Proces ewolucji gwiazd. Zmienność gwiazd

Na początek należy uświadomić sobie czym tak naprawdę są gwiazdy. Są to gazowe kule mające bardzo duże rozmiary. Gwiazdy mogą emitować światło i poprzez to być widoczne dzięki bardzo wysokim temperaturom ich powierzchni. Temperatury takie mogą być utrzymywane ponieważ we wnętrzu gwiazd zachodzą procesy będące źródłem energii gwiazd. Przeważnie są to reakcje jądrowe. We Wszechświecie ciągle zachodzą narodziny nowych gwiazd, ich ewolucja a wreszcie umieranie. W gwiazdach powstają wszystkie za wyjątkiem wodoru i helu pierwiastki obecne we Wszechświecie. Dla powstania życia szczególnie ważne wydają się być: azot, węgiel i tlen.

Gwiazdy formują się na niebie w układy zwane gwiazdozbiorami. Mają one umownie wyznaczone granice i zostały wprowadzone w celu orientacji na niebie. Pierwsze gwiazdozbiory zostały wydzielone na niebie już w czasach starożytnych. Nazwy tych gwiazdozbiorów pochodziły przeważnie z mitologii greckiej przetrwały przeważnie do dnia dzisiejszego. Znacznie później bo dopiero w czasach nowożytnych wydzielono gwiazdozbiory na niebie południowym. Ta półkula stała się bowiem dostępna dopiero w dobie wielkich odkryć geograficznych. Gwiazdozbiory na niebie południowym noszą nazwy urządzeń naukowych lub technicznych. I tak istnieje np. teleskop , mikroskop czy pompa.

Początkowo granice gwiazdozbiorów nie były dokładnie określone. Ich kształty sprecyzowano dopiero na początku dwudziestego wieku. Obecnie wyróżnia się 88 gwiazdozbiorów.

W roku 1603 została wprowadzona zasada oznaczania najjaśniejszych gwiazd w każdym gwiazdozbiorze za pomocą kolejnych liter alfabetu grackiego według malejącej jasności. Reguła ta stosowana jest po dzień dzisiejszy.

Tak więc jasność jest jedną z wielości charakteryzujących gwiazdy . Istnieje wiele określeń wprowadzonych w celu scharakteryzowania energii emitowanej przez gwiazdę. W celu sprecyzowania o jaką energie tak naprawdę chodzi wprowadzono następujące rozróżnienia. I tak ilość energii wysyłana przez daną gwiazdę w przestrzeń kosmiczną nazywana jest jasnością absolutną. Różnice między jasnościami absolutnymi poszczególnych gwiazd mogą być bardzo duże. Obecnie określa się, że najsłabsza gwiazda świeci około bilion razy słabiej niż gwiazda najjaśniejsza. Jasność obserwowana danej gwiazdy natomiast jest to ilość energii , która dochodzi od danej gwiazdy do obserwatora na naszej planecie. Tak więc jasność absolutna charakteryzuje moc promieniowania danej gwiazdy, a jasność obserwowana jest miarą oświetlenia Ziemi przez daną gwiazdę.

Wśród gwiazd duże różnice występują także w rozmiarach i masach . Jeśli chodzi o masy to gwiazdy najbardziej masywne maja masy równe około stu masom Słońca. Przyjmuje się obecnie , że gwiazda o największej masie jest HDE 269 810. Masa tej gwiazdy wynosi 190 mas słonecznych. Natomiast najmniejsza gwiazda ma masę równą 0.02 masy Słońca.

Rozmiary gwiazd są silniej zróżnicowane niż ich masy . I tak największy promień ma gwiazda Cep. Jej promień jest około trzech tysięcy razy większy od promienia Słońca, który wynosi 696 tysięcy kilometrów.

Różnice w parametrach charakteryzujących gwiazdy wynikają ściśle z ich masy oraz z etapu ewolucji, na którym się obecnie znajdują. Gwiazdy, które są w danym momencie na takim samym etapie ewolucyjnym, ale mają różne masy będą miały np. różne jasności.

W ewolucji gwiazd można wyróżnić trzy różne skale czasowe. Pierwsza z nich to tzw. skala jądrowa. Jest to czas, w którym energia gwiazdy jest podtrzymywana kosztem reakcji jądrowych zachodzących w jej wnętrzu. Skalę tą stosuje się zwykle do gwiazd na ciągu głównym. Drugą stosowaną skalą jest skala termiczna. Zwana jest także skalą Kelvina - Helmholtza. Jest to okres, w którym dana gwiazda może świecić kosztem swojej energii termicznej w procesie stygnięcia albo grawitacyjnej dzięki kurczeniu się. Skala ta opisuje ewolucję gwiazdy przed ciągiem głównym. Skala ta jest funkcją masy gwiazdy. I znowu im mniejsza masa tym okres jest krótszy. Dla Słońca np. skala termiczna wynosi około 30 milionów lat, a dla gwiazd dużo bardziej masywnych około 20 tysięcy lat.

Trzecią skalą jest skala dynamiczna. Jest to skala zjawisk dynamicznych dla danej gwiazdy. Jeśli gwiazdy znajdują się w ciągu głównym to ich skala dynamiczna jest słabo zróżnicowana czasowo. Waha się od kilku minut do kilku godzin.

Dużo krótsza jest ta skala np. dla gwiazd neutronowych, wynosi kilka milisekund. Ale już np. dla czerwonych nadolbrzymów wynosi kilka lat.

Wiadomo obecnie, że wszystkie gwiazdy mają swój początek w materii międzygwiazdowej. Gaz międzygwiazdowy może przyjmować dwie struktury. Mianowicie może formować gęste obłoki lub rzadki ośrodek międzyobłoczny. Obłoki gazu z kolei mogą przyjmować postać: zjonizowanego wodoru, wodoru atomowego i ciemnych obłoków. To właśnie w ciemnych obłokach znajdują się zalążki gwiazd. Jeśli dany obłok spełni kryterium Jeansa dotyczące masy, gęstości i temperatury to może w nim zostać zapoczątkowany kolaps grawitacyjny. Obłok zaczyna się kurczyć i dzielić na mniejsze fragmenty, które również ulegają kurczeniu.

W wyniku tego procesu powstają obiekty zwane protogwiazdami. Początkowo jeszcze protogwiazdy nadal otoczone są przez zewnętrzne warstwy obłoku, które cały czas ulegają kolapsowi. Wówczas protogwiazda jest już w równowadze hydrostatycznej. Nadal jednak ulega kurczeniu się w termicznej skali czasowej. Energie czerpie właśnie z kontrakcji grawitacyjnej. Cały czas więc dochodzi do podwyższania się temperatury gwiazdy, aż do momentu gdy temperatura jest już na tyle wysoka, że mogą rozpocząć się reakcje jądrowe polegające na przekształcaniu się wodoru w hel. W momencie gdy energia jądrowa staje się dominującą formą energii zanikowi ulega kontrakcja grawitacyjna. Wtedy gwiazda jest już w równowadze termicznej. Wchodzi wtedy w nowy etap ewolucji mianowicie na ciąg główny. Gdy obłoki mają wystarczająco dużą masę wchodzą na ciąg główny zanim jeszcze zakończy się kolaps zewnętrznych warstw obłoku. Natomiast jeśli obłoki są mniej masywne wtedy mimo, że zakończy się kolaps obłoku gwiazda nie wchodzi jeszcze na ciąg główny. Gwiazda przemieszcza się w kierunku ciągu głównego cały czas się kurcząc w termicznej skali czasowej. Obecnie w kierunku ciągu głównego podąża grupa gwiazd typu T Tau.

Moment, w którym w gwieździe rozpoczynają się reakcje jądrowe zwany jest momentem zerowym w wieku gwiazdy. Charakterystyczną cechą na tym etapie ewolucji jest jednolity skład chemiczny gwiazdy. Gwiazdy o największych masach zajmują górny kraniec ciągu głównego, natomiast te o masach mniejszych zajmują dolny kraniec . Jeśli masa gwiazdy jest mniejsza niż 0.085 masy Słońca to w ogóle nie rozpoczynają się w niej reakcje jądrowe. Obiekty takie zwane są brązowymi karłami.

Największy procent życia gwiazdy przypada na ciąg główny. Jest to około 70 - 90%. To jak długi czasowo jest to okres zależy już od masy konkretnej gwiazdy. Dla gwiazd najbardziej masywnych okres ten wynosi od 2 do 3 milionów lat. Dal gwiazd mniej masywnych okres ten jest znacznie dłuższy. Słońce np. będzie przebywało na ciągu głównym około 10 miliardów lat. W chwili obecnej wszystkie gwiazdy o masie mniejszej lub równej 80 % masy Słońca znajdują się właśnie na ciągu głównym lub jeszcze nie weszły w ten etap ewolucji.

przed tym etapem ewolucji. Należy przypomnieć, że cały czas na tym etapie paliwo jądrowe stanowi wodór. Gdy wodór w centrum gwiazdy całkowicie się skończy wtedy kończy się również ewolucja na ciągu głównym. Jądro gwiazdy składa się teraz z helu. Zaczyna się ono również kurczyć, dzięki czemu dochodzi do wzrostu temperatury. W tym czasie otoczka gwiazdy zaczyna zwiększać swoje rozmiary. Spalanie wodoru odbywa się teraz poza jądrem, w warstwie bezpośrednio je otaczającej. Na skutek rozszerzania się otoczki spada temperatura gwiazdy. Gwiazda staje się podolbrzymem a następnie olbrzymem. Dalszy scenariusz zależy od tego jaką masę miała dana gwiazda na początku swojej drogi.

Jeśli masa takiej gwiazdy była mniejsza bądź równa 2.5 masom Słońca gwiazda przesuwa się na diagramie Hertzsprunga-Russella po gałęzi czerwonych olbrzymów. W tym czasie w zewnętrznych warstwach gwiazdy rozpoczyna się konwekcja. W jądrze zaś dochodzi do gwałtownego wzrostu temperatury. W pewnym momencie zaczyna się proces spalania helu. Jest to tzw. błysk helowy. Po tym wydarzeniu zmienia się struktura gwiazdy i przemieszcza się ona na gałąź horyzontalną.

W gwiazdach, których masa na gałęzi czerwonych olbrzymów zmniejszyła się poniżej pół masy Słońca nie występuje "błysk helowy". Po wypaleniu się wodoru gwiazda przekształca się w białego karła.

W momencie gdy w gwieździe na gałęzi horyzontalnej dojdzie do całkowitego wypalenia się helu w jądrze gwiazda wraca w obszar czerwonych olbrzymów, ale tym razem zajmuje gałąź asymptotyczną.

Zarówno podczas przebywania na gałęzi czerwonych olbrzymów jak i na gałęzi asymptotycznej dochodzi do utraty przez gwiazdy dużej ilości materii. Gdy masa otoczki wodorowej zmniejszy się do wartości około 0.01 masy Słońca wówczas rozpoczyna się proces jej kurczenia. Jednocześnie wzrasta temperatura powierzchni gwiazdy. W pewnym momencie jest ona już na tyle wysoka , że rozpoczyna się proces jonizacji wyrzucanej materii. Na niebie zjawisko to obserwowane jest w postaci mgławicy planetarnej. W konsekwencji gwiazda staje się białym karłem.

Gwiazdy masywne czyli takie , których masa przekracza 8 mas Słońca w konsekwencji wybuchają w postaci supernowej typu II. Po eksplozji pozostaje gwiazda neutronowa. Natomiast po wybuchach najbardziej masywnych gwiazd pozostają czarne dziury.

Pierwszy rodzaj zmienności na jaki natrafiono w gwiazdach była zmiana blasku gwiazd. Wówczas zaprzeczono powszechnemu przekonaniu o tym, że wszystkie wielkości charakteryzujące gwiazdę pozostają stałe przez cały okres ich istnienia. W dzisiejszych czasach poznano ponad 30 tysięcy gwiazd zmiennych. Jednak sądzi się, ze ich liczba jest dużo większa.

Ze zmianą blasku gwiazdy związana jest także zmiana jej temperatury , rozmiarów oraz prędkości radialnych. Rodzinę gwiazd zmiennych dzieli się dodatkowo na mniejsze grupy. I trak wyróżnia się gwiazdy zmienne zaćmieniowe, gwiazdy z plamami na powierzchni oraz gwiazdy fizycznie zmienne.

Do grupy gwiazd zmiennych zaćmieniowych należą gwiazdy wchodzące w skład układów podwójnych. Zmiany blasku takich gwiazd związane są z ruchem orbitalnym tych układów. W czasie tego ruchu gwiazdy mogą bowiem nawzajem się zasłaniać. Zmiana blasku może także być spowodowana poprzez strumienie materii występujące w niektórych układach podwójnych a także poprzez nierównomierny rozkład temperatury powierzchni jednej z gwiazd układu.

Do grupy gwiazd z plamami na powierzchni należą zarówno pojedyncze gwiazdy jak i te wchodzące w skład układów podwójnych. Aktywność chromosferyczna tych gwiazd jest podobna do aktywności słonecznej. Jest jednak dużo silniejsza. Stad właśnie pojawiające się na powierzchni tych gwiazd olbrzymie plamy, dużo większe od plam słonecznych. Powstałe plamy powodują zmiany blasku. Okres tych zmian jest równy okresowi obrotu gwiazdy. W przypadku niektórych gwiazd zmianie blasku towarzyszą zmiany pola magnetycznego gwiazdy.

Do ostatniej grupy należą jak sama nazwa wskazuje gwiazdy które wykazują fizyczną zmienność. Zmienność ta przejawia się w takich cechach jak jasność, rozmiary oraz temperatura powierzchni. Wśród tych gwiazd wyróżnia się gwiazdy pulsujące oraz gwiazdy wybuchowe.