Gwiazdy. Przebieg ewolucji gwiazdy

Gwiazdy mają postać gazowych kul o ogromnych rozmiarach. Świecą dzięki temu, że temperatury ich powierzchni są bardzo wysokie. Jest to możliwe ponieważ we wnętrzu gwiazd zachodzą procesy pozwalające na utrzymanie tak wysokiej temperatury. 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. Maja one umownie wyznaczone granice i zostały wprowadzone w celu orientacji na niebie. Obecnie wyróżnia się 88 gwiazdozbiorów.

Jedną z wielości charakteryzujących gwiazdy jest ich jasność. 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.

Duże różnice występują także w rozmiarach i masach gwiazd. 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. Skala ta zazwyczaj odnosi się do gwiazd na ciągu głównym.

Ruga skala to skala termiczna. Jest to okres , w którym gwiazda świeci wykorzystując swoją energię termiczną lub grawitacyjną. Dochodzi zatem do stygnięcia lub kurczenia się gwiazdy.

Trzecia skala zwana jest skalą dynamiczną. Jest to skala zjawisk dynamicznych dla danej gwiazdy.

Początkiem wszystkich gwiazd jest materia międzygwiazdowa. Wiadomo, że gaz tworzący tą materią może przyjmować dwie postacie. 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 konsekwencji dochodzi do powstania obiektów zwanych protogwiazdami. Na początku swojego istnienia protogwiazdy są otoczone przez zewnętrzne warstwy obłoku, które cały czas ulegają kolapsowi. Protogwiazda charakteryzuje się już równowagą hydrostatyczną. Protogwiazda nadal się kurczy w termicznej skali czasowej. Źródłem energii jest kontrakcja grawitacyjna. 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. Gdy reakcje jądrowe stają się głównym źródłem energii gwiazdy zanika kontrakcja grawitacyjna. W tym czasie gwiazda uzyskuje równowagą termiczną. Wkracza w kolejny etap swojej ewolucji, a 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.

Na ciągu głównym każda gwiazda spędza większość swojego życia. Może to być od 70 do 90 % czasu jej istnienia. Jeśli chodzi o skalę czasową to zależy to od masy danej gwiazdy. I tak gwiazdy najbardziej masywne na ciągu głównym będą przebywały 2-3 milionów lat. Natomiast im mniejsza jest masa gwiazdy tym dłuższy czas spędzi ona na ciągu głównym.

Przewiduje się , że dla naszego Słońca okres przebywania na ciągu głównym to około 10 miliardów lat. Obecnie gwiazdy, których masa jest mniejsza bądź równa 0.8 masy Słońca znajdują się na ciągu głównym lub jeszcze przed tym etapem ewolucji. Należy przypomnieć, że cały czas na tym etapie paliwo jądrowe stanowi wodór. W miarę jego wyczerpywania w centrum gwiazdy zaczyna ona powoli zwiększać swoje rozmiary. 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.

I tak jeśli początkowa masa gwiazdy była mniejsza bądź równa 2.5 masom Słońca wtedy w trakcie kurczenia się jądra dochodzi do przekształcenia gazu swobodnych elektronów w gaz zdegenerowany. Dzięki temu dochodzi do spowolnienia procesów kurczenia się jądra. W tym czasie gwiazda przesuwa się na diagramie Hertzsprunga-Russella po gałęzi czerwonych olbrzymów. W pewnym momencie w zewnętrznych warstwach gwiazdy rozpoczyna się konwekcja. W momencie gdy jądro helowe gwiazdy osiągnie masę równą około pół masy Słońca wtedy temperatura jądra będzie sięgać stu milionów K. Taka temperatura wystarczy, aby została zapoczątkowana reakcja spalania helu. Doprowadza to do gwałtownego wzrostu temperatury gwiazdy. Z kolei temperatura napędza proces spalania helu. Dochodzi więc do lawinowego podwyższania się temperatury. Dzieje się tak do momentu zaniku degeneracji materii. W rzeczywistości jest to proces bardzo szybki, nosi nazwę "błysku helowego". Potem gwiazda dochodzi do zmiany struktury gwiazdy, jej otoczka zaczyna się kurczyć, a sama gwiazda przechodzi 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.

Na gałęzi horyzontalnej gwiazda czerpie energię ze spalania helu w jądrze oraz spalania wodoru w otoczce wokół jądra. Gdy hel w jądrze całkowicie się wypali będzie ono zbudowane wyłącznie z węgla i tlenu. W tym momencie gwiazda z gałęzi horyzontalnej przemieszcza się z powrotem 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. Ten etap ewolucji gwiazdy trwa kilkanaście tysięcy lat. Po całkowitym wyczerpaniu się resztek paliwa jądrowego gwiazda staje się białym karłem. W trakcie jego stygnięcia następuje stopniowe zmniejszanie jasności.

W gwiazdach masywnych czyli takich , których masa jest równa bądź przekracza osiem mas Słońca procesy spalania helu i węgla przebiegają spokojnie. Produktami spalania węgla są magnez i neon. Następnym etapem jest spalanie tlenu. W wyniku tych reakcji powstaje krzem, który staje się następnym paliwem. W wyniku spalania krzemu w centralnej części gwiazdy formuje się jądro. Jest ono zbudowane przez pierwiastki grupy żelaza. Jądro takie następnie się zapada i następuje wybuch supernowej typu II. Po eksplozji pozostaje gwiazda neutronowa. Natomiast po wybuchach najbardziej masywnych gwiazd pozostają czarne dziury.