Kiedy reakcje jądrowe zachodzą coraz wolniej z powodu braku pierwiastków do syntezy, gwiazda zaczyna się zapadać. Umierająca gwiazda rozszerza się w fazie olbrzymiej lub nadolbrzymiej. Gwiazda ostatecznie eksploduje i staje się mgławicą planetarną lub supernową. W końcu zamienia się w białego karła, gwiazdę neutronową lub zostaje czarną dziurą. Ostateczny los gwiazdy zależy od jej masy początkowej.

Przyjmuje się, że gwiazdy powstają w obłokach materii międzygwiezdnej. Gaz, składający się z wodoru i helu oraz niewielkiej domieszki innych pierwiastków na poziomie 1%, ulega zagęszczeniu. Zagęszczenie takie może być spowodowane falą elektromagnetyczną pochodzącą z wybuchu innej gwiazdy. Nowopowstały obłok zaczyna się zapadać grawitacyjnie, a zapadaniu towarzyszy wzrost temperatury. Chmura gazowo‑pyłowa obraca się wokół własnej osi i powstaje dysk z centralną kulistą częścią nazywany protogwiazdą. Proces powstawania protogwiazdy może trwać setki tysięcy lat.

Gdy temperatura we wnętrzu protogwiazdy osiągnie odpowiednio wysoką wartość, umożliwia zajście procesu termojądrowego. Wydzielana w tym procesie energia zahamowuje grawitacyjne kurczenie się gwiazdy, gdyż ciśnienie występujące wewnątrz gwiazdy wynikające z przepływu energii z jądra do zewnętrznych części gwiazdy jest wystarczające, aby zapobiec jej zapadnięciu się pod własnym ciężarem.

Powstawanie galaktyk i ewolucja gwiazd

Trzeci

XI. Fizyka jądrowa. Uczeń:

12) opisuje elementy ewolucji gwiazd; omawia supernowe i czarne dziury.

45 minut

Objaśnia teorię dotyczącą powstawania galaktyk.

1. Wymienia czynniki mające wpływ na powstanie galaktyk spiralnych i eliptycznych.

2. Rozróżnia populacje gwiazd.

3. Opisuje proces powstawania gwiazd.

Uczeń:

- opisuje powstawanie galaktyk.

- opisuje proces powstawiania gwiazd.

1. Dyskusja.

2. Analiza tekstu.

1. Praca indywidualna.

2. Praca grupowa.

Przypomnij etapy powstawania Wszechświata w teorii Wielkiego Wybuchu.

Obecny stan wiedzy nie pozwala na sformułowanie jednoznacznej teorii wyjaśniającej powstawanie galaktyk. Naukowcy przypuszczają, że wszystkie galaktyki uformowały się z gazu, który jednorodnie wypełniał cały Wszechświat na początku jego istnienia. Składał się on głównie z wodoru i helu, z niewielką domieszką pierwiastków lekkich.

Z biegiem czasu pojawiły się niejednorodności w rozkładzie materii, a jej temperatura obniżała się. W obłokach o większej gęstości materii tzw. protogalaktykach wytworzyły się pierwsze gwiazdy, określane mianem gwiazd III populacji. Były to duże, masywne gwiazdy, setki razy większe od naszego Słońca. Ich czas życia był stosunkowo krótki, kończył się gwałtowną eksplozją, w wyniku której pojawiały się kolejne lekkie pierwiastki pozostające w obszarze protogalaktyki. Pierwsza generacja gwiazd, według współczesnych hipotez, powstała około 200‑300 milionów lat po Wielkim Wybuchu.

Definicja:
Protogalaktyka to rozległa masa gazu, w której rozpoczął się proces tworzenia gwiazd. Stanowi ona zalążek nowej galaktyki.

Definicja:
Galaktyki to duże układy gwiazd, pyłu i gazu (materii międzygwiazdowej), niewidocznej ciemnej materii i energii.

Siła grawitacji wynikająca z olbrzymiej gęstości obłoku powodowała jego zapadanie się i spadek temperatury. Ruch materii wokół osi obrotu powodował spłaszczanie się obłoku i wytwarzanie się charakterystycznego dysku oraz dalsze przyciąganie gazu i pyłu. Wewnątrz dysku tworzyły się nowe gwiazdy, zaś na obrzeżach dawnego obłoku pozostawało halo złożone z gazu, pyłu i ciemnej materii oraz starych gwiazd.

Przyjmuje się, że o tym, czy z protogalaktyki uformowała się galaktyka spiralna czy eliptyczna decydowały dwa czynniki.

- Moment obrotowy - protogalaktyczna chmura mająca większy moment obrotowy poruszała się szybciej i tworzyła galaktykę spiralną. Z kolei z wolniej poruszającego się obłoku formowała się galaktyka eliptyczna.
- Spadek temperatury - bardzo gęste protogalaktyki stygły szybciej, a cała zawarta w nich materia zużywana była na utworzenie gwiazd. Stąd w galaktykach eliptycznych brak dysku. Z kolei w rzadszych obłokach temperatura opadała wolniej, co pozwalało na utworzenie dysku z gazu i pyłu.

Gwiazdy ze względu na swój wiek dzielone są na tzw. populacje.

- Gwiazdy III populacji - to najstarsze, wspomniane wcześniej gwiazdy. Nie są one obserwowane, ale istnieją hipotezy, które sugerują, że niektóre z nich mogły przetrwać do naszych czasów. Gwiazdy te powinny mieć skład bardzo ubogi w pierwiastki inne niż hel i wodór.
- Gwiazdy II populacji to stare gwiazdy pochodzące z czasów, gdy stężenie lekkich pierwiastków w obłokach protogalaktycznych było bardzo niskie. Znajdują się głównie w jądrach galaktyk oraz w otaczającym je halo oraz tworzą gromady kuliste. Poruszają się one po orbitach położonych pod różnymi kątami względem płaszczyzny galaktyki.
- Gwiazdy I populacji - są to gwiazdy stosunkowo młode. W ich składzie znajduje się znacznie więcej pierwiastków metalicznych, od 2 do 4 %. Obserwuje się je w obszarach dysków galaktycznych, w ramionach galaktyk oraz w gromadach otwartych. Gwiazdy I populacji poruszają się zwykle po regularnych, eliptycznych orbitach wokół środka galaktyki i w jej płaszczyźnie.

[Ilustracja  1]

Wszechświat podlega ciągłej ewolucji, a proces tworzenie gwiazd nie jest skończony.

Jedne gwiazdy kończą swoje życie, a inne dopiero powstają.

Przyjmuje się, że gwiazdy powstają w obłokach materii międzygwiezdnej. Gaz, składający się z wodoru i helu oraz niewielkiej domieszki innych pierwiastków na poziomie 1%, ulega zagęszczeniu. Zagęszczenie takie może być spowodowane falą elektromagnetyczną pochodzącą z wybuchu innej gwiazdy. Nowopowstały obłok zaczyna się zapadać grawitacyjnie, a zapadaniu towarzyszy wzrost temperatury. Chmura gazowo‑pyłowa obraca się wokół własnej osi i powstaje dysk z centralną kulistą częścią nazywany protogwiazdą. Proces powstawania protogwiazdy może trwać setki tysięcy lat.

Gdy temperatura we wnętrzu protogwiazdy osiągnie odpowiednio wysoką wartość, umożliwia zajście procesu termojądrowego. Wydzielana w tym procesie energia zahamowuje grawitacyjne kurczenie się gwiazdy, gdyż ciśnienie występujące wewnątrz gwiazdy wynikające z przepływu energii z jądra do zewnętrznych części gwiazdy jest wystarczające, aby zapobiec jej zapadnięciu się pod własnym ciężarem.

Emitowane przez nią promieniowanie powoduje świecenie gwiazdy.

Kiedy reakcje jądrowe zachodzą coraz wolniej z powodu braku pierwiastków do syntezy, gwiazda zaczyna się zapadać. Umierająca gwiazda rozszerza się w fazie olbrzymiej lub nadolbrzymiej. Gwiazda ostatecznie eksploduje i staje się mgławicą planetarną lub supernową. W końcu zamienia się w białego karła, gwiazdę neutronową lub zostaje czarną dziurą. Ostateczny los gwiazdy zależy od jej masy początkowej.

[Grafika interaktywna]

Obecny stan wiedzy nie pozwala na sformułowanie jednoznacznej teorii wyjaśniającej powstawanie galaktyk.