowo-pyłowy pochłania promieniowanie i wysyła je dalej w podczerwieni i w zakresie mikrofalowym. Rodząca się gwiazda otoczona dyskiem gazowo-pyłowym mogącym zawierać planety 

Gwiazda typu T Tauri  Gwiazda staje się widoczna z zewnątrz. Silny wiatr gwiazdowy wyrzuca część masy rodzącej się gwiazdy, rozwiewając jednocześnie gazowo-pyłowy kokon. We wnętrzu rozpoczynają się reakcje zamiany wodoru w hel. Gwiazda T Tauri z dyskiem protoplanetarnym

Gwiazda ciągu głównego Gwiazda trafia na ciąg główny w miejscu zdeterminowanym jej masą. Pojawia się równowaga hydrostatyczna. W jądrze pali się wodór. Ten etap zajmuje ok. 90% życia gwiazdy. Diagram Hertzsprunga-Russella

Nadolbrzym, olbrzym lub podolbrzym (w zależności od masy) W jądrze cały wodór zamienił się w hel, brakuje źródła energii, ciśnienie promieniowania maleje. Zachwiana równowaga hydrostatyczna. Jądro się kurczy, jego temperatura rośnie zapalając wodór w otoczce, wzrasta wydzielanie energii powodując rozdęcie zewnętrznych warstw gwiazdy. Gwiazda jest znacznie jaśniejsza, niż gdy paliła wodór w jądrze. Powiększanie powierzchni przy stałym tempie prod. energii w otoczce prowadzi do spadku mocy na jednostkę powierzchni. Zgodnie z prawem Stefana-Boltzmana spada temperatura otoczki i gwiazda świeci na czerwono. Jako olbrzym gwiazda może wyrzucać spore ilości gazu w postaci ,,wiatru''.

W kurczącym się jądrze rośnie temperatura tworząc warunki do rozpoczęcia syntezy cięższych pierwiastków. Im większa masa tym więcej razy zachodzi cały proces, powtarzany dla coraz większych liczb atomowych: hel zamienia się w węgiel, węgiel w tlen, tlen w krzem, krzem w żelazo, przy czym na każdym etapie powstają także inne pierwiastki. Na żelazie cykl się kończy. Gwiazda przypomina cebulę, składając się z koncentrycznych powłok, zawierających kolejno (w przypadku najmasywniejszych gwiazd, i tylko w uproszczeniu) wodór, hel, węgiel, tlen, krzem i żelazne jądro.

Nadolbrzym, gwiazda o jasności absolutnej od kilku do kilkuset tysięcy razy większej od Słońca i średnicy również co najmniej kilkaset razy większej od średnicy Słońca, (tj. rozmiarami porównywalna z rozmiarem orbity wewnętrznych planet Układu Słonecznego). Charakteryzuje się małą gęstością (ok. 10-7 g/cm3) i małym przyspieszeniem grawitacyjnym (ok. 0,1 m/s2). Nadolbrzym jest przejściowym stadium ewolucyjnym masywnej gwiazdy po opuszczeniu przez nią ciągu głównego (diagram Hertzsprunga- Rusella). Nadolbrzymy oznaczane są klasą I w opisie ich typu widmowego. Nadolbrzymami są gwiazdy błękitne (typ O lub B na ciągu głównym) jak np. Rigel, lub czerwone (typ M ponad ciągiem głównym), jak Betelgeza, będąca najbliższym Ziemi kandydatem na supernową. Błękitny nadolbrzym Czerwony nadolbrzym

Olbrzym - krótkotrwałe stadium ewolucji gwiazdy mającej średnią masę Olbrzym - krótkotrwałe stadium ewolucji gwiazdy mającej średnią masę. Moc promieniowania takiego olbrzyma jest kilkaset razy większa od mocy promieniowania Słońca (nasza gwiazda za około 5 mld lat stanie się olbrzymem i jego średnica wzrośnie ponad stukrotnie, a moc promieniowania tysiąckrotnie). Fotosfera olbrzyma jest stosunkowo zimna. Olbrzymy zazwyczaj są barwy czerwonej. Na diagramie Hertzsprunga-Russella olbrzymy znajdują się ponad ciągiem głównym. Rozmiar czerwonego olbrzyma

Podolbrzymy to gwiazdy jaśniejsze od gwiazd z ciągu głównego, ale nie tak jasne jak prawdziwe olbrzymy. Uważa się, że podolbrzymy już kończą lub właśnie skończyły spalanie wodoru w swoich jądrach i zaczynają rozrastać się aż do stadium olbrzyma. Podolbrzymy należą do IV klasy jakości, na Diagramie Hertzsprunga-Russela leżą pomiędzy ciągiem olbrzymów, a ciągiem karłów. Ich temp. są niższe, natomiast średnice większe od typowych gwiazd ciągu głównego o zbliżonej do nich masie. Diagram Hertzsprunga-Russela

Mgławica planetarna W gwiazdach o małych masach (od 0.1  do ok.   ) zewnętrzne warstwy zostają odrzucone, tworząc tzw. mgławicę planetarną, jądro (o masie mniejszej od ok. 1.4 masy Słońca) kurczy się do postaci białego karła Mgławica planetarna Mgławica planetarna

Biały karzeł jest to niewielki (rzędu rozmiarów Ziemi) obiekt astronomiczny emitujący m.in. promieniowanie widzialne. Powstaje po ustaniu reakcji jądrowych w mało lub średnio masywnej gwieździe. Mało masywne gwiazdy (od 0,08 do 0,4 masy Słońca), nie osiągają w trakcie swojej ewolucji warunków wystarczających do zapłonu helu w reakcjach syntezy termojądrowej i powstają z nich białe karły helowe. Średnio masywne gwiazdy (od 0,4 do 1,4 masy Słońca) spalają hel dając białe karły węglowe, lub węglowo-tlenowe. Biały karzeł

Supernowa  Gwiazdy o masach powyżej    wybuchają jako supernowe. Obiekt taki w czasie wybuchu jasnością dorównuje całej galaktyce! Jądro takiej gwiazdy, po ustaniu reakcji termojądrowych, zapada się tworząc gwiazdę neutronową. Wybuchy supernowych Zdjęcie przedstawia pozostałości po supernowych Crab i Cas-A 

Gwiazda neutronowa o skrajnej gęstości (1 łyżeczka tej materii ma masę kilku milionów ton) i średnicy rzędu 10 km. Opadająca na nią gwałtownie otoczka rozgrzewa się, zapalają się zawarte w niej pierwiastki (np. tlen, węgiel, hel, wodór), w czasie krótszym niż 1 sekunda wydziela się ogromna ilość energii. Otoczka uderza w powierzchnię gwiazdy neutronowej, powstaje fala uderzeniowa, rozchodząca się na zewnątrz i odrzucająca otoczkę. Tworzy się mgławica -- przykładem jest mgławica Krab, pozostałość po wybuchu supernowej w 1054 roku. Pozostałością wybuchu najmasywniejszych gwiazd (o masach od ok.  ) są czarne dziury.  Mgławica Kraba, w której centrum znajduje się ultragęsta gwiazda neutronowa

Czarna dziura – obiekt astronomiczny, który tak silnie oddziałuje grawitacyjnie na swoje otoczenie, że nawet światło nie może uciec z jego powierzchni (prędkość ucieczki jest większa od prędkości światła). Czarna dziura  W wyniku wybuchu supernowej powstała czarna dziura, która nabrała dużej prędkości.

Koniec Wykonała Monika Dacewicz kl. II LO