Warto przeczytać

Czym tak naprawdę jest gwiazda?

Gwiazda to kula powiązanej grawitacyjnie specyficznej mieszaniny gazów. Jądra gwiazd na skutek zachodzących w nich reakcji termojądrowychreakcje termojądrowereakcji termojądrowych emitują ogromną energię w postaci promieniowania. Składają się one głównie z wodoru i helu. Wskutek ewolucji gwiazd w ich wnętrzach wytwarzane są inne, cięższe pierwiastki – w astronomii nazywane metalami. W najbardziej masywnych gwiazdach mogą zostać wytworzone pierwiastki:

He – hel,

C – węgiel,

Ne – neon,

O – tlen,

Si – krzem,

Fe – żelazo.

Po śmierci masywnej gwiazdy większość jej materii zostaje odrzucona w przestrzeń kosmiczną. Tym samym przestrzeń kosmiczna zasilana jest w pierwiastki powstałe w gwiazdach. Im młodsza gwiazda tym większe prawdopodobieństwo, że w swoim składzie w znikomych ilościach będzie miała metale.

Gwiazdy dzieli się na trzy populacje, które określają wiek gwiazdy.

Populacja I to populacja gwiazd młodych, które powstały już po uformowaniu się galaktyki. Charakteryzują się zawartością pierwiastków ciężkich. Występują głównie w ramionach spiralnych galaktyk, czyli w silnie gwiazdotwórczych regionach. Są to gwiazdy znajdujące się na tak zwanym ciągu głównymciąg głównyciągu głównym (ang. main sequence). Wokół takich gwiazd najczęściej znajduje się układy planetarne. Nasze Słońce jest gwiazdą pierwszej populacji.

Populacja II to stare gwiazdy o małej zawartości metali. Znajdują się głównie w zgrubieniach centralnych galaktyk spiralnych oraz w galaktykach eliptycznych. Powstawały w momencie formowania się galaktyk, czyli niedługo po powstaniu Wszechświata.

Populacja III jest populacją hipotetyczną. Zakłada się, że są to najstarsze gwiazdy, które uformowały się przed powstaniem galaktyk. Ich skład chemiczny powinien odpowiadać składowi wczesnego Wszechświata. Oznacza to, że składały się głównie z wodoru i helu z niewielką domieszką litu – miały zerową metaliczność. Ponieważ w większości były to ogromne gwiazdy, które bardzo szybko wyewoluowały – w ciągu około miliona lat, nie są obecnie obserwowane. Zakłada się, że to właśnie one wzbogaciły otaczający nas Wszechświat w pierwsze pierwiastki ciężkie.

Typy widmowe gwiazd

Gwiazdy dzieli się między innymi ze względu na ich typ widmowy. WidmemwidmoWidmem gwiazdy nazywamy charakterystyczną krzywą przedstawiającą rozkład promieniowania na poszczególne długości fali. Wybrane długości fal odpowiadają pewnym pierwiastkom. Kształt charakterystycznej linii określa skład danej gwiazdy. Typ widmowy jest ściśle związany z temperaturą, składem chemicznym, rozmiarem gwiazdy (patrz rys. 1.). Typ widmowy naszego Słońca to G – żółty karzeł.

R6oRkBVcdbJd6

Rys. 1. Grafika prezentuje porównanie gwiazd różnych typów widmowych z zaznaczonymi wielkościami gwiazdy, temperaturą w kelwinach oraz liniami charakterystycznymi w widmie. Od lewej zaprezentowano kolejno: największą gwiazdę podpisaną wielkie O, o temperaturze 28000 - 50000 kelwinów i liniach Hel dwa, Hel jeden, Azot trzy. Następnie gwiazdy są coraz mniejsze. Wielkie B o temperaturze 10000 - 28000 kelwinów i linii Hel. Wielkie A o temperaturze 7500 - 10000 kelwinów i linii wodoru atomowego. Wielkie F o temperaturze 6000 - 7300 kelwinów, z jonami metalu. Wielkie G o temperaturze 5000 - 6000 kelwinów, linie Wapń dwa. Wielkie K o temperaturze 3500 - 5000 kelwinów z metalami neutralnymi. Wielkie M o temperaturze 2500 - 3500 kelwinów i liniach metali oraz tlenku tytanu.

Typ widmowy gwiazdy jest również związany z ich kolorem:

Dodatkowo do każdej litery odpowiadającej typowi widmowemu stosuje się podkategorie oznaczane cyfrą arabską.

Gwiazdy dzieli się również na klasy jasności:

0 – hiperolbrzymy – najjaśniejsze gwiazdy,

I – nadolbrzymy, czyli bardzo masywne gwiazdy na końcu swojego cyklu ewolucyjnego;

II – jasne olbrzymy,

III – olbrzymy, gwiazdy, które wyewoluowały z ciągu głównego;

IV – podolbrzymy, czyli gwiazdy, które zaczęły przejście z ciągu głównego do kategorii olbrzymów lub nadolbrzymów;

V - karły, czyli gwiazdy ciągu głównego. Są to gwiazdy „spalające” wodór w swoim jądrze;

VI - podkarły,

VII – białe karły, które nie są już w zasadzie gwiazdami, lecz jedynie świecącymi pozostałościami po gwieździe.

Klasa jasności jest związana z widmemwidmowidmem gwiazdy, a nie bezpośrednio z samą jasnością gwiazdy. Dlatego też przy klasyfikowaniu gwiazdy istotne jest podanie zarówno typu widmowego, jak i klasy jasności. Nasze Słońce jest żółtym karłem o typie G (dokładniej z kategorią 2) i klasie jasności V, co zapisuje się jako G2V.

RgokscDLpJ5qG

Rys. 2. Diagram Hertzsprunga‑Russella (HR) przedstawia rozkład gwiazd. Na osi poziomej znajduje się temperatura powierzchni w stopniach Celsjusza od 30000 do 3000, a na osi pionowej jasność absolutna gwiazdy odniesiona do jasności Słońca, podana w jednostkach jasności Słońca. Jasność podano w zakresie od 10 do potęgi minus piątej do 10 do potęgi szóstej. W lewym dolnym rogu przedstawiono białe karły. Po przekątnej, od lewego górnego rogu, przedstawiono ciąg główny wielkie B, po środku którego znajduje się Słońce, a w prawym dolnym rogu wielkie A wielkie B Doradus wielkie C. W prawym górnym rogu zaznaczono olbrzymy wielkie C i nadolbrzymy wielkie A.

Dzięki kombinacji klasy jasności gwiazdy oraz odpowiadającej jej barwie związanej z typem widmowym często stosuje się nazwy typu żółte karły, czerwone olbrzymy, niebieskie nadolbrzymy.

Na przykład:

Czerwony karzeł to małomasywna gwiazda (znacznie mniejsza od Słońca) ciągu głównego o późnym typie widmowym, oznaczana literami K lub M, należąca do najchłodniejszych gwiazd. Są to najdłużej ewoluujące gwiazdy. Przejście przez cykl życia zajmuje im nawet 10Indeks górny 13¹³ lat.

Żółty karzeł, czyli gwiazda ciągu głównego o typie G V – taka jak Słońce. Gwiazda ta przez większość swojego życia ma białawą barwę, a żółta robi się tuż przed odejściem z ciągu głównego, po którym stanie się czerwonym olbrzymem.

Czerwony olbrzym to olbrzymia gwiazda, o promieniach kilkaset razy większych od promienia obecnego Słońca, masach sięgających do 10 mas Słońca. Jest to etap końcowy ewolucji gwiazd małomasywnych. Takie gwiazdy znajdują się w górnej prawej części diagramu HR.

Błękitny olbrzym to bardzo masywna gwiazda o typie widmowym O lub B i III klasie jasności i wysokiej temperaturze. Współczesne modele ewolucji gwiazd zakładają, że takie gwiazdy kończą swoje życie po upływie kilku‑kilkudziesięciu milionów lat w wyniku wybuchu supernowej.

Często mylnie obiekty nazywane białymi karłami, gwiazdami neutronowymi i czarnymi dziurami nazywane są też gwiazdami. Są to obiekty, który pozostają w przestrzeni kosmicznej po zakończeniu cyklu ewolucyjnego przez gwiazdę. Zasadniczą różnicą pomiędzy tymi obiektami a gwiazdami jest to, że w ich wnętrzu nie zachodzą już reakcje termojądrowereakcje termojądrowereakcje termojądrowe. Białe karły i gwiazdy neutronowe wyświecają jedynie pozostałości energii, ale nie produkują nowej.

Gwiazdy zmienne

Niektóre gwiazdy w swoim życiu przechodzą okres zmienności. Są to gwiazdy, które okresowo zmieniają swoją jasność i promień w wyniku pulsacji. Są nimi na przykład Miry, cefeidy, typu RR Lutni. Zmienność gwiazd wynikająca z pulsacji jest etapem przejściowym w procesie ewolucji gwiazdy. Na przykład Miry to gwiazdy zmienne z grupy czerwonych olbrzymów, natomiast cefeidy w trakcie pulsacji zmieniają swój typ widmowy od A lub F w maksimum jasności, aż do M lub K w minimum jasności.

Słowniczek