 |
|
|
Należę do systemu Banner 4 You Gwiazdy Długość życia gwiazd dochodzi nawet do kilkudziesięciu lub kilkuset miliardów lat, więc naukowcy nie są w stanie śledzić życia żadnej z nich od momentu narodzin do śmierci. Wiele mogą się jednak dowiedzieć na podstawie obserwacji gwiazd znajdujących się w różnych stadiach rozwoju. W ten sposób zdołali opisać ewolucję typowej gwiazdy - jej narodzin z mgławicy pyłów i gazów, jej młodość, wiek dojrzały, starość, aż w końcu śmierć, która potrafi być niezwykle widowiskowa. Ewolucja tych ciał niebieskich nie zawsze przebiega w identyczny sposób. Uzależniona jest przede wszystkim od masy: największe gwiazdy świecą najjaśniej, a ich koniec jest bardziej spektakularny. Te o przeciętnej masie nie świecą tak intensywnie, jednak żyją o wiele dłużej i wygasają łagodniej. Natomiast gwiazdy najlżejsze, których blask jest ledwo zauważalny, potrafią przeżyć nawet setki miliardów lat. Narodziny gwiazdy Jak już zostało napisane, gwiazda bierze swój początek z mgławicy, czyli chmury pyłów i gazów, wśród których znajduje się przede wszystkim wodór. Na początku mgławica zaczyna zbijać się w bryłę. Do dziś nie udało się ustalić, jaka jest tego konkretna przyczyna. Z biegiem czasu obłok kurczy się, pod wpływem grawitacji, natomiast cząsteczki zbliżają się do siebie i ulegają kondensacji. Masa gwiazdy stale się powiększa. Na tym pierwszym etapie ewolucji energia grawitacyjna kondensujących się cząsteczek zmienia się w energię cieplną. W wyniku tego procesu rozgrzana materia zaczyna świecić. W tym momencie powstaje protogwiazda. Najwyższa temperatura oraz największe stężenie masy panuje w samym środku, czyli jądrze. Gdy temperatura osiągnie 10 mln °C rozpoczyna się reakcja termojądrowa. Jądra atomów wodoru ulegają syntezie i formują jądra atomów helu. W trakcie tej reakcji wyzwalają się niewyobrażalne ilości energii, która promieniuje na powierzchnię. Energia ta wysyłana jest przez gwiazdę w postaci światła i ciepła. W rezultacie protogwiazda staje się gwiazdą. Emitowana z jądra energia cieplna wysyłana jest na zewnątrz i ogrzewa otulające ją gazy, a także wytwarza ciśnienie skierowane na zewnątrz, które zapobiega całkowitej ich kondensacji pod wpływem siły grawitacji. W ten sposób gwiazda osiąga stan równowagi. Oznacza to, że ma swój ustalony rozmiar, stałą temperaturę na powierzchni oraz emituje określoną ilość energii na zewnątrz. Astronomowie uważają, że na tym etapie życia gwiazda znajduje się w tak zwanym ciągu głównym. Jest to określenie jej położenia na wykresie Hertzsprunga-Russella. Autorzy tego wykresu mieli na celu przedstawienie właściwości fizycznych gwiazd, a przede wszystkim zależność pomiędzy ich jasnością i kolorem. Typ Kolor Temperatura (°C) O niebieski 25 000 - 40 000 B niebieski 11 000 - 25 000 A biało-niebieski 7 500 - 11 000 F biały 6 000 - 7 500 G żółty 5 000 - 6 000 K pomarańczowy 3 500 - 5 000 M czerwony 3 000 - 3 500 Czerwone olbrzymy i białe karły Średnica Słońca wynosi około 1,4 mln km, a temperatura na jego powierzchni osiąga ok. 6000 °C. Ta najbliższa Ziemi gwiazda emituje światło koloru żółtego. Uważa się, że Słońce znajduje się w ciągu głównym od mniej więcej 5 miliardów lat, i że pozostanie tam przez podobną ilość czasu. Wszystkie gwiazdy o porównywalnej do Słońca masie przebywają taki sam cykl życiowy. Ich zapasy wodoru "wystarczają" na około 10 miliardów lat. W wyniku spalania wodór stopniowo przekształca się w hel. Gdy wyczerpie się wodór, reakcja spalania ustaje oraz wyczerpuje się źródło ciepła zapobiegającego całkowitej kondensacji materii, czyli zapadania się pod wpływem grawitacji. Zapadanie to wyzwala energię, która w dalszym ciągu ogrzewa otaczającą materię. Teraz wodór znajdujący się w tej otoczce podlega reakcjom syntezy, co pozwala gwieździe świecić dalej, jednak w kolorze czerwonym. Jednocześnie gwiazda zaczyna się rozdymać i potrafi kilkadziesiąt razy zwiększyć swą objętość. Takie twory nazwano "czerwonymi olbrzymami". Jądra "czerwonych olbrzymów" bezustannie zapadają się, a ich temperatura rośnie i potrafi przekroczyć 100 miliardów stopni Celsjusza. W dalszych reakcjach syntezy hel przekształca się w jeszcze cięższy węgiel oraz wydziela się energia, która pozwala gwieździe świecić przez kolejne 100 milionów lat. W momencie wypalenia się helu, reakcje termojądrowe ustają, a sama gwiazda kurczy się pod wpływem grawitacji do rozmiarów zbliżonych do Ziemi i stopniowo wygasa, zmieniając się w "białego karła". Masa gwiazdy jest tak wysoka, że jej objętość odpowiadająca jednej łyżeczce od herbaty może ważyć aż tysiąc ton. Życie gwiazdy o masie, np. pięciokrotnie wyższej od Słońca, jest krótsze i przebiega w inny sposób. Jest ona o wiele jaśniejsza, temperatura na jej powierzchni może przekraczać 25 tysięcy stopni Celsjusza, a w ciągu głównym pozostaje przez 100 milionów lat. Gdy osiąga etap "czerwonego olbrzyma" temperatura jądra dochodzi do 600 miliardów stopni Celsjusza. Tak wysoka temperatura powoduje reakcję syntezy węgla, a w wyniku łączenia się jego jąder powstają pierwiastki cięższe, między innymi żelazo. Gwiazda powiększa swą objętość nawet kilkaset razy zmieniając się w tak zwanego "nadolbrzyma". Procesy wyzwalające ciepło i światło ustają nagle, jądro gwiazdy zapada się w ciągu kilku sekund. Zapadnięcie się jądra, z kolei, produkuje niewyobrażalne ilości nowej energii, która gwałtownie rozsadza część skondensowanego jądra. To spektakularne zjawisko daje początek nowej formacji o nazwie "supernowa". Do rzadkości należy okazja zaobserwowania supernowej - przeważnie są one zbyt małe lub zbyt daleko położone. W 1987 roku, w sąsiedniej galaktyce - Wielkim Obłoku Magellana - można było gołym okiem zaobserwować supernową, która przez chwilę była miliard razy jaśniejsza niż Słońce. Jądro nadolbrzyma zapada się w bryłę o średnicy od 10 do 20 km. Jest ona niewyobrażalnie gęsta, a jej objętość odpowiadająca jednej łyżeczce do herbaty może ważyć nawet 100 mln ton! Na masę takiej bryły składa się masa neutronów, i dlatego gwiazda taka nosi nazwę gwiazdy neutronowej. Młoda gwiazda neutronowa charakteryzuje się bardzo wysokim namagnesowaniem i szybko wiruje wokół własnej osi. Dookoła niej tworzy się silne pole elektromagnetyczne, z którego biegunów wysyłane są fale radiowe oraz inne promieniowanie. Promienie biegną w kosmos, zataczając kręgi powodowane ruchem wirowym gwiazdy. Z Ziemi można je obserwować za pomocą radioteleskopów, jako krótkotrwałe regularne błyski. Ich obecność ukazuje się nam jako promieniowanie pulsujące; stąd gwiazdy te zostały ochrzczone mianem pulsarów. Pierwsze pulsary zlokalizowano poprzez odczytanie wysyłanych przez nie fal radiowych. Później jednak odkryto pulsary emitujące światło, a także promienie X. Pierwszy poznany przez człowieka pulsar emitujący światło zaobserwowano w mgławicy Kraba. Ciało to jest pozostałością po supernowej, która pojawiła się w roku 1054. Jego światło pulsuje z częstotliwością około 30 razy na sekundę. Inne pulsary potrafią być o wiele szybsze, na przykład pulsar PSR 1937+21 "pojawia się" aż 642 razy na sekundę. Największe gwiazdy mogą skończyć jako "czarne dziury", czyli obiekty tak gęste, że wytwarzana przez nie grawitacja pochłania nawet promienie świetlne. Można je "zaobserwować" za pośrednictwem wpływu grawitacyjnego na inne obiekty lub emitowanego przez nie promieniowania X, będącego rezultatem energii wyzwalanej podczas pochłaniania materii |