Ewolucja gwiazd

Ewolucja gwiazd – w astronomii sekwencje zmian, które gwiazda przechodzi podczas swego życia, w ciągu milionów czy miliardów lat emitując promieniowanie. Tego typu zmiany gwiazd, poza nielicznymi wyjątkami, nie są obserwowane bezpośrednio, gdyż odbywają się one bardzo wolno. Astronomowie obserwują wiele gwiazd i efektów zjawisk zachodzących w gwiazdach, na różnym etapie ich życia, i tworzą modele ewolucji gwiazd, które porównują z obserwacjami oraz wykonują symulacje komputerowe, pozwalające zweryfikować modele.

Narodziny gwiazdy Gwiazda powstaje z obłoku międzygwiazdowego składającego się z pyłu i gazu. Przestrzeń międzygwiazdowa wewnątrz galaktyki składa się z wodoru w postaci atomowej, jedną czwartą masy stanowi hel, a pozostałe atomy i pył stanowią mniej niż 1% masy. W obszarach zagęszczenia następuje łączenie się atomów wodorów w molekuły H2, w wyniku czego powstaje obłok molekularny (ang. Giant Molecular Cloud - GMC). Typowa gęstość obłoku molekularnego to kilka milionów cząstek w cm3. Masa GMC wynosi od 100 000 do 10 000 000 mas Słońca, a rozmiary obłoku są rzędu od 50 do 300 lat świetlnych.

Obszar tworzenia się gwiazd w galaktyce Triangulum - Trójkąta

Fizyczne podstawy ewolucji gwiazd Synteza termojądrowa dostarcza energię, która rozgrzewa gwiazdę. O szybkości przebiegu syntezy jąder atomów wodoru w hel decyduje prędkość zderzających się cząstek (czyli temperatura gazu) oraz liczba zderzeń (czyli gęstość, a pośrednio - ciśnienie gazu). Przyciąganie grawitacyjne zewnętrznych mas gwiazdy wywołuje ciśnienie, które nie dopuszcza do rozproszenia się cząsteczek gazu, w stanie stabilnym jest ono od wewnątrz równoważone przez ciśnienie rozgrzanego gazu.

Starość gwiazd Mgławica Kocie Oko, mgławica Planetarna utworzona przez Nasze zrozumienie tego, co spotyka gwiazdę o małej masie kiedy już wyczerpie cały zapas paliwa wodorowego jest o tyle nikłe, że nikt jeszcze czegoś takiego nie zaobserwował. Wszechświat ma około 13 miliardów lat, a to mniej niż oczekiwany czas życia tych gwiazd. Stąd nasze teorie o tym, co dzieje się dalej z taką gwiazdą opierają się głównie na symulacjach komputerowych. Gwiazda o masie mniejszej niż połowa masy Słońca nigdy nie będzie w stanie dokonać dalszej syntezy z helu, nawet gdy w jądrze zakończy się już synteza helu z wodoru. Powodem tego jest nikła masa gwiazdy, która nie pozwala jej wywrzeć wystarczająco dużego ciśnienia na jądro. Te gwiazdy to czerwone karły, takie jak np. Proxima Centauri i żyją one przez setki miliardów lat. Mgławica Kocie Oko, mgławica Planetarna utworzona przez Gwiazdę o masie Słońca

Schematy ewolucji gwiazdy protogwiazda → błękitny nadolbrzym → czarna dziura protogwiazda → błękitny nadolbrzym → supernowa → czarna dziura protogwiazda → błękitny nadolbrzym→ czerwony olbrzym → supernowa → gwiazda neutronowa protogwiazda → gwiazda ciągu głównego typu naszego Słońca→ czerwony olbrzym → mgławica planetarna → biały karzeł → czarny karzeł* protogwiazda → czerwony karzeł → czarny karzeł* protogwiazda → brązowy karzeł → czarny karzeł*

Wykonała: Marta Ilczuk kl.II LO