Materia międzygwiazdowa to: 99 procent gazu oraz jeden procent pyłu.

Ewolucja ciał niebieskich

Przebieg ewolucji ciał niebieskich uzależniony jest tylko od jej masy w momencie rozpoczęcia się reakcji termojądrowych w jej środku (w małym stopniu uzależniona jest ona także od składu chemicznego) -- Bardziej masywne ciała niebieskie ewoluują o wiele szybciej.

Etapy życia ciała niebieskiego

Typowy przebieg ewolucji ciał niebieskich przedstawia się w następujący sposób:

  1. Kontrakcja gazu w obłoku molekularnym
  2. Posiadamy duży (masa od kilkuset tysięcy do 1000000 mas Słońca), chłodny (temp. rzędu dziesięciu Kalwinów) oraz gęsty obłok molekularny, który zawiera przede wszystkim wodór cząsteczkowy H2 z małą domieszką bardziej złożonych molekuł i pyłu.

W obłoku, na skutek np. nadejścia fali uderzeniowej, spowodowanej wybuchem pobliskiej supernowej, pojawiają się samograwitujące zagęszczenia o masie rzędu dziesięciu do stu M.

  1. Protogwiazda
  2. Podczas zapadania energia grawitacyjna ulega zamianie w ciepło, nagrzewając centrum obłoku. Gaz ogrzewa się do dwóch, a nawet trzech tys. K, byłby w stanie już świecić na czerwono, ale otaczający go kokon gazowo-pyłowy wchłania promieniowanie oraz emituje je dalej w podczerwieni oraz w zakres mikrofalowy.
  3. Gwiazda typu T Tauri
  4. Ciało niebieskie staje się widoczna z zewnątrz. Ogromny wiatr gwiazdowy wyrzuca pewien fragment masy ciała niebieskiego które się rodzi, rozwiewając równocześnie gazowo-pyłowy kokon. W środku zaczynają się reakcje zamiany wodoru w hel.
  5. Gwiazda ciągu głównego
  6. Ciało niebieskie trafia na ciąg główny w miejscu zdeterminowanym jej masą. Tworzy się równowaga hydrostatyczna. W jądrze pali się wodór. Ten etap zajmuje prawie 90% życia ciała niebieskiego.
  7. Nadolbrzym, olbrzym albo podolbrzym (zależnie od masy)
  8. W jądrze cały wodór zamienił się w hel, brakuje źródła energii, ciśnienie promieniowania będzie maleć. Zachwiana równowaga hydrostatyczna. Jądro się kurczy, jego temperatura będzie wzrastać zapalając wodór w otoczce, rośnie wydzielanie energii powodując rozdęcie zewnętrznych warstw gwiazdy. Gwiazda jest znacznie jaśniejsza, niż gdy sprawiając, że pojawia się wodór w jądrze. Powiększanie powierzchni przy stałym tempie wyrobu energii w otoczce doprowadza do spadku mocy na jednostkę powierzchni. W zgodzie z prawem Stefana Boltzmana będzie spadać temperatura otoczki oraz ciało niebieskie będzie świeci na czerwono. Jako olbrzym gwiazda jest w stanie wyrzucać duże ilości gazu w formie ,,wiatru".

W jądrze, które się kurczy będzie rosła temperatura tworząc warunki do rozpoczynania się syntezy cięższych pierwiastków. Im większa masa tym więcej razy zachodzi cały proces, który powtarza się dla coraz większych liczb atomowych: hel ulega zamianie w węgiel, węgiel w tlen, tlen w krzem, krzem w żelazo, przy czym na wszystkich tych etapach tworzą się również inne pierwiastki. Na żelazie cykl się kończy. Ciało niebieskie przypomina cebulę, która składa się z koncentrycznych powłok, które zawierają po kolei (w przypadku ogromnych ciał niebieskich, i tylko w uproszczeniu) wodór, hel, węgiel, tlen, krzem oraz żelazne jądro.

  1. Mgławica planetarna
  2. W ciałach niebieskich o niewielkich masach (od 0.1 do ok. 5 M ) zewnętrzne warstwy zostają odrzucone, utworzą one tzw. mgławicę planetarną, jądro (o masie mniejszej niż 1.4 masy Słońca) kurczy się do formy białego karła. Biały karzeł jest to ciało niebieskie o rozmiarach naszej planety, dużej gęstości (jedna łyżeczka tej materii posiada masę paru ton) oraz temperaturze powierzchniowej kilkunastu tys. K. Przykładem jest Syriusz B, trudno dostrzegalny towarzysz Syriusza A, najjaśniejsze ciało niebieskie naszego nieba. Biały karzeł konstruowany jest ze zdegenerowanego gazu elektronowego oraz świeci kosztem zgromadzonego ciepła. Po wystygnięciu jest niewidocznym karłem koloru brązowego.
  3. Supernowa
  4. Ciała niebieskie o masach większych niż 5 M wybuchają jako supernowe. Obiekt taki w podczas wybuchu jasnością dorównuje całej galaktyce! Jądro takiego ciała niebieskiego, po ustaniu reakcji termojądrowych, zapada się i tworzy gwiazdę neutronową o skrajnej gęstości (jedna łyżeczka tej materii posiada masę paru milionów ton) oraz średnicy rzędu dziesięciu km. Opadająca na nią szybko otoczka nagrzewa się, zapalają się powstałe w niej pierwiastki (np. tlen, węgiel, hel, wodór), w czasie krótszym aniżeli jedna sekunda wydziela się duża ilość energii. Otoczka uderza w powierzchnię gwiazdy neutronowej, tworzy się fala uderzeniowa, która rozchodzi się na zewnątrz oraz odrzuca otoczkę. Powstaje mgławica -- przykładem jest mgławica Krab, pozostałość po wybuchu supernowej w 1054 r. Pozostałością wybuchu ogromnych ciał niebieskich (o masach od ok. 10 M ) są czarne dziury.
ewolucji a masa ciała niebieskiego

Masa [ ]

Czas życia (miliony lat)

15

10

5

100

1

10000

Nukleosynteza pierwiastków

Pierwiastki cięższe od helu mogą utworzyć czerwone olbrzymy, które rozsiewają je w przestrzeni w postaci wiatru gwiazdowego. Im większa masa ciała niebieskiego, tym cięższe pierwiastki są w stanie utworzyć się w jej jądrze. Słońce kończy cykl na helu, ogromne ciała niebieskie dochodzą do żelaza. Konstrukcja takiego ciała niebieskiego kształtem przypomina cebulę, z warstwami które zawierają po kolei wodór, hel, węgiel, tlen, itd. aż do żelaznego jądra. Na żelazie procesy syntezy się kończą, ponieważ jądro to posiada ogromną energię wiązania w przeliczeniu na 1 nukleon (przyłączanie dalszych nukleonów do jądra potrzebuje dostarczenia energii). Nie znaczy to natomiast, iż czerwone olbrzymy nie produkują pierwiastków cięższych od żelaza. W nadolbrzymach z żelaznym jądrem neutrony, produkowane podczas reakcji spalania helu w otoczce, reagują z jądrami żelaza co doprowadza do utworzenia się jąder pierwiastków cięższych od żelaza, przede wszystkim jednak lżejszych od ołowiu. Mogą być one później rozproszone w przestrzeni. Większa część pierwiastków cięższych od ołowiu tworzy się natomiast podczas wybuchu supernowych.

Zdegenerowany gaz
  • Elektrony, protony oraz neutrony zalicza się do fermionów, które obowiązuje zakaz Pauliego. Informuje on nas, iż w jakimś stanie kwantowym może być jedynie 1 cząsteczka danego typu.
  • W zjonizowanym gazie jądra atomowe oraz elektrony przemieszczają się swobodnie. Spełniona jest natomiast zasada nieoznaczoności Heisenberga: , która w przestrzeni fazowej położeń oraz pędów określa skończoną ilość stanów kwantowych. W każdym takim stanie mogą być co najwyżej dwa elektrony o przeciwnych pędach.
  • W konkretnej temperaturze cząsteczki są w stanie przemieszczać się z szybkościami z konkretnego zakresu, który jest wyznaczony przez rozkład szybkości. Więc ich pędy również zawarte są w ograniczonym zakresie.
  • Jeżeli objętość zajmowana przez gaz będzie maleć (będzie rosła jego gęstość), wtedy będzie się zmniejszać liczba dostępnych dla cząsteczek stanów kwantowych w przestrzeni fazowej położeń oraz pędów.
  • Oczywiście na ogół kurczeniu odpowiada wzrost ciśnienia gazu, a więc i temperatury (wzrasta zakres możliwych pędów cząsteczek), ale efekt ten nie może zniwelować spadku ewentualnych ułożeń cząsteczek w zmniejszonej objętości.
  • W sytuacji kiedy pomniejszenie objętości oprowadzi do wypełnienia cząsteczkami wszelkich dostępnych stanów kwantowych, będziemy mieć do czynienia ze zdegenerowanym gazem.
  • W kurczącym się jądrze ciała niebieskiego, które zawiera gaz składający się z fermionów oraz jąder atomowych, jako pierwsze w stan degeneracji przechodzą elektrony. Jest tak po przekroczeniu gęstości .
  • Jądro ciała niebieskiego, gdzie pojawił się zdegenerowany gaz elektronowy, przestaje się kurczyć. Ciśnienie gazu elektronowego jest bowiem, o wiele większe, niż normalnego gazu. Pozostałe składniki jądra ciała niebieskiego (nukleony oraz jądra przeróżnych pierwiastków) cały czas podlegają prawom gazu doskonałego. Ciało niebieskie takie nazywa się białym karłem.
Cechy białych karłów
  • Im większa masa, tym mniejszy promień: .
  • Wyliczenia pokazują, iż biały karzeł o masie powinien posiadać zerowy promień.
  • Masa zwana jest granicą Chandrasekhara. Jest największą dopuszczalną masą białych karłów
  • A jeżeli kurczące się jądro ciała niebieskiego posiada masę większą niż granica Chandrasekhara?
Gwiazdy neutronowe. Pulsary
  • Jądra ciał niebieskich o masach (jądra) większych aniżeli przechodzą przez stan białego karła ale ich grawitacja jest tak silna, iż przewyższa ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronowego. Jądro kurczy się w dalszym ciągu.
  • Po uzyskaniu gęstości dochodzi do rozpadu jąder atomowych. Większa część protonów ulega zamianie w neutrony na skutek rozpadu beta ( )
  • Tworzy się zdegenerowany gaz neutronowy o ogromnym ciśnieniu, które zatrzymuje proces kontrakcji. Tworzy się gwiazda neutronowa o rozmiarach - km
  • Gwiazdy neutronowe bardzo szybko rotują (podczas kurczenia zostaje zachowana większa część momentu pędu jądra, więc kilkakrotnie zmniejszy się promień, który spowoduje znaczny wzrost prędkości rotacji)
  • Gwiazdy neutronowe posiadają bardzo silne, dipolowe pola magnetyczne. Bieguny magnetyczne nie mogą znajdować się na osi rotacji
  • Niektóre gwiazdy neutronowe można obserwować jako pulsary. Pulsary emitują krótkie błyski na falach radiowych, powtarzające się z zegarową precyzyjnością z okresem od milisekund do sekund.
  • Zjawisko pulsara tłumaczy model latarni morskiej. Fale radiowe generowane są przez relatywistyczne elektrony, krążące na około linii sił pola magnetycznego, w efekcie synchrotronowym.
  • W sumie kierunek wysyłania promieniowania ograniczony jest do wąskiego stożka w przestrzeni, który prędko rotuje razem z ciałem niebieskim.
  • Jeżeli nasza planeta będzie znajdowała się na drodze tego stożka, zaobserwujemy błyski radiowe.
Czarne dziury
  • Jądra supernowych o masach (jądra) większych aniżeli prawie kończą jako czarne dziury.
  • Grawitacja czarnej dziury w całości zakrzywia czasoprzestrzeń na około niej. Nawet światło nie jest w stanie wydostać się na zewnątrz. Czarne dziury nie są w stanie emitować żadnego promieniowania (pomijamy tu efekty kwantowe, które prowadzą do tzw. parowania czarnych dziur).
  • Umowny promień czarnej dziury (nazywany promieniem grawitacyjnym, ) da się otrzymać z przyrównania szybkości ucieczki do prędkości światła:

skąd

  • Promień grawitacyjny dla Słońca równy jest trzy km (mimo tego, że Słońce nigdy czarną dziurą nie będzie!), więc
  • gdzie jest masą jądra w jednostkach masy Słońca, natomiast wyrażone jest w kilometrach.
  • Czarne dziury da się odkrywać gdy będziemy obserwować ruch świecącej materii w ich pobliżu (na ogół gaz który spada na czarną dziurę tworzy świecący, płaski dysk na około niej). Większość energii tego dysku wypromieniowywana jest w zakresie rentgenowskim oraz gamma.

promieniowanie synchrotronowe

Promieniowanie elektromagnetyczne, wysyłane przez naładowane cząstki (na ogół elektrony), przemieszczające się z relatywistycznymi szybkościami w polu magnetycznym. Elektrony przemieszczają się po spirali o powiększającym się promieniu, emitując promieniowanie w obszarze wąskiego stożka, którego oś jest równoległa do wektora szybkości chwilowej Tak samo jak światło latarni morskiej, stożek ten raz na obrót przechodzi przez linię widzenia obserwatora, który ogląda krótkotrwałe błyski. Kiedy elektronów jest duża ilość, ich błyski zlewają się oraz możemy zaobserwować ciągłe promieniowanie, którego widmo odbiega znacznie od typowego widma promieniowania doskonale czarnego (definiowanego krzywą Planck'a). Istotną własnością tego promieniowania jest jego polaryzacja. Częstotliwość wysyłanego promieniowania uzależniona jest od energii elektronu oraz natężenia pola magnetycznego. Wypromieniowywanie energii przez elektron powiązane jest z jej pomniejszeniem się, dlatego częstotliwość emitowanej fali pomniejsza się, natomiast promień spiralnego toru ulega powiększeniu. Ciągłość promieniowania synchrotronowego w czasie potrzebuje występowania źródła relatywistycznych elektronów, które jest dostarczane cały czas nowych cząsteczek.

Pył
  • Ekstynkcja światła ciał niebieskich: w pewnych obszarach nieba wyraźnie nie ma ciał niebieskich. Jest to wynik pochłaniania ich światła NIEZALEŻNIE od długości fali
  • Poczerwienienie światła ciał niebieskich: światło niebieskie rozprasza się silniej na ziarnach pyłu aniżeli czerwone. Przebieg odkrytej zależności rozpraszania od długości fali ( ) sugeruje cząsteczki o rozmiarach w granicach -
Gaz

Skład: 90% wodoru, 10% helu niewielki ilości pozostałych substancji.

  • Obłoki molekularnego wodoru : zimne (prawie ), co daje możliwość na pojawianie się wodoru w formie cząsteczkowej. Masy olbrzymie, setki tysięcy do milionów mas Słońca.
  • Obłoki neutralnego wodoru (tzw. obszary H I): skupiska wodoru w formie pojedynczych atomów, temp. rzędu stu K, można je obserwować na fali 21 cm (wysyłanej przez elektron w atomie wodoru, który ustawia swój spin anty-równolegle do spinu protonu)
  • Obłoki zjonizowanego wodoru (tzw. obszary H II): położone przede wszystkim niedaleko gorących, młodych ciał niebieskich, których promieniowanie doprowadza do jonizacji wodoru w obłoku. Widoczne w formie tzw. mgławic emisyjnych, które świecą w przeróżnych kolorach zależnie od temperatury gazu.