Gwiazdy – krótka charakterystyka

Gwiazdy są ogromnymi, samoświecącymi kulami gazowymi o masach od 0.08 do 100 mas Słońca. Gwiazdy są zdolne do emisji promieniowania ze względu na bardzo wysoką temperaturę powierzchni.

Na podstawie obserwacji spektroskopowych można stwierdzić, że większość gwiazd charakteryzuje się podobnym składem chemicznym warstw powierzchniowych. Około 70% stanowi wodór , hel 25 % , a pozostałe to pierwiastki cięższe, głównie tlen, azot i węgiel.

Są jednak gwiazdy, które wykazują wyraźne odstępstwa od tego składu chemicznego. I tak np. białe karły nie zawierają wodoru.

Gwiazdy wykazują wyraźne różnice w barwie wysyłanego przez nie światła. Jest to związane z różnicą temperatur powierzchni poszczególnych gwiazd. Gwiazdy młode świecą na biało - niebiesko. Gwiazdy czerwone są zimniejsze od niebieskich i zwykle od nich starsze.

W przybliżeniu promieniowanie gwiazdy może być traktowane jak promieniowanie ciała doskonale czarnego. W rzeczywistości jednak dochodzące do obserwatora światło gwiazdy jest mieszaniną promieniowania z różnych warstw atmosfery gwiazdowej. Widmo to jest zniekształcane przez powstawanie dodatkowych linii absorpcyjnych na skutek pochłaniania promieniowania przez jony i atomy w atmosferze. Ta ilość energii dochodząca do obserwatora na Ziemi nazywa się jasnością obserwowaną.

Natomiast energia wysyłana przez gwiazdę w przestrzeń kosmiczna nazywa się jasnością absolutną i zależy tylko od jasności rzeczywistej, którą trudno jest porównać z Ziemi.

Należy dodać, że atmosfera gwiazdowa jest nieprzezroczysta dla promieniowania pochodzącego z wewnętrznych warstw gwiazdy.

Szybkość wypromieniowywania energii przez gwiazdę nazywa się mocą promieniowania. Zależy ona od masy gwiazdy będącej jego źródłem.

Podstawowym źródłem energii większości gwiazd reakcje jądrowe zachodzące w ich wnętrzu. W wyniku tych reakcji dochodzi do przemiany wodoru w hel. Może się to odbywać w dwóch cyklach:

• cykl p-p - protonowo - protonowy- jest to reakcja między protonami
• cykl CNO- uczestniczą w nim jądra węgla, azotu i tlenu

Do pozostałych reakcji jądrowych zachodzących we wnętrzu gwiazd należą: reakcje "spalania" helu, tam gdzie wodór się już wyczerpie oraz "spalanie" pierwiastków cięższych od helu (dla masywnych gwiazd).

Przypuszcza się, że zmiany składu chemicznego gwiazdy na skutek reakcji jądrowych są przyczyną ewolucji gwiazd.

Początek wszystkich gwiazd stanowią fragmenty kurczących się obłoków materii międzygwiazdowej. W pierwszym etapie dochodzi do kondensacji materii w mgławicy i powstaje tzw. protogwiazda. Przez pewien czas protogwiazda otoczona jest jeszcze zewnętrznymi warstwami obłoków. W tym czasie kurczy się czerpiąc energię z kontrakcji grawitacyjnej. Następuje wzrost gęstości gwiazdy. Rośnie również jej temperatura do momentu osiągnięcia pułapu wystarczającego do zapoczątkowania reakcji jądrowych. Od tego momentu gwiazda zaczyna świecić. Gwiazda osiąga w tym momencie tzw. ciąg główny wieku zerowego.

Gwiazdy zatrzymują się na tym ciągu, gdzie spędzają więcej niż połowę swojego życia. W tym czasie w centrach tych gwiazd wodór ulega powolnej przemianie w hel. W tym stadium dochodzi do wzrostu promienia gwiazdy, jej jasności oraz spadek temperatury.

W momencie, gdy cały wodór z centrum gwiazdy zamieni się w hel dochodzi do kurczenia się jądra gwiazdy i wzrostu jego temperatury. W tym samym czasie zewnętrzne warstwy gwiazdy stygną. Wraz ze zmniejszaniem się temperatury rośnie promień gwiazdy, jednak jej jasność się nie zmienia.

Na tym etapie ewolucji źródło energii nadal stanowi wodór zgromadzony w cienkiej warstwie otaczającej jądro.

Gwiazda staje się czerwonym podolbrzymem, olbrzymem lub nadolbrzymem.

We wnętrzu nadolbrzyma panuje bardzo wysokie ciśnienie. Jest ono tak duże, że może dojść do syntezy żelaza. Wtedy gwiazda zapada się, eksploduje dając w konsekwencji tzw. supernową. Z kolei supernowa może ulec przekształceniu w gwiazdę neutronową lub pulsar.

Rozmiary gwiazd są bardzo zróżnicowane. Słońce ze swoim promieniem wynoszącym 696 tys. km jest gwiazdą bardzo przeciętną. Największe rozmiary osiągają gwiazdy zwane czerwonymi nadolbrzymami. Do tej grupy gwiazd należą: Betelgeza i Antares. Średnice obu są kilkaset razy większe od średnicy Słońca. Jest jednak jeszcze większa gwiazda - Cep, której promień osiąga wartość trzy tysiące razy większą od promienia Słońca.

Z drugiej jednak strony istnieją również gwiazdy o średnicach mniejszych od Słońca. Są to np. białe karły o średnicach rzędu 10 tys. km.