Na nocnym niebie można niemal każdej nocy dostrzec ok. 6 tysięcy gwiazd. To jednak tylko drobny ułamek wszystkich obiektów w przestrzeni kosmicznej. Szacuje się, że tylko w naszej rodzimej galaktyce – Drodze Mlecznej – znajduje się ok. 100 miliardów gwiazd. A jeśli tych galaktyk w kosmosie są kolejne miliardy – jest wręcz pewne, że nigdy nie poznamy wielu gwiazd, gdyż w międzyczasie zwyczajnie umrą.
Jak wszystko we wszechświecie, także gwiazdy mają swój początek i koniec. Choć w ich wypadku cykl życia trwa miliardy, a nawet biliony lat – nie są nieśmiertelne. Życie gwiazd, napędzających kolejne systemy, też jest skończone. A dotychczasowa ludzka wiedza pozwala dzięki setkom lat badań kosmosu, poznać na jakim etapie znajduje się niemal każdy obserwowany obiekt. Ewolucja gwiazd odbywa się bowiem według dość utartego schematu. A niektóre z nich kończą w bardzo spektakularny sposób.
Jak powstają gwiazdy?
Mówiąc w wielkim uproszczeniu, to czy w ogóle gwiazda powstanie, gdzie to nastąpi i jak długo będzie żyła zależy w dużej mierze od przypadku. Aby jej powstanie było możliwe, w konkretnym miejscu muszą się zacząć zbierać wielkie, gęste i chłodne obłoki pyłowo-gazowe. Z upływem milionów lat cząsteczki te zbliżają się do siebie i gęstnieją, tworząc zalążek nowej gwiazdy.
Ewolucja gwiazd jest wynikiem gwałtownych zmian ich składu chemicznego w wyniku reakcji termojądrowych. To one stanowią źródło energii wysyłanej przez gwiazdy. A że z czasem poszczególne pierwiastki zwyczajnie wypalają się i zmieniają swój stan, gwiazda zmienia się wraz z tym procesem – jej jasność, kolor i temperatura.
Jakie są etapy życia gwiazd?
Etapów życia gwiazd jest kilka. A to, w jakim kierunku pójdzie ich rozwój, zależy przede wszystkim od masy gazów i pyłów, które będą brały udział w pierwszych chwilach narodzin.
Etap I: Obłoki molekularne
Obłoki gazowe i pyłowe, z których powstają gwiazdy, to tzw. obłoki molekularne. W ich wnętrzu, pod wpływem zjawiska zwanego kolapsem grawitacyjnym (cząsteczki pod wpływem grawitacji zapadają się w sobie i zagęszczają) powstaje tzw. protogwiazda.
Obłoki molekularne to przede wszystkim wodór w postaci atomowej oraz hel. Zaledwie mniej niż 1 procent jego masy stanowią inne atomy.
Choć obłok kojarzy się z niewielkim, delikatnym, bardzo krótkotrwałym zjawiskiem, w skali kosmosu jest to dość żartobliwa przenośnia. Masa obłoków molekularnych wynosi od 100 tysięcy do 10 milionów mas Słońca, a rozmiary to nawet 50-300 lat świetlnych!
Obłoki molekularne mogą się ze sobą zderzać, mieszać, dzielić się, ale jednak z czasem pod wpływem grawitacji zapadają się. Jeśli warunki na to pozwolą, obłoki o masie ok. 50 mas słońca mogą utworzyć tzw. protogwiazdę.
Etap II: Protogwiazda
Protogwiazda to wciąż jeszcze ukryty w obłoku pyłowo-gazowym zalążek gwiazdy. Na tym etapie systematycznie rośnie lokalna gęstość i temperatura, a gdy ta dojdzie do poziomu ok. 15 mln Kelwinów – uruchomią się procesy syntezy jądrowej.
Protogwiazdy wciąż poddawane są bowiem tzw. kontrakcji grawitacyjnej, czyli kurczeniu się i zbijaniu cząstek w bardziej zwartą masę. Gdy ciśnienie, a zarazem temperatura wzrośnie wystarczająco wysoko, pod jej wpływem atomy wodoru spalają się i przemienią się w atomy helu.
I znów temperatura jaka jest wymagana do zajścia tych reakcji zależy od masy początkowej protogwiazdy. Najmniejsza jaka jest potrzebna do utworzenia gwiazdy to 1/12 masy Słońca. Jeśli obłok jest lżejszy, zbyt niska temperatura w jego wnętrzu nie pozwoli na reakcję termojądrową. Narodzi się wówczas tzw. Brązowy Karzeł, który co prawda będzie wytwarzał pewną ilość energii, ale promieniowanie będzie za małe, by nazwać go gwiazdą w naukowym tego słowa znaczeniu. Za wartość graniczną uznaje się co najmniej 0,083 masy Słońca.
Jeśli masa i temperatura pozwalają na rozpoczęcie reakcji termojądrowej, rozpoczyna się właściwy cykl życia gwiazdy, czyli tzw. ciąg główny.
Etap III: Ciąg główny
To zdecydowanie najdłuższy etap życia gwiazdy, pochłaniający ok. 90 proc. długości jej istnienia. W tym czasie stopniowe paliwo, jakim jest przede wszystkim wodór, zaczyna się powoli kurczyć, czyli wypalać. To dzięki niemu gwiazda promieniuje. A im większa masa gwiazdy, tym świeci innym światłem widzialnym dla ludzkiego oka. Gwiazdy największe, najjaśniej świecące, wydają się białe lub niebieskawe. Gwiazdy o małych masach, takie jak nasze Słońce, świecą czerwonym blaskiem.
Jak szybko wodór się wypali, zależy ponownie od masy początkowej protogwiazdy. Szacuje się, że gwiazdy o masie 0,1 masy Słońca wypalają się aż 20 bilionów lat. Gwiazdom równym jednej masie naszego Słońca i nieco większym zajmuje to ok. 9 miliardów lat. Gwiazdy największe, powyżej 10 mas słońca, zajmuje to niespełna 13 milionów lat, a ich koniec jest bardzo efektowny. O ile gwiazdy małe po prostu się kurczą i zanikają, tempo reakcji w gwiazdach największych jest tak duże, że ich istnienie kończy wybuch tzw. supernowej, lub hipernowej. Albo… zmieniają się w czarne dziury.
Zanim jednak dojdzie do wybuchu, gwiazdy o dużych masach zmieniają się w czerwone olbrzymy lub nadolbrzymy.
Etap IV: Czerwony olbrzym, nadolbrzym
Gdy wodór już się wyczerpie, ewolucja, a raczej śmierć gwiazdy przebiega już dość szybko. Jądro gwiazdy kurczy się coraz bardziej i ogrzewa, podczas gdy jej warstwy części zewnętrzne rozszerzają się i stygną. Głównym źródłem energii jest w tym czasie spalanie resztek wodoru w cienkiej warstwie otaczającej helowe jądro.
O ile gwiazda jest mniejsza niż ok. 0,7 masy Słońca, ciśnienie jest zbyt małe do zapalania heli i gwiazdy takie rozpierzchają się w przestrzeni kosmicznej jako mgławice planetarne. Po wyczerpaniu reszty paliwa jądrowego, jądro mgławicy planetarnej stygnie, przechodząc w fazę białego, a następnie czarnego karła.
Jeśli jednak ta masa przekracza 2,5 masy Słońca, hel w jądrze ulega zapaleniu a gwiazda przechodzi w fazę czerwonego olbrzyma, lub nadolbrzyma. Do nich należy choćby największa znana ludzkości gwiazda UY Scuti, znajdująca się w gwiazdozbiorze Tarczy.
Pozostałości po gwiazdach
Jak już wiemy, to czym stanie się gwiazda po śmierci, zależy od jej masy. W przypadku naszego Słońca możemy raczej mówić o spokojnym odejściu, gdyż jest to raczej gwiazda niewielka.
Według naukowców za ok. 4,5 mld lata Słońce przekształci się w czerwonego olbrzyma, który swoimi rozmiarami pochłonie zarówno Merkurego, jak i Wenus. Jego promieniowanie będzie tak duże, że z Ziemi zdmuchnie atmosferę, a wszystko na jej powierzchni wypali na popiół albo stopi.
Przez kolejne 100 mln lat wypalające się w jego wnętrzu jądra helu najpierw zwiększą jego temperaturę nawet 2000 razy, by z czasem spaść do wartości 50 razy większej niż obecnie. Gdy hel wyczerpie się całkowicie, w jądrze uruchomiona zostanie kolejna faza zapadania się jądra i powstanie Biały Karzeł.
O wiele ciekawsze jest jednak co stanie się z gwiazdami największymi. Gwiazdy o masie większej od masy Słońca ulegają kosmicznej eksplozji czyli Supernowej, podczas której uwalniana jest bardzo duża ilość energii. Gdy po wybuchu reakcje we wnętrzu jądra takiego olbrzyma całkowicie ustaną, stanie się on gwiazdą neutronową. To kula o wnętrzu składającym się prawie całkowicie z neutronów, otoczona cienką warstwą żelaza. Choć gwiazdy neutronowe są niezwykle małe – w ułamku sekundy mogą się skurczyć do z kilku tysięcy kilometrów w promieniu, do ok. 10-20 km, ich masa równa się nawet 1-2 mas Słońca a gęstość miliardom ton na centymetr sześcienny. Czasami możemy je obserwować jako migające pulsary.
Jeżeli natomiast kurcząca się gwiazda będzie miała masę większą niż 3 masy Słońca, w wyniku wybuchu powstaje Czarna Dziura, wciąż jedno z najbardziej tajemniczych zjawisk znanych fizyce. Są to obiekty wytwarzające tak potężne siły grawitacji, że z ich wnętrza nie jest w stanie wydostać się nawet promień światła. Żaden obiekt, który wpadnie w jej sidła, już nigdy się z niej nie wydostanie.
Wszystko do brzmi dość ponuro. Możemy się jednak cieszyć, że ani za naszego życia, ani za życia naszych dzieci, najprawdopodobniej nie pochłonie nas ani wybuch supernowej, ani nie wciągnie czarna dziura. Możemy być jednak pewni, że świat jaki znamy za pewien trudny dla nas do pojęcia czas, nie będzie taki sam.