9 miliardów lat świetlnych. W takiej odległości od Ziemi znajduje się najdalej położona od naszej planety gwiazda. A właściwie lepiej powiedzieć – najdalej położona odkryta gwiazda. Wszechświat, bowiem, mimo nieustannego rozwoju nauki, nadal stanowi dla nas wielką niewiadomą. Z ziemskiej perspektywy trudno go pojąć. Jego ogrom, dla zwykłych ludzi, posługujących się ziemskimi miarami jest niewyobrażalny. Tak samo rzecz się ma z gwiazdami. Obserwowane z Ziemi położone na niebie małe punkty, w rzeczywistości bywają kilkukrotnie od niej większe, o temperaturze, masie i jasności większej niż Słońce.
Potrzeba 9 miliardów lat, aby dotarło do nas światło z najdalej oddalonej gwiazdy, zatem 4,25 lata świetlne dzielące nas od Proximy, która leży najbliżej, wydają się czasem bardzo krótkim. A oznaczają przecież, że Proxima jest od nas oddalona o… 40 bilionów kilometrów!
Jak powstały gwiazdy? Jak ewoluują, czym się od siebie różnią i jak długo trwa ich żywot?
Czym są gwiazdy?
Gwiazdy są kulistymi ciałami niebieskimi – skupiskami powiązanej ze sobą materii, których masa nie przekracza kilkudziesięciu mas Słońca. Powstają głównie z wodoru i helu, ale w miarę upływu czasu, przybywa w nich metali ciężkich. Gwiazdy emitują promieniowanie elektromagnetyczne.
Ewolucja gwiazd, czyli jak powstały gwiazdy?
Przestrzeń międzygwiazdowa wewnątrz galaktyki składa się głównie z wodoru w postaci atomowej i helu. Pył i pozostałe atomy stanowią poniżej 1 % jej masy. Jeżeli gęstość wodoru jest wystarczająco duża, a temperatura wystarczająco niska, atomy wodoru łączą się w molekuły H2 i powstaje obłok molekularny o rozmiarach od 50 do 300 lat świetlnych. Po pewnym czasie taki obłok pod wpływem własnego pola grawitacyjnego kurczy się i gęstnieje.
Najczęściej do zagęszczenia się obłoku dochodzi w rezultacie zderzenia dwóch obłoków. Także wybuch innej gwiazdy powoduje promieniowanie elektromagnetyczne , które sprawia, że materia obłoku się zagęszcza. Obłok, zapadając się, rozpada się na mniejsze obłoki. Te, które mają masę równą około 50 mas Słońca, mogą utworzyć pojedynczą gwiazdę. Gaz w obłokach rozgrzewa się, a obłok staje się obracającą, sferyczną protogwiazdą.
W obłoku rośnie gęstość i temperatura. Kiedy osiągnie ona około 15 milionów K zachodzi proces syntezy jądrowej, w wyniku której powstaje nowa gwiazda. Protogwiazdy o masie zbyt małej, żeby zaszła w ich reakcja syntezy jądrowej, noszą miano brązowych karłów, które w ciągu setek milionów lat stopniowo ochładzają się i umierają. W gwiazdach zachodzi szereg procesów wpływających na przebieg ich rozwoju. Istnieje kilka schematów ewolucji gwiazdy, które zależą od masy zapadającego się obłoku:
- protogwiazda – brązowy karzeł – czarny karzeł
- protogwiazda – czerwony karzeł – błękitny karzeł
- protogwiazda – gwiazda ciągu głównego typu Słońca – czerwony olbrzym – mgławica planetarna – biały karzeł – czarny karzeł
- protogwiazda – błękitny nadolbrzym – czerwony olbrzym – supernowa – gwiazda neutronowa
- protogwiazda – błękitny nadolbrzym – supernowa – czarna dziura
- protogwiazda – błękitny nadolbrzym – czarna dziura
- protogwiazda – hiperolbrzym – pair instability supernova ( supernova powstająca z powodu niestabilności kreacji par ) – całkowite rozerwanie gwiazdy
Ścieżka ewolucji może gwiazdy może ulec zmianie na każdym etapie, jeżeli gwiazda wchłonie obłok pyłowo – gazowy, co spowoduje dostarczenie do gwiazdy nowego materiału zdolnego do syntezy termojądrowej. Wszechświat istnieje zbyt krótko, aby mógł powstać jakikolwiek błękitny lub czarny karzeł. W związku z tym, nasze pojęcie o tym, co dzieje się z gwiazdą po wyczerpaniu całego zapasu paliwa wodorowego jest bardzo małe. Nikt jeszcze takiego zjawiska nie zaobserwował.
Rodzaje gwiazd
Gwiazdy osiągają przeróżne wielkości i kolory, które klasyfikują je do określonego typu. Poszczególne typy gwiazd są przedstawione na diagramie Hertzsprunga Russella, a ich miejsce na diagramie zależy od temperatury gwiazdy oraz jasności absolutnej:
Czerwone karły
Czerwone karły ( drugi schemat ewolucji ) to najliczniej występujące typy gwiazd we Wszechświecie, jednak z powodu małego poziomu jasności ( ich maksymalna jasność to zaledwie 10 % jasności Słońca ) nie są widoczne z Ziemi. Są gwiazdami ciągu głównego późnego typu widmowego K lub M. Ich masa wynosi od 7,5 % do 40 % masy Słońca. Żyją od 10 do 30 miliardów lat. Przykładem czerwonego karła jest najbliższa nam gwiazda – Proxima Centauri.
Żółte karły
Gwiazdy o masie od 0,8 do 1,4 masy Słońca. Należą do gwiazd ciągu głównego. Żyją około 10 miliardów lat, a po wypaleniu wodoru w jądrze wielokrotnie zwiększają swoje rozmiary i przechodzą w stadium czerwonych olbrzymów. Z czasem zaś czerwone olbrzymy odrzucają zewnętrzną warstwę gazu tworząc mgławicę planetarną. W jej środku pozostaje jedynie gorące jądro, które nazywamy białym karłem. Przykładem żółtego karła jest Słońce.
Czerwone olbrzymy
Gwiazdy będące na schyłkowym etapie ewolucji. Ich masa jest stosunkowo niewielka – od 0,5 do 10 mas Słońca, zaś promień setki razy większy od słonecznego. Nazwa gwiazd pochodzi od ich barwy i rozmiarów.
Błękitne olbrzymy
Masywne, bardzo jasno świecące. Są najgorętszymi, największymi i najjaśniejszymi gwiazdami. Żyją od kilkudziesięciu do kilkuset milionów lat. Ich temperatura jest bardzo wysoka ( powyżej 20000 K ). Występują bardzo rzadko.
Nadolbrzymy
To gwiazdy o promieniu wynoszącym nawet 1500 promieni Słońca i 10 – 50 razy masywniejsze od niego. Żyją od 10 – 50 milionów lat. Nadolbrzymami są gwiazdy błękitne ( np. Rigel ) lub czerwone ( np. Betelgeza ).
Hiperolbrzymy
Są największymi i najjaśniejszymi gwiazdami. Są nawet 100 – krotnie masywniejsze od Słońca i tysiące razy od niego jaśniejsze. Niezwykle rzadkie. Ich żywot jest bardzo krótki – około miliona lat. Najbliższy Ziemi hiperolbrzym to VV Cephei oddalony od naszej planety o 3000 lat świetlnych.
Gwiazdy Wolfa – Rayeta
Zaliczane do gwiazd o najwyższej jasności. Ich średnice są ponad dwukrotnie większe od średnicy Słońca, zaś masa ponad dwudziestokrotnie większa. Temperatura gwiazd Wolfa – Rayeta wynosi 25 – 50 tys. K. Charakteryzują się występowaniem w widmach emisyjnych szerokich linii zamiast typowych dla zwykłych gwiazd wąskich linii absorpcyjnych. Według jednej z teorii, gwiazdy Wolfa – Rayeta to ogromne gwiazdy niedługo przed wybuchem supernowej.
Niektóre protogwiazdy mają zbyt małą masę, aby zaszły w nich reakcje przemiany wodoru w tlen i powoli umierają, wychładzając się. Taki obiekt nazywamy brązowym karłem, zaś potocznie określa się je jako niewypały, super planety bądź nieudane gwiazdy.
Ostatnim szczeblem ewolucji gwiazd jest gwiazda neutronowa, której masa wynosi od 1 do 3 mas Słońca. Gwiazda neutronowa istnieje tak długo, jak długo ciśnienie zdegenerowanego gazu nukleonów przeciwstawia się zapadaniu grawitacyjnemu. Jeśli gwiazda neutronowa powstała po wybuchu supernowej ma masę większą od 5 mas Słońca, to proces kurczenia się gwiazdy postępuje aż do zapadnięcia się gwiazdy i utworzenia czarnej dziury. Uważa się, że wszystkie supernowe prowadzą do gwiazdy neutronowej.
Nie sposób mówić o ewolucji i rodzajach gwiazd bez wyjaśnienia jeszcze jednego pojęcia. Czarna dziura to obszar czasoprzestrzeni, którego ze względu na wpływ grawitacji, nic nie może opuścić ( także światło ).
Istnienie czarnych dziur zostało przewidziane w ogólnej teorii względności. Zgodnie z teorią, do powstania czarnej dziury niezbędne jest nagromadzenie wystarczająco dużej masy w odpowiednio małej objętości. Czarna dziura pochłania całkowicie światło trafiające w horyzont i niczego nie odbija.
Czarną dziurę otacza powierzchnia wyznaczająca granicę bez powrotu, nazywana horyzontem zdarzeń. Czarne dziury o masie gwiazdowej formują się w wyniku zapadania grawitacyjnego bardzo masywnych gwiazd pod koniec ich życia. Istnieją przekonujące dowody na istnienie w centrum Drogi Mlecznej czarnej dziury o masie około 4 milionów mas Słońca.