Ewolucja gwiazd - Polski Serwis Naukowy

Obszar gwiazdotwórczy LH 95 w Wielkim Obłoku Magellana

Ewolucja gwiazdy – w astronomii sekwencje zmian, które gwiazda przechodzi podczas całego swojego życia, w ciągu milionów czy miliardów lat, emitując przy tym promieniowanie.

Zmiany ewolucyjne gwiazd, poza nielicznymi wyjątkami, nie są obserwowane bezpośrednio, gdyż odbywają się bardzo wolno. Astronomowie obserwują wiele gwiazd i efekty zjawisk zachodzących w gwiazdach, na różnym etapie ich życia, tworzą modele ewolucji gwiazd, których przewidywania porównują z obserwacjami, weryfikując w ten sposób modele.

Galaktyka (z gr. γαλα – mleko) – duży, grawitacyjnie związany układ gwiazd, pyłu i gazu międzygwiazdowego oraz niewidocznej ciemnej materii. Typowa galaktyka zawiera od 107do 1012 gwiazd, orbitujących wokół środka swojej masy.
Globula Boka (Mgławica Boka) (łac. globulus "kulka") - rodzaj ciemnej mgławicy, składającej się z gęstego pyłu i gazu, w których ma miejsce proces tworzenia się gwiazd. Typowa masa takiego ciała wynosi 10-50 mas Słońca, a rozmiary są rzędu roku świetlnego lub więcej[1]. Chmura zawiera molekuły wodoru (H2), tlenków węgla i helu oraz około 1% krzemionki. Globule Boka powstają najczęściej w wyniku formowania się układów podwójnych lub wielokrotnych gwiazd [2].

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 wodoru w molekuły H2, w wyniku czego powstaje obłok molekularny (ang. Giant Molecular Cloud - GMC). Typowa gęstość obłoku molekularnego to kilka milionów cząstek w cm. Masa GMC wynosi od 100 000 do 10 000 000 mas Słońca, a rozmiary obłoku są rzędu od 50 do 300 lat świetlnych.

Grawitacja (ciążenie powszechne) - jedno z czterech oddziaływań podstawowych, będące zjawiskiem naturalnym polegającym na tym, że wszystkie obiekty posiadające masę oddziałują na siebie wzajemnie przyciągając się.
Absolutna wielkość gwiazdowa jest to obserwowana wielkość gwiazdowa (a zatem wyrażona w magnitudo), jaką miałby obiekt oglądany z pewnej ustalonej odległości, przy braku pochłaniania światła w przestrzeni międzygwiezdnej. W przypadku obiektów poza Układem Słonecznym przyjęto jako odległość odniesienia 10 parseków. Zależność pomiędzy wielkością obserwowaną, a absolutną można wyrazić za pomocą wzoru:

NGC 604, obszar tworzenia się gwiazd w galaktyce Triangulum - Trójkąta

Obłoki pyłowo-gazowe wypełniające galaktyki mogą zagęszczać się w wyniku lokalnej fluktuacji gęstości, ale częściej dochodzi do zagęszczenia w wyniku "zderzenia" dwóch obłoków. Inicjatorem zagęszczania się materii obłoku może być silne promieniowanie elektromagnetyczne będące wynikiem wybuchu innej gwiazdy, powoduje ono ruch cząsteczek obłoku od jednej strony, tworząc linowy wzrost zagęszczenia. Stopniowo obłok ten zaczyna się zapadać pod wpływem grawitacji, zapadaniu przeciwdziała ciśnienie obłoku, wywołane temperaturą gazu.

Gwiazda zmienna – gwiazda, która w znaczący sposób zmienia swoją jasność. Ogólnie rzecz biorąc, każda gwiazda wykazuje drobne fluktuacje jasności, ale są one w większości przypadków praktycznie niezauważalne – na przykład jasność Słońca zmienia się o ok. 0,1% w 11-letnim cyklu.
Diagram Hertzsprunga-Russella (H-R) – wykres klasyfikujący gwiazdy. Został skonstruowany w 1911 r. przez E. Hertzsprunga, a w 1913 r. udoskonalony przez H.N. Russella.

Zapadający się obłok fragmentuje się na mniejsze obłoki. Obłoki o masie około 50 mas Słońca mogą tworzyć pojedynczą gwiazdę. W tych obłokach gaz się rozgrzewa kosztem energii potencjalnej, a obłok staje się sferyczną obracającą się protogwiazdą.

W początkowym stadium protogwiazda jest ukryta wewnątrz gęstego obłoku gazu i pyłu. Czasami widać sylwetkę takiego kokonu na tle silnie emitującego gazu (mgławice Boka).

W wyniku zapadania grawitacyjnego obłoku rośnie gęstość i temperatura. Jeżeli jest wystarczająco masywny, po odpowiednim wzroście temperatury (do około 15 mln K) w jego wnętrzu rozpoczynają się procesy syntezy jądrowej, i rodzi się nowa gwiazda.

Gwiazda dziwna (gwiazda kwarkowa) – hipotetyczny typ gwiazdy zbudowanej z materii dziwnej. Istnienie takiej ultragęstej materii jest spekulowane wewnątrz bardzo masywnych gwiazd neutronowych. Modele teoretyczne sugerują, że gdy materia jądrowa w gwieździe (neutrinium – materia jądrowa w równowadze ze względu na słaby rozpad β) znajduje się pod wpływem dostatecznie dużego ciśnienia pochodzącego od grawitacji gwiazdy, zachodzi w niej proces dezintegracji nukleonów do materii kwarkowej. Gwiazda kwarkowa jest układem zawierającym plazmę kwarkową w równowadze ze względu na rozpad β (podobnie jak rozpad neutronów w gwieździe neutronowej), w skład której wchodzą kwarki (u, d, s) i gluony. Obecność gluonów opisuje stała B (nazywana stałą worka) oraz zmiana masy kwarków (masa efektywna). W chromodynamice (QCD) kwarki zyskują w plazmie kwarkowo-gluonowej znaczne masy (mu*=md* ~ 330 MeV/c², ms* ~ 450 MeV/c² (masy konstytuentne)). Swobodne kwarki gdy są ekstremalnie blisko siebie (swoboda asymptotyczna) posiadają niewielkie masy ((mu*=md* ~ 7 MeV/c², ms* ~ 150 MeV/c² (masy bieżące)).
Błękitny karzeł - to hipotetyczna gwiazda powstała z czerwonego karła, kiedy ten wyczerpie większość zapasów paliwa wodorowego. Przewidywana długość życia czerwonych karłów jest większa niż obecny wiek Wszechświata (szacuje się, że mogą żyć od kilku do kilkuset miliardów lat), z uwagi na powolne tempo fuzji jądrowej i konwektywność w całej ich objętości (ruchy plazmy powodują, że hel nie odkłada się w jądrze, dzięki czemu czerwony karzeł może spalić cały wodór) . Żaden błękitny karzeł nie mógł więc jeszcze powstać. Kiedy jasność gwiazdy wzrasta z jej wiekiem, promień i temperatura też wzrastają. Jeśli wzrost temperatury jest przeważający, gwiazda nie stanie się czerwonym olbrzymem, ale błękitnym karłem.

Masa niektórych protogwiazd jest zbyt mała, by mogły rozpocząć reakcje syntezy jądrowej (m<0,075 masy Słońca). Taka protogwiazda nazywana brązowym karłem (ścieżka 1) umiera wolno, ochładzając się (wypromieniowując energię) w ciągu setek milionów lat.

Fizyczne podstawy ewolucji gwiazd

Cykl życiowy Słońca

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.

Wodór (H, łac. hydrogenium) – pierwiastek chemiczny, niemetal z bloku s układu okresowego. Jest to najprostszy możliwy pierwiastek o liczbie atomowej 1, składający się z jednego protonu i jednego elektronu.
Hel (He, łac. helium) – pierwiastek chemiczny, z grupy gazów szlachetnych w układzie okresowym. Jest po wodorze drugim najbardziej rozpowszechnionym pierwiastkiem chemicznym we wszechświecie, jednak na Ziemi występuje wyłącznie w śladowych ilościach (4·10-7% w górnych warstwach atmosfery).

Równowaga w gwieździe jest dynamiczna, a jej warunki zmieniają się w miarę upływu czasu. Wzrost energii wydzielającej się w centrum gwiazdy powoduje wzrost temperatury, co z kolei owocuje rozprężeniem się gazu, które skutkuje zmniejszeniem się liczby zderzających się cząsteczek i zmniejszeniem się szybkości reakcji termojądrowych, co prowadzi do zmniejszenia temperatury itd. Zmiany mogą być powolne, ale mogą też być w pewnych obszarach gwiazdy gwałtowne, co obserwujemy pośrednio jako rozbłyski na Słońcu. Ale globalnie gwiazda jest stabilna przez dłuższy czas.

Temperatura – jedna z podstawowych ) w termodynamice, będąca miarą stopnia nagrzania ciał. Temperaturę można ściśle zdefiniować tylko dla stanów równowagi termodynamicznej, bowiem z termodynamicznego punktu widzenia jest ona wielkością reprezentującą wspólną własność dwóch układów pozostających w równowadze ze sobą. Temperatura jest związana ze średnią energią kinetyczną ruchu i drgań wszystkich cząsteczek tworzących dany układ i jest miarą tej energii.
Kelwin – jednostka temperatury w układzie SI równa 1/273,16 temperatury termodynamicznej punktu potrójnego wody, oznaczana K. Definicja ta odnosi się do wody o następującym składzie izotopowym: 0,00015576 mola 2H na jeden mol 1H, 0,0003799 mola 17O na jeden mol 16O i 0,0020052 mola 18O na jeden mol 16O[1].

Stan gazu w wybranym obszarze gwiazdy możemy opisywać jako równanie stanu gazu. Ciśnienie panujące w danej odległości od środka gwiazdy zależy od ciśnienia wytworzonego przez zewnętrzne warstwy gwiazdy przyciągane przez wewnętrzną część gwiazdy (podobnie jak ciśnienie atmosferyczne Ziemi), a te zależą od masy gwiazdy. W danej temperaturze ciśnienie wpływa na liczbę cząsteczek w danej objętości, czyli na szybkość reakcji termojądrowej.

Hiperolbrzymy – najjaśniejsze i największe gwiazdy mające klasę jasności O. Są niezwykle rzadkie, najbliższy nam hiperolbrzym to VV Cephei odległy od Ziemi o około 3000 lat świetlnych. Hiperolbrzymy są nawet 100 razy masywniejsze od Słońca i tysiące razy jaśniejsze od niego. Średnice niektórych hiperolbrzymów są porównywalne ze średnicą orbity Saturna. Gwiazdy te żyją względnie krótko, około miliona lat.
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.

Energia powstająca w centrum gwiazdy jest przenoszona na zewnątrz w wyniku promieniowania wysokoenergetycznego, promieniowania cieplnego, konwekcji i przewodnictwa cieplnego. Na ruch zjonizowanych cząstek ma wpływ pole magnetyczne gwiazdy i odwrotnie - ruch zjonizowanych cząstek wywołuje pole magnetyczne. W miarę wypalania się (łączenia się w cięższe) lekkich pierwiastków wzrasta udział cięższych pierwiastków, zmniejsza się liczba cząstek, co w danej temperaturze sprawia, że maleje objętość gazu. Zmniejszenie objętości zwiększa przyciąganie grawitacyjne gwiazdy, ale jednocześnie spada przewodnictwo cieplne gazu. W wyniku czego wnętrze gwiazdy nagrzewa się jeszcze bardziej, a proces syntezy termojądrowej przestaje być stabilny.

Terminem supernowa określa się kilka rodzajów kosmicznych eksplozji, które powodują powstanie na niebie niezwykle jasnego obiektu, który już po kilku tygodniach bądź miesiącach staje się niemal niewidoczny. Istnieją dwie możliwe drogi prowadzące do takiego wybuchu: w jądrze masywnej gwiazdy przestały zachodzić reakcje termojądrowe i pozbawiona ciśnienia promieniowania zaczyna zapadać się pod własnym ciężarem, lub też biały karzeł tak długo pobierał masę z sąsiedniej gwiazdy, aż przekroczył masę Chandrasekhara, co spowodowało eksplozję termojądrową. W obydwu przypadkach, następująca eksplozja supernowej z ogromną siłą wyrzuca w przestrzeń większość lub całą materię gwiazdy. Utworzona w ten sposób mgławica jest bardzo nietrwała i ulega całkowitemu zniszczeniu już po okresie kilkudziesięciu tysięcy lat, znikając zupełnie bez śladu. Z tego powodu w naszej Galaktyce znamy obecnie zaledwie 265 pozostałości po supernowych, choć szacunkowa liczba tego rodzaju wybuchów w ciągu ostatnich kilku miliardów lat jest rzędu wielu milionów.
Czerwony karzeł – mała i stosunkowo chłodna gwiazda ciągu głównego późnego typu widmowego K lub M. Masa i średnica gwiazd tego typu stanowi mniej niż 1/3 tych wielkości Słońca. Temperatura powierzchni wynosi najwyżej 3 500 K. Gwiazdy te emitują niewielkie ilości światła, czasem nawet tylko 1/10 000 ilości światła słonecznego. Z powodu wolnego tempa spalania wodoru, ich szacowany czas życia jest bardzo długi i wynosi od dziesiątek miliardów do bilionów lat.

By wyjaśnić wiele zjawisk zachodzących w gwieździe, nie można poprzestać na wyżej przedstawionym powoli ewoluującym układzie statycznym, trzeba rozpatrywać gwiazdy (szczególnie w niektórych etapach jej ewolucji) jako dynamiczną strukturę targaną lokalnymi, jak i globalnymi wybuchami. W pewnych momentach gwiazda w swym wnętrzu wytwarza zbyt małe ciśnienie, w wyniku czego następuje zapadanie się zewnętrznych warstw gwiazdy, zapadanie wywołuje wzrost gęstości i temperatury w rozważanym obszarze, które wywołują wzrost szybkości reakcji jądrowych, oraz wzrost temperatury i ciśnienia. Zwiększanie ciśnienia sprawia, że gwiazda przestaje się kurczyć i zaczyna się rozdymać, proces ten przypomina wybuch. Gwiazda w takim procesie wyrzuca w przestrzeń swoją otoczkę, której część ucieka w przestrzeń, ale część powraca wywołując wzrost ciśnienia w gwieździe. W ten sposób powstają pierścienie mgławic planetarnych. Jeżeli gwiazda obraca się szybko, jej promień biegunowy jest mniejszy niż promień równikowy, wzrost temperatury wybuchu szybciej i intensywniej przebije się na biegunach niż na równiku, w wyniku czego formujący się pierścień mgławicy będzie owalny, a wypływ materii szybszy w okolicach biegunowych.

Reguła Pauliego, zwana też zakazem Pauliego, została zaproponowana przez Wolfganga Pauliego w 1925 dla wyjaśnienia zachowania się fermionów, czyli cząstek o spinie połówkowym. Reguła Pauliego jest szczególnym przypadkiem ogólniejszego twierdzenia o związku spinu ze statystyką.
Czerwony olbrzym – gwiazda będąca na schyłkowym etapie ewolucji. Nazwa pochodzi od ich obserwowanej barwy i dużych rozmiarów. Gwiazda po zsyntetyzowaniu helu z całej ilości wodoru w jądrze zaczyna syntezę helu z warstw wodoru położonych bliżej jej powierzchni, co powoduje znaczne zwiększenie rozmiarów gwiazdy. Jądro zaś zapada się pod wpływem sił grawitacji, co powoduje wzrost jego temperatury i w efekcie rozpoczęcie reakcji termojądrowych polegających na syntezie węgla z helu. Następuje zmniejszenie gęstości, temperatury i zmiana barwy gwiazdy w kierunku czerwieni.

Ewolucja gwiazdy zależy głównie od masy zapadającego się obłoku i spełnia kilka schematów ewolucji gwiazdy zależne od masy początkowej obłoku. Słońce należy do czwartego schematu ewolucyjnego.

Schematy ewolucji gwiazdy:

protogwiazda → hiperolbrzym → pair instability supernova → całkowite rozerwanie 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 → błękitny karzeł*

protogwiazda → brązowy karzeł → czarny karzeł*

*Wszechświat istnieje zbyt krótko, by jakiekolwiek czarne karły zdążyły powstać

Ogólna teoria względności (OTW) – popularna nazwa teorii grawitacji formułowanej przez Alberta Einsteina w latach 1907 – 1915, a opublikowanej w roku 1916.
Energia potencjalna – energia jaką ma układ ciał umieszczony w polu sił zachowawczych [1], wynikająca z rozmieszczenia tych ciał. Równa jest pracy, jaką trzeba wykonać, aby uzyskać daną konfigurację ciał, wychodząc od innego rozmieszczenia, dla którego umownie przyjmuje się jej wartość równą zero[2]. Konfigurację odniesienia dla danego układu fizycznego dobiera się zazwyczaj w ten sposób, aby układ miał w tej konfiguracji minimum energii potencjalnej. Podobnie jak pracę, energię potencjalną mierzy się w dżulach [J].

czytaj dalej: [2], [3]

w oparciu o Wikipedię (licencja GFDL, CC-BY-SA 3.0, autorzy, historia, edycja)