Przeczytaj
Warto przeczytać
Obserwując niebo możemy zobaczyć gwiazdy na różnych etapach swojej ewolucji: młode lub zbliżające się do jej końca. Ewolucja gwiazd to schemat zmian, jakie przechodzi gwiazda w ciągu całego swojego życia. Czas życia gwiazdy zależy od jej masy początkowej. Może trwać od kilku milionów, poprzez miliardy, do nawet bilionów lat.
Gwiazdy powstają z materii międzygwiazdowej, która formuje się w bardzo rzadkie obłoki (Rys. 1.). Większość tej materii to wodór i hel. Obłok taki, w wyniku fluktuacji gęstości, może zacząć się zapadać formując lokalne zagęszczenie – to jest początek tworzenia się gwiazdy. Proces ten może trwać nawet setki tysięcy lat. W tym czasie obłok staje się sferycznie obracającą się kulą o znacznej temperaturze.
Gdy protogwiazda jest wystarczająco gęsta, a jej temperatura sięga milionów kelwinów, w jądrze rozpoczynają się procesy termojądroweprocesy termojądrowe. Jest to moment nazywany czasem zerowym, od którego liczy się wiek gwiazdy.
Jeżeli protogwiazda jest zbyt mała, to znaczy ma masę poniżej jednej dziesiątej masy Słońca, nie jest w stanie zapoczątkować przemian termojadrowych w jądrze. W takiej sytuacji nie stanie się gwiazdą, lecz brązowym karłem, który w ciągu milionów lat powoli wypromieniuje nagromadzoną energię i całkowicie zgaśnie.
Po rozpoczęciu swojego życia gwiazda znajduje się na tak zwanym ciągu głównymciągu głównym. Na tym etapie ewolucji spędza większość swojego życia, stopniowo rosnąc i zwiększając swoją jasność. Dalszy rozwój gwiazdy zależy od jej masy początkowej.
Rozkład obserwowanych gwiazd przedstawia się na diagramie Hertzsprunga‑Russella (w skrócie: diagramie H‑R), który jest zależnością jasności obiektu od jego temperatury (Rys. 2.). Ciąg główny rozciąga się od prawego dolnego rogu tego wykresu do lewego górnego rogu.
W dolnej części diagramu znajdują się białe karły (ang.: white dwarfs). W górnej jego części od ciągu głównego odchodzą dwa ramiona: gałąź olbrzymów (ang.: giants) i gałąź nadolbrzymów (ang.: supergiants).
Diagram H‑R pomaga klasyfikować gwiazdy i opisywać modele ich ewolucji. Dzięki niemu można określić, na jakim etapie rozwoju jest obserwowana przez nas gwiazda.
Tabela 1. Cykl ewolucyjny gwiazd.
Literami A, B i C oznaczono fazy protogwiazdy, zaś cyframi - właściwe etapy życia gwiazd.
etap | Zachodzące zjawisko |
* | Utworzenie się mgławicy o masie 10Indeks górny 22-10Indeks górny 77 mas Słońca, która powoli dzieli się na mniejsze. Temperatura wynosi poniżej 100 K. Fragment mgławicy kurczy się, wiruje zwiększając prędkość obrotową. W centrum mgławicy wytwarza się nieprzezroczyste zagęszczenie. Centralny obiekt nagrzewa się do temperatury ponad 2000K i staje się protogwiazdą otoczoną przez resztę mgławicy. |
A‑B | Obiekt nadal się kurczy, świeci głównie w podczerwieni. |
B | Pojawia się jądro, w którym występuje transport energii przez promieniowanie. Temperatura jądra rośnie, ale kurczenie się bardzo spowalnia. |
C/1 | Rozpoczynają się reakcje termojądrowe w jądrze gwiazdy. Moment ten nazywa się początkiem życia gwiazdy. Jest to tak zwany ciąg główny wieku zerowego. |
1‑2 | Gwiazda na ciągu głównym – stopniowo wodór przereagowuje i w jądrze powstaje hel (jest więc tam coraz więcej helu, a coraz mniej wodoru). Rośnie temperatura oraz promień gwiazdy . |
2‑3 | „Wypala” się ostatnie kilka procent wodoru pozostałego w jądrze. Gwiazda się kurczy, jasność nieznacznie spada. Helowe jądro otoczone jest wodorową otoczką. |
3‑4 | W otoczce zaczynają zachodzić reakcje termojądrowe – wodór przemienia się w hel. Gwiazda staje się bardziej czerwona. |
4‑5 | Helowe jądro rozgrzewa się, a wodorowa otoczka rozrzedza się. |
5‑6 | Następuje tak zwany zapłon helu w jądrze – zaczynają zachodzić reakcje termojądrowe z udziałem helu, więc pierwiastka tego stopniowo ubywa. W otoczce nadal przebiegają reakcje termojądrowe wodoru. |
6 | Hel w jądrze przereagował i wytworzył węgiel oraz tlen. W otoczce jądra jest go natomiast coraz więcej, więc zaczynają się tam reakcje termojądrowe helu. |
7 | Etap tylko małomasywnych gwiazd → Temperatura w jądrze jest zbyt mała, aby następowały dalsze przemiany termojądrowe. Jądro zaczyna się kurczyć, a otoczka zostaje odrzucona – wytworzy się mgławica planetarna, a jądro staje się białym karłem. |
8 | Etap tylko małomasywnych gwiazd → Biały karzeł zaczyna stygnąć, ponieważ nie ma już paliwa jądrowego. Po całkowitym ustaniu świecenia stanie się czarnym karłem. |
9 | Temperatura jest wystarczająca do kolejnych przemian termojądrowych w jądrze. Następują kolejno przemiany w coraz cięższe pierwiastki, aż do żelaza (Fe). Ewolucja gwałtownie przyspiesza – przemiany w jądrze od neonu do żelaza mogą trwać zaledwie rok. |
10 | W jądrze skończyły się pierwiastki niezbędne do reakcji termojądrowych. Jądro w ułamku sekundy się kurczy, wydziela się ogromna energia, gwałtownie zachodzą reakcje termojądrowe wyższych otoczek. Zewnętrzne otoczki zostają odrzucone – następuje eksplozja supernowej. Pozostałe po wybuchu jądro staje się gwiazdą neutronową (z gwiazdy o średniej masie) lub czarną dziurą (z bardzo masywnej gwiazdy, o masie powyżej 20 mas Słońca). |
Słońce jest stosunkowo młodą gwiazdą, znajdującą się na ciągu głównym i ma mniej więcej 4,6 miliarda lat. Kiedy w jego jądrze wodór ulegnie całkowitej przemianie w hel, stanie się czerwonym olbrzymem. Następnie hel przereaguje w jądrze, a gdy to paliwo również ulegnie wyczerpaniu, czerwony olbrzym odrzuci swoją otoczkę i pozostawi po sobie jedynie białego karła. Słońce stanie się czerwonym olbrzymem w wieku około 10 miliardów lat. Biały karzeł z czasem będzie świecił coraz słabiej, z powodu braku źródeł promieniowania w jego wnętrzu. Prawdopodobnie cały cykl życia Słońca będzie trwał około 11 miliardów lat.
Gwiazdy o masach poniżej 10 mas Słońca, określane jako małomasywne, kończą swoje życie jako białe karły, które powoli wytracają resztki energii i gdy przestają świecić, stają się czarnymi karłami. Są to gwiazdy, których cykl życia trwa najdłużej. Im masywniejsza gwiazda, tym szybciej ewoluuje.
Gwiazdy o masach początkowych z przedziału od 10 do około 20 mas Słońca kończą swoje życie wybuchem supernowej. W obłoku, który rozchodzi się w przestrzeni kosmicznej z dużą prędkością pozostaje zdegenerowane jądro gwiazdy nazywane gwiazdą neutronową. Gwiazda neutronowa, to obiekt o ogromnej gęstości – przy średnicy około 25 km ma masę dwóch Słońc. Oznacza to, że gęstość gwiazdy neutronowej wynosi miliardy ton na centymetr sześcienny.
Natomiast bardzo masywne gwiazdy, o masach początkowych znacznie większych niż 20 mas Słońca ewoluują najszybciej i kończą swój żywot wybuchem supernowej, pozostawiając po sobie czarną dziurę.
Słowniczek
(ang.: Main Sequence) ukośnie biegnące pasmo na diagramie Hertzsprunga–Russella, skupiające gwiazdy (w tym Słońce), w których wnętrzach zachodzi przemiana wodoru w hel (karły).
(ang.: nuclear fusion) inne nazwy: synteza jądrowa lub fuzja jądrowa – łączenie się lżejszych jąder atomowych w jedno cięższe. W jądrach gwiazd, w wyniku ciągu procesów, z czterech jąder wodoru powstaje jądro helu.