Ewolucja gwiazd jest procesem napędzanym przez zmiany chemiczne materii gwiazd. Dzieje się tak na skutek reakcji jądrowych zachodzących we wnętrzu gwiazd.
Teorie dotyczące powstania gwiazd, mówią, że ich źródłem jest materia międzygwiazdowa składająca się głównie ze zjonizowanego gazu i różnego rodzaju pyłów. Niektóre z obłoków tej materii, które osiągają odpowiednią temperaturę i gęstość mogą zacząć się kurczyć a potem dzielić.
Z takich właśnie fragmentów powstają protogwiazdy.
Przez pewien czas są one nadal otoczone przez obłoki materii międzygwiazdowej. Protogwiazda nadal ulega kurczeniu, a jej temperatura w miarę zmniejszania się objętości stale wzrasta. W pewnym momencie jest ona już na tyle wysoka, że może dojść do zapoczątkowania reakcji termojądrowych.
W momencie gdy proces zamiany wodoru w hel staje się głównym źródłem energii gwiazdy, uzyskuje ona równowagę termodynamiczną i wchodzi w tzw. ciąg główny. Na tym etapie ewolucji gwiazdy spędzają większość swojego życia.
Zamiana wodoru w hel może zachodzić w dwóch różnych cyklach. Pierwszy to cykl p-p (protonowo - protonowy). W drugim cyklu biorą udział jądra węgla, azotu i tlenu. Nazywa się on cyklem CNO. W cyklu protonowo - protonowym powstaje np. 99% energii Słońca. Cykl CNO jest bardziej wydajny w wyższych temperaturach. Zawartość helu maleje wraz z wysokością . W otoczkach gwiazd reakcje termojądrowe w ogóle nie zachodzą.
Dla gwiazdy, która znajduje się na ciągu głównym przejście z cyklu p-p na cykl CNO zależy silnie od masy gwiazdy. Wraz z jej wzrostem bowiem rośnie temperatura w centrum.
W miarę jak wyczerpuje się wodór gwiazdy w ciągu głównym zaczynają powoli zwiększać swoją objętość. Rośnie również jasność takich gwiazd. Gdy wodór w centrum gwiazdy się wyczerpie, zaczyna być wykorzystywany ten w pobliżu jądra. Wtedy kończy się czas życia gwiazdy na ciągu głównym. Na tym etapie gwiazdy mają stale kurczące się, helowe jądra. Jasność takich gwiazd nie zmienia się.
Ponieważ otoczka gwiazdy rozszerza się powoduje to obniżenie temperatury gwiazdy. Staje się ona podolbrzymem i w konsekwencji olbrzymem.
Dalsze losy gwiazdy zależą od jej początkowej masy.
Te, których masa jest mniejsza bądź równa 2.5 mas Słońca, stają się czerwonymi olbrzymami. Zostaje zahamowany proces kurczenia się jąder, a w otoczkach pojawia się konwekcja.
Gdy temperatura zdegenerowanego jądra wzrośnie do około 100 mln K, przy osiągniętej masie 0.5 masy Słońca dochodzi do zapoczątkowania reakcji spalania helu. Powoduje to dalszy wzrost temperatury i zwiększenie produkcji energii. Temperatura wzrasta aż do tzw. błysku helowego. Jeżeli jednak masa gwiazdy na etapie olbrzyma nie osiągnie pół masy Słońca to nie dochodzi do błysku helowego. W wyniku wyczerpania się paliwa gwiazda przekształca się w białego karła.
Po błysku helowym otoczka gwiazdy zaczyna się kurczyć, dochodzi do zmiany struktury gwiazdy.
W tym czasie źródłami energii są : spalanie wodoru w otoczce jądrowej oraz spalanie helu.
Po spaleniu wszystkich zapasów helu dochodzi do utworzenia jądra węglowo - tlenowego. W miarę wzrostu jego masy dochodzi do degeneracji gazu elektronowego.
Masa takiej gwiazdy maleje, cały czas maleje również otoczka wodorowa wokół jądra. W pewnym momencie zaczyna się ona kurczyć. Powoduje to wzrost temperatury na powierzchni gwiazdy. Temperatura ciągle rośnie, aż jest tak wysoka, że promieniowanie gwiazdy zaczyna wywoływać jonizację materii wokół gwiazdy. Ten etap w życiu gwiazdy to około kilkaset tysięcy lat. W tym czasie zjonizowana materia jest widoczna wokół gwiazdy jako mgławica planetarna.
Dochodzi do powolnej utraty źródeł energii i gwiazda przekształca się w białego karła. W miarę jak zmniejsza się jego temperatura zmniejsza się również jego jasność. W konsekwencji staje się czarnym karłem.
W gwiazdach o masach większych bądź równych ośmiu masom Słońca procesy spalania helu i węgla zachodzą spokojnie. Na skutek reakcji zachodzących w jądrach produkowane są bardzo duże ilości neutrin, które unoszą spore ilości energii. Na skutek tego procesu węgiel wyczerpuje się dosyć szybko, bo już w ciągu kilkuset lat. Po jego wyczerpaniu spalany jest tlen, a następnie krzem. W konsekwencji dochodzi do wytworzenia jądra zbudowanego z żelaza i pierwiastków tej samej grupy. Zaczyna się ono zapadać i dochodzi do wybuchu supernowej. "Pamiątką" po eksplozji są gwiazdy neutronowe.
Również czarne dziury to pozostałości takich wybuchów. Dotyczy to jednak tylko gwiazd o największych masach.
Komentarze (0)