BUDOWA I EWOLUCJA GWIAZD
Gwiazda jest to wielka ilość materii skupiona w bardzo ograniczonej przestrzeni na skutek
działania sił antygrawitacji. Jedną z głównych przyczyn ewolucji gwiazdy, w dużej mierze
uzależnionej od jej masy, jest bardzo silne emitowanie promieniowania w bardzo rozrzedzoną
przestrzeń międzygwiazdową.
MATERIA, GRAWITACJA I PRZESTRZEC
MI
DZYGWIAZDOWA
Analiza widmowa promieniowania wysyłanego z powierzchni gwiazd pozwala określić ich skład
chemiczny. Stwierdzono na tej podstawie, że gwiazdy naszej Galaktyki dzielą się na dwie
populacje, które różnią się zarówno składem chemicznym, jak i swoim rozkładem w przestrzeni.
Gwiazdy populacji II są ubogie w pierwiastki cięższe od helu. W porównaniu ze Słońcem mogą
zawierać tysiąc razy mniej żelaza, można też spotkać takie, które nie mają go wcale. Gwiazdy
populacji II tworzą zwykle gromady kuliste, które krążą dookoła Galaktyki na bardzo wydłużonych
orbitach, spotyka się je również w jądrze galaktyki.
Gwiazdy populacji I są zlokalizowane głównie w ramionach spiralnych, które leżą w płaszczyz
nie
Galaktyki, nie spotyka się ich natomiast nigdy w gromadach kulistych. Zawierają ciężkie
pierwiastki w ilościach porównywalnych ze Słońcem, które samo należy do populacji I. Wszystkie
inne składy chemiczne zawierają się między tymi skrajnymi reprezentantami tych dwóch populacji.
Masy gwiazd są wielkościami trudnymi do bezpośrednich pomiarów. Pewni jesteśmy jedynie masy
Słońca. Gromadzi ono około 2x1033g materii o następującym składzie:
1,4x1033g wodoru, 5,5x1032g helu, 6x1030g węgla, 2,2x1030g azotu, 1,9x1031g tlenu, 2,7x1031g
pierwiastków cięższych.
Szczegółowe badania kilku ciasnych układów podwójnych pozwoliły określić z dokładnością do
20% masę około trzydziestu gwiazd. To bardzo mało.
Dane astronomiczne jednak ciągle się wzbogacają na pożytek przyszłych pokoleń dzięki pracom
licznych astronomów. Stawka jest duża. Satelita Hippacros (który przebył zmienne koleje losu) miał
określić ruchy stu tysięcy gwiazd z dokładnością większą niż jedna tysięczna sekundy kątowej. Pod
koniec wieku liczba gwiazd, których masę poznamy bezpośrednio powinna być znacznie większa.
Na szczęście istnieje związek między jasnością i masą pewnego typu gwiazd, która pozwala
oszacować masę gwiazd pojedynczych. Tymczasem zastosowanie tej zależności opiera się jak dotąd
na małej liczbie bezpośrednich pomiarów. Dokładne określenie masy gwiazdy jest bardzo ważne,
bo determinuje ona charakter i szybkość jej ewolucji.
Wniknąć w niedostępne obszary
Prawie wszystkie informacje o naturze i własnościach fizycznych gwiazd, jakimi dysponujemy,
docierają do nas w postaci promieniowania. Nawet w najnowszych badaniach, to co możemy
odczytać z informacji przesłanej przez gwiazdę, jest całkowicie zawarte w widmie
elektromagnetycznym promieniowania wysyłanego z jej powierzchni. Współczesny astronom jest
obecnie wyposażony w całą gamę detektorów pokrywających obszary promieniowania radiowego,
podczerwonego, widzialnego, ultrafioletowego i rentgenowskiego (X). Analiza własności
promieniowania gwiazdy pozwala określić wytwarzaną przez nią energię, temperaturę jej
powierzchni i skład chemiczny.
W ostatnim dziesięcioleciu powstał nowy sposób badania gwiazd - detekcja neutrin. Neutrina są
cząstkami elementarnymi, których istnienie przewidział teoretycznie Wolfgang Pauli w 1933 roku.
Cząstki te są produkowane w momencie przemiany neutronu w proton (lub na odwrót) podczas
przemiany beta. Wykryto je dopiero dwadzieścia lat póz
niej. Stało się tak dlatego, że nie
oddziaływują one prawie wcale z materią i dlatego detekcja ich jest bardzo utrudniona. W
przeciwieństwie do promieniowania elektromagnetycznego, wytwarzanego w zewnętrznych
warstwach gwiazd, neutrina pochodzą z rejonów głębokich, gdzie zachodzą reakcje termojądrowe,
które są z
ródłem ich świecenia. Analiza produkcji neutrin pozwala sondować wnętrze gwiazdy, a w
szczególności poznać bezpośrednio jego temperaturę. Są to dopiero początki tej trudnej techniki i
jak dotąd wykryto za jej pomocą jedynie neutrina powstałe we wnętrzu Słońca oraz, co
zawdzięczamy zupełnie wyjątkowym okolicznościom, krótką serię neutrin wyemitowanych -
zgodnie z przewidywaniami teoretycznymi - w chwili wybuchu supernowej "1987", który nastąpił
w lutym 1987 roku w Wielkim Obłoku Magellana.
W najszerszy sposób zastosowano tę technikę analityczną w stosunku do Słońca ze względu na
jego bliskość, co pozwoliło zinterpretować pulsacje tej gwiazdy. Słońce oscyluje zgodnie z wieloma
modami ( mod -określony zakres częstości drgań) o różnych częstościach. Te, które są związane z
grawitacją, powstają w środku gwiazdy, a ich badanie pozwoliło otrzymać wskazówki co do
struktury wewnętrznej naszej gwiazdy. Te nowe techniki - detekcja i analiza neutrin słonecznych i
sejsmologia słoneczna - odpowiedziały na wiele pytań dotyczących wewnętrznej struktury naszej
gwiazdy.
Opis gwiazd, z wyjątkiem Słońca, jest bardzo trudnym zadaniem. Oddalenie nie pozwala na
szczegółowe obserwacje ich powierzchni i zachodzących tam procesów. Wyjątkiem są obrazy
dysków niektórych gwiazd olbrzymów, które udało się niedawno otrzymać za pomocą
interferometru plamkowego. Struktura wewnętrzna gwiazd pozostaje niedostępna dla
bezpośrednich obserwacji: wszystkie dane pochodzą jedynie z warstw zewnętrznych. Obraz tego,
co się dzieje wewnątrz, jest na ogół wynikiem spekulacji teoretycznych. Opis gwiazdy to przede
wszystkim wynik pomiaru - i to jedynie w odniesieniu do niektórych z nich - takich parametrów,
jak odległość, masa, promień czy temperatura powierzchni.
Gwiazda to punkt świecący w przestrzeni. Historia astronomii to w znacznej mierze praca
obserwatorów i fizyków, którzy potrafili rozpoznać w tej niewiele znaczącej odrobinie wspaniałą
maszynę do syntezy termojądrowej i którzy mogą oprócz tego odtworzyć historię jej narodzin,
życia i śmierci.
Dokładne śledzenie pozornego położenia gwiazd na sklepieniu niebieskim ujawniło, że poruszają
się one małymi ruchami, które można dokładnie zmierzyć w wypadku gwiazd wystarczająco
bliskich. Pomiary tych pozornych ruchów pozwoliły określić bezpośrednio ich odległość i dla około
stu gwiazd ich masę i promień.
Energia, jaką wytwarzają, temperatura ich powierzchni i ich skład chemiczny to jedyne parametry,
które można określić bezpośrednio. Są to podstawowe wielkości, ponieważ służą jako baza
ilościowa do większości spekulacji na temat struktury wszechświata. Niestety, próbka, na której
opierają się nasze dane, jest bardzo ograniczona. Żeby ją rozszerzyć, astronomowie poszukują
empirycznych związków między różnymi mierzonymi wielkościami. Dokładnie wykonany pomiar
jednego parametru gwiazdy pozwala często określić inny niedostępny w bezpośrednich
obserwacjach. Na przykład wyznaczenie jasności absolutnej danej gwiazdy umożliwia określenie
jej masy.
Wiele pułapek kryje się jednak w określaniu takich zależności i praca ta wymaga wielkiej
przenikliwości i fachowości. Współczesne ich wyjaśnienia i to w terminologii fizycznej, a nie tylko
empirycznej, tworzą obecnie spójny zespół, a nie tylko zbiór różnego rodzaju przypadków
wyjątkowych. Ten spójny zespół to teoria fizyczna ewolucji gwiazd.
Analiza ruchów
Stałość gwiazd jest tylko złudzeniem. Analiza ich ruchów, których amplituda na sklepieniu
niebieskim jest bardzo mała, była pierwszą i najbardziej dostępną informacją pochodzącą z
bezpośredniej obsrerwacji gwiazd.
Jeśli śledzi się wiele klisz obszaru otaczającego na przykład gwiazdę Proxima Centauri, wydaje się,
że zatacza ona małą elipsę dokładnie w ciągu roku. Kąt, pod jakim widoczny jest rzut wielkiej
półosi tej elipsy na sklepieniu niebieskim, nazywa się paralaksą gwiazdy. Paralaksa Proxima
Centauri, najbliższej nas gwiazdy, odległej o 1,3 parseka, wynosi 0,765 sekundy kątowej. Ponieważ
Proxima Centauri gwiazda najbliższa, jej paralaksa jest największa. W rzeczywistości pozorne
ruchy bliskich gwiazd na sklepieniu niebieskim są rzutem perspektywicznym na stałe tło, które
tworzą gwiazdy dużo dalsze, dla których te same przemieszczenia są niezauważalne. Pozorne
trajektorie eliptyczne bliskich gwiazd na sklepieniu niebieskim odtwarzają w zmniejszeniu
proporcjonalnym do ich odległości kształt orbity ziemskiej.
Korzystając z trygonometrii można bezpośrednio określić odległość gwiazdy na podstawie jej
paralaksy i odległości Ziemi od Słońca.
Bessel i Rath zmierzyli po raz pierwszy w 1839 roku paralaksę gwiazdy i określili jej odległość
wynoszącą 3,2 parseka. Skala odległości gwiazdowych została w ten sposób ustawiona. Dokładna
odległość do 61Cygnus
wynosi 3,42 parseka.
Pomiary paralaksy rocznej pozwalają określić odległość gwiazd. Chociaż jest to naprawdę
doskonała metoda, to można ją zastosować jedynie w odniesieniu do gwiazd bliskich; pomiary
wykonywane z Ziemi nie pozwalają wyznaczyć mniejszych różnic w położeniu względnym niż 5
setnych sekundy kątowej, co odpowiada maksymalnej odległości 20 parseków. W odległości
mniejszej niż 20 parseków znajduje się 1049 gwiazd, ale tylko dla 200 spośród nich określono
odległości z dokładnością większą niż 10%.
Jeśli gwiazdy byłyby rozłożone równomiernie w Galaktyce, to ich średnie odległości wynosiłyby
około 4 parseków, to znaczy 100 milionów razy więcej od ich promieni.
Pewien wariant metody paralaksy został przystosowany do pomiaru odległości gwiazd
zgrupowanych w gromady, jak na przykład Hydes (gwiazdy z głowy Byka). Te gwiazdy są zbyt
odległe, aby mierzyć ich paralaksy, ale przemieszczają się one w przestrzeni względem Słońca jako
cała grupa. Ich ruchy rejestrowane rok po roku tworzą małe przesunięcie na sklepieniu niebieskim.
Te ruchy zwane ruchami własnymi są w rzeczywistości równoległe, choć nie widać tego z Ziemi.
Wydają się zbiegać w punkcie ucieczki, co jest wynikiem perspektywy. Mierząc przesunięcie
dopplerowskie widma tych gwiazd, można też obliczyć prędkość gromady względem Układu
Słonecznego zwaną prędkością radialną. A
ącząc te pomiary z wielkością kąta pomiędzy środkiem
gromady i punktem ucieczki określono bezpośrednio odległość gromady.
Odległość gromady Hydes obliczona tą metodą wynosi 41 parseków. Odległość do sławnej
gromady Plejad wynosi 130 parseków. Zmierzono bezpośrednio odległość do około tysiąca gwiazd.
Dla innych trzeba stosować metody pośrednie, obarczone większymi lub mniejszymi błędami,
czasem trudnymi do oszacowania.
Masa gwiazd
Ponad połowa gwiazd nie jest gwiazdami pojedynczymi, ale stanowi układy gwiazd podwójnych
lub wielokrotnych, związanych wzajemnym przyciąganiem. Nawet za pomocą małego teleskopu
można zauważyć, że Mizar w gwiazdozbiorze Wielkiej Niedz
wiedzicy ma dwie składowe. W
rzeczywistości jednak każda z nich jest sama gwiazdą podwójną, a słabsza nawet potrójną. Mizar
jest prawdopodobnie systemem pięcioskładnikowym. W prostych przypadkach ciasnych układów
podwójnych zdarza się, że możemy obserwować ruchy orbitalne dwóch składowych. Zgodnie z
prawami Keplera zakreślają one elipsy, a w jednym z ich ognisk znajduje się środek masy. Pomiar
pozornej średnicy kątowej orbity jednej z gwiazd zwanej paralaksą dynamiczną i czas potrzebny na
jej przebycie wynoszący od kilku do kilkuset lat pozwolił dzięki trzeciemu prawu Keplera określić
sumę mas obu gwiazd. Masę każdej z gwiazd można określić jedynie wówczas, gdy zdarzy się
możliwość określenia pozornej orbity gwiazdy towarzyszącej. Zdołano w ten sposób zmierzyć z
dość dużą dokładnością masy około pięćdziesięciu bardzo bliskich gwiazd. Zawierają się one
między 0,1 a 50 masy słonecznej. Sytuacja jest oczywiście mniej korzystna w wypadku gwiazd
podwójnych bardzo dalekich lub takich, których składowe są bardzo zbliżone. Układy podwójne
lub wielokrotne o składowych bardzo dalekich mają również zaburzone okresowe zmiany widm na
skutek wzajemnego ich nakładania się. Widmo każdej z gwiazd jest układem charakterystycznych
prążków, których położenia oscylują periodycznie wokół wartości średniej. Ich przesunięcie na
skutek efektu Dopplera pozwala wyznaczyć w każdym momencie prędkość radialną składowych.
Dla takich obiektów zwanych podwójnymi spektroskopowo można czasami wyznaczyć zmiany
prędkości radialnych gwiazd podczas całego okresu obiegu. Jeśli oba widma są dobrze widoczne,
zastosowanie praw Keplera określa górną granicę masy składowych. Jeśli można obserwować tylko
jedno z widm, bo druga składowa jest zbyt słaba, otrzymuje się jedynie górną granicę całej masy
obydwu składowych.
Jednoczesne badanie układów binarnych - wizualne i spektroskopowe -pozwoliły określić masy
około 200 gwiazd. Wydaje się, że gwiazdy o małej masie są znacznie mniej liczne niż gwiazdy
masywne. Mają one też mniejszą jasność. Masa gwiazdy warunkuje jej ewolucję. Jest kluczowym
parametrem ewolucji gwiazd i można jedynie żałować, że znamy obecnie zbyt mało gwiazd,
których masy udało się zmierzyć bezpośrednio. Do określenia mas gwiazd odległych można
stosować jedynie metody pośrednie.
Promienie gwiazd
Układy podwójne oprócz określenia masy gwiazd dostarczają też w wielu wypadkach dokładnych
informacji o ich względnych rozmiarach.
Wprawdzie pozorne orbity układów gwiazd podwójnych są niewielkie, ale mogą zdarzać się
wzajemne zaćmienia tych gwiazd. Okresowe zmiany obserwowanego blasku tych systemów
nazywają się "krzywą zmian jasności". Kształt jej zależy od tego, czy zaćmienie było całkowite, czy
też częściowe. Jeśli gwiazdy znajdują się bardzo blisko siebie, to orbity przestają być sferyczne;
wzajemna grawitacja deformuje je do postaci wydłużonych elipsod. W skrajnych wypadkach,
podobnych do układu w Wielkiej Niedz
wiedzicy, dwie obwiednie zlewają się w wielką wspólną
obwiednię, wewnątrz której krążą obydwie gwiazdy.
Pomimo całej złożoności i niejednoznaczności w interpretacji krzywych zmian jasności można z
nich wydedukować wielkość promieni obydwu stowarzyszonych gwiazd. A. Michelson i F.G.
Pease, posługując się techniką interferometrii optycznej, zmierzyli w 1921 roku średnicę kilku
gwiazd nadolbrzymów. Obecnie dzięki odkryciu przez A. Labeyrie`a interferometru plamkowego
oraz wielkiemu rozwojowi interferometrii tradycyjnej możemy obserwować tarcze bliskich gwiazd
nadolbrzymów. Na przykład Betelgeuse jest czerwonym nadolbrzymem odległym o około 200
parseków. Jego promień jest 800 razy większy niż promień Słońca, to znaczy 1,3 razy większy od
pasa asteroidów. Znacznie bliższy Syriusz (2,7 pc) jest o wiele mniejszy. Jego promień jest
zaledwie dwa razy większy niż promień Słońca.
Świetlne przesłanie gwiazd
Promieniowanie, które do nas dociera, niesie bardzo wiele informacji. Wskazuje na ilość energii
wytwarzanej przez gwiazdę, temperaturę i skład chemiczny jej powierzchni. Widmo gwiazdy
zawiera czasami informacje wskazujące na istnienie szybko rozszerzającej się otoczki, dzięki
którym można określić jego prędkość.
Blask gwiazdy wyraża się w wielkościach gwiazdowych (magnitudo). Energia promieniowania nie
jest równomiernie rozłożona w całym obszarze długości fal. Blask gwiazdy zmienia się zależnie od
tego, czy patrzymy na nią przez filtr czerwony, żółty, niebieski, czy też ultrafioletowy. Należy
zdefiniować dokładniej wielkość gwiazdową wskazując zakres długości fal wybranych za pomocą
kalibrowanych filtrów. Używa się zwykle układu trzech filtrów przepuszczając wąski zakres fal o
długościach zbliżonych do trzech barw: ultrafioletowej, niebieskiej i żółtej.
Ta ostatnia barwa, odpowiadająca maksymalnej czułości oka ludzkiego, nosi z tego powodu nazwę
wielkości gwiazdowej widzialnej.
Własności promieniowania danej gwiazdy, jakie możemy obserwować, różnią się zasadniczo od
tych, jakie charakteryzują promieniowanie podczas emisji, z trzech powodów. Po pierwsze,
oddalenie gwiazdy przejawia się zmniejszeniem obserwowanej jasności proporcjonalnie do
kwadratu odległości. Efekt ten jest niezależny od długości fali. Nie wpływa on na widmo
energetyczne światła czerwonego, niebieskiego czy ultrafioletowego. Po drugie, część
promieniowania zostaje pochłonięta bądz
rozproszona przez materię międzygwiazdową. Zjawisko
zbadane po raz pierwszy przez Trumplera 1930 roku jest bardzo niekorzystne. Uniemożliwia
obserwację w zakresie widzialnym gwiazd odległych o więcej niż kilka kiloparseków.
Promieniowanie przechwytywane przez pył kosmiczny jest tym łatwiej pochłaniane, im mniejsza
jest długość fali. Dla widma światła widzialnego pochłanianie promieniowania jest odwrotnie
proporcjonalne do długości fali.
Fotony z części niebieskiej widma są półtora razy łatwiej absorbowane i rozpraszane przez materię
międzygwiazdową niż fotony światła czerwonego. Z kolei fotony promieniowania podczerwonego
poruszają się prawie bez przeszkód. Z tego powodu odległe gwiazdy widzimy jako czerwone.
Dzieje się tak nie dlatego, że są rzeczywiście bardziej czerwone od innych, lecz z uwagi na to, iż
docierające do nas promieniowanie jest ubogie w światło niebieskie. Obserwowana jasność
gwiazdy musi być skorygowana w zależności od długości fali wygaszonej w wyniku pochłaniania.
Dokonuje się więc swoistego "odczerwienienia" gwiazdy.
Temperatura gwiazd
Energia wypromieniowywana prze gwiazdę rozkłada się na cały zakres widma zależnie od
temperatury powierzchni. Po przeprowadzeniu operacji "odczerwienienia" wiele gwiazd ma barwę
żółtą lub pomarańczową, jak Słońce lub Aldebaran, z kolei inne, mniej liczne, świecą biało jak
Syriusz bądz
Vega.
Promieniowanie gwiazd podobne jest do tego, jakie wysyłałyby szczelnie zamknięty piec,
rozpalony do wysokiej temperatury. Energia rozkłada się w sposób ciągły na wszystkie długości fal.
Jednakże długości fal, dla których wartość energii osiąga maksimum, są odwrotnie proporcjonalne
do temperatury pieca. Stała proporcjonalności nie zależy od rodzaju, kształtu ani komponentów
chemicznych pieca.
Promieniowanie gwiazd dokładnie określa temperaturę efektywną. Przeciwnie niż w wypadku
pieca doskonałego atmosfera gwiazdy nie ma jednakowej temperatury w całej swojej objętości.
Temperatura efektywna, charakteryzowana przez promieniowanie, odpowiada temperaturze
panującej w połowie wysokości atmosfery gwiazdy.
Promieniowanie emitowane przez gwiazdę nie jest jednak identyczne z tym, jakie wysyłałoby ciało
doskonale czarne umieszczone w idealnym piecu. Gwiazda jest bowiem obiektem otwartym.
Różnica ta objawia się obecnością prążków w widmach gwiazd. Dowolny pierwiastek chemiczny
jest zdolny do pochłaniania i reemisji fotonów o dokładnie określonej odpowiadającej im długości
fali. Wartość ta zmienia się zależnie od stopnia zjonizowania atomów danego pierwiastka. W ciele
czarnym bądz
w zamkniętym piecu każdy wyemitowany foton o określonej długości fali jest
natychmiast pochłaniany. W ten sposób w doskonałym piecu, a więc w idealnie izolowanym,
energia promieniowania odpowiadająca każdemu przedziałowi długości fali jest stała i jednakowa.
Ten rozkład energii, wynikający z prawa Plancka, zależy wyłącznie od temperatury.
Jednakże wewnątrz atmosfery gwiazdy sytuacja jest zupełnie inna. Różnica polega na tym, że
fotony znajdujące się na powierzchni wydostają się w końcu na zewnątrz. Kiedy obserwujemy jakąś
gwiazdę, docierają do nas jedynie fotony wysłane dokładnie w kierunku Ziemi. Zanim swobodnie
opuściły atmosferę gwiazdy, zostały po raz ostatni pochłonięte przez jakiś atom i następnie
ponownie wyemitowane we właściwym kierunku. Zdarzenie to mogło nastąpić w dowolnym
miejscu wewnątrz gwiazdy.
Strumień światła nie jest zaburzony, o ile obydwa procesy: absorpcji i emisji, zmieniające
wprawdzie energię i kierunek przemieszczania się fotonów nastąpiły jednocześnie, a jeden z tych
fotonów kierował się początkowo ku Ziemi. Cały strumień przemieszcza się w ten sposób w
kierunku powierzchni gwiazdy, chociaż wciąż zmieniają się fotony, które go tworzą.
Przy każdym procesie absorpcji - reemisji zachodzi wymiana z fotonami przemieszczającymi się w
przeciwnym kierunku, pochodzącymi z najwyższych warstw atmosfery. Jest ich jednak coraz mniej
w miarę zbliżania się do powierzchni, w praktyce bowiem żaden foton nie dostaje się do wnętrza
gwiazdy z przestrzeni kosmicznej. W dodatku szybkie rozrzedzanie atmosfery powoduje spadek
prawdopodobieństwa takiej dyfuzji wstecznej.
W ten sposób zachowanie równowagi, koniecznej do podtrzymania strumienia fotonów w kierunku
Ziemi, jest mniej prawdopodobne ze względu na spadek liczby fotonów poruszających się w
przeciwnym kierunku.
Analiza spektroskopowa strumienia świetlnego ukazuje istnienie "prążków absorpcyjnych"
(zmniejszenie intensywności światła w danym, wąskim zakresie długości fali odpowiadającym
dokładnie energii foto- nów zaabsorbowanych przez atomy i jony występujące w atmosferze
gwiazdy). Pozostałe długości fal nie są zakłócane i tworzą continuum, czyli tło, z którego zostały
wycięte prążki widma.
TYPOLOGIA GWIAZD
Gwiazda jest dla oka jedynie świecącym, kolorowym i migającym punktem. Jej jasność zależy od
jasności absolutnej (zależy od jej masy) i od odległości od Ziemi. Barwa jest wskaz
nikiem
temperatury powierzchni. Gwiazdy mrugają na skutek braku stabilności atmosfery ziemskiej.
Nawet sama znajomość jasności absolutnej, temperatury rzeczywistej i składu chemicznego
(ustalonego na podstawie badań spektroskopowych) wystarczy by stwierdzić, w jakim stadium
ewolucji znajduje się obserwowana gwiazda.
Dla stworzenia typologii, astronomowie Ejnar Hertzsprung i Henry Russell dowiedli, że gwiazdy
można sklasyfikować za pomocą specjalnego diagramu. Nosi on nazwę pochodzącą od ich nazwisk.
Każda gwiazda może być przedstawiona na tym diagramie, zależnie od temperatury powierzchni i
jasności absolutnej. Jeśli naniesiemy na ten diagram punkty przedstawiające 1000 gwiazd
najbliższych Ziemi, to zauważymy że większość z nich zajmie pasmo rozciągające się od gwiazd
jasnych i gorących i kończące się na gwiazdach ciemnych i zimnych. Pasmo to nazywane jest
ciągiem głównym karłów. Do tej licznej rodziny należy także Słońce. Mniej liczna jest grupa
gwiazd tysiąckrotnie jaśniejszych przy tej samej temperaturze powierzchni. Są to czerwone
olbrzymy. Jest także nieliczna grupa gwiazd zarówno niebieskich, jak i czerwonych, które są
dziesięć do stu razy jaśniejsze. To grupa nadolbrzymów. Inne z kolei, o bardzo wysokiej
temperaturze powierzchni i niewielkiej jasności, nazywane są białymi karłami. Każda z tych rodzin
odpowiada dokładnie określonemu stadium ewolucji gwiazd.
Większość gwiazd (w tym Słońce) wykazuje niezmienną jasność podczas
długich okresów (kilka miliardów lat w przypadku Słońca). Nie jest to cechą wszystkich gwiazd.
Niektóre regularnie pulsują, jak Cafeidy lub RR Liry, których okres pulsowania związany jest z ich
jasnością. W innych wypadkach jasność gwałtownie wzrasta, a następnie spada po okresie miesiąca
lub roku. Ciemniejsze spośród tych obiektów klasyfikuje się jako nowe, supernowe zaś to gwiazdy
gwałtownie eksplodujące.
EWOLUCJA GWIAZD. NUKLEOSYNTEZA
Gwiazdy nie są obiektami trwałymi. Na podstawie obserwacji i analiz ustalił się wśród
astrofizyków pogląd, że gwiazdy powstają również obecnie; wytwarzają energię, wypromieniowują
ją, wreszcie w końcowym etapie przemian zachodzących w ich wnętrzu - przygasają z braku z
ródeł
energii.
Gwiazdy tworzą się z obłoków gazu i pyłu międzygwiezdnego w wyniku ich grawitacyjnego
kurczenia się. Podczas takiej kontrakcji obłok ma tendencje do rozpadania się na mniejsze,
indywidualnie kurczące się obszary, które stają się pojedynczymi gwiazdami, tworzącymi gromady
gwiazd.
Długo naświetlane fotografie Plejad wykazują, że gwiazdy należące do tej otwartej gromady są
zanurzone w gazie, z którego prawdopodobnie powstały. Nietrwałość dynamiczna gromad
otwartych wskazuje na fakt, że są to gwiazdy młode.
Oto krótka analiza narodzin gwiazdy. Kurczący się obłok gazu ogrzewa się aż do momentu
osiągnięcia równowagi, przy której siły związane z ciśnieniem równoważą się z siłami
grawitacyjnymi. Powstały twór nazywamy protogwiazdą. Z odległych obszarów mgławicy w
dalszym ciągu spada na protogwiazdę materia obłoku. Masa protogwiazdy zwiększa się, a
grawitacyjne siły powodują jej kurczenie się, przy jednoczesnym, ciągłym wypromieniowywaniu
energii.
Losy protogwiazdy w ogromnym stopniu zależą od jej masy. Konstruowane modele teoretyczne
gwiazd wskazują, że jeśli z kurczącego się obłoku materii międzygwiazdowej powstanie
protogwiazda o masie mniejszej niż 0,08 masy Słońca - świeci ona stosunkowo krótko kosztem
energii grawitacyjnej i stygnie, stając się w końcu czarnym karłem.
W przypadku masy nieco większej kurcząca się protogwiazda staje się właściwą gwiazdą w chwili
osiągnięcia w jej centrum temperatury około 107 K. W tych warunkach możliwa jest synteza
wodoru w hel, w wyniku reakcji p-p.
Gwiazda wchodzi w okres stabilności, zajmując miejsce na ciągu Hertzspunga - Russella, zależne
od swojej wytworzonej masy.
Reakcje termojądrowe są z
ródłem znacznych ilości energii, które równoważą straty energii,
ponoszone przez gwiazdę w wyniku promieniowania przez kilka miliardów lat.
Dalsza ewolucja gwiazdy zależy od masy gwiazdy. Te o masach mniejszych od 0,5 masy Słońca,
po wygaśnięciu reakcji p-p stają się białymi
karłami, to znaczy gwiazdami małymi, stosunkowo ciemnymi, o wysokiej temperaturze
powierzchniowej. Powstawaniu białych karłów towarzyszy często znaczne rozszerzenie się
zewnętrznych warstw gwiazdy, prowadzące do powstania mgławic planetarnych.
Gwiazdy o małych masach, rzędu 1 masy Słońca przebywają na ciągu głównym przez czas około
10 miliardów lat, "spalając" powoli wodór i wytwarzając hel. Ocenia się, że Słońce przebywa już na
ciągu głównym przez około 4,5 miliarda lat. Prawdopodobnie w ciągi najbliższego miliarda lat
Słońce nie zmieni jeszcze swych rozmiarów, ani ilości wytwarzanej i emitowanej energii, to znaczy
nie zmienią się też przez ten czas z przyczyn astronomicznych warunki życia na Ziemi.
Gwiazdy o masach około 15 mas Słońca znajdują się w ciągu głównym bardzo krótko, około 10
milionów lat, aż do znacznego zużycia wodoru.
W tego typu gwiazdach konwekcja obejmuje tylko pewną część gwiazdy i nie następuje mieszanie
w całej objętości, więc w jądrze gwiazdy z czasem zabraknie paliwa wodorowego. Ponieważ
gwiazda w dalszym ciągu traci energię przez promieniowanie, może zaistnieć wtórna kontrakcja,
prowadząca do wzrostu ciśnienia wodoru w wąskiej otoczce wokół helowego jądra. Procesy
przemiany wodoru w hel przebiegać będą teraz w cienkiej warstwie otaczającej jądro.
Tymczasem powstałe jądro helowe może kurczyć się, ogrzewać i po osiągnięciu znacznej
temperatury rządu 108 K może rozpocząć się proces syntezy helu w cięższe jądra węgla. W trakcie
syntezy węgla powstaje
stopniowo jądro węglowe gwiazdy. Prawdopodobnie przy masie gwiazdy większej niż 3 masy
Słońca powstałe jądro węglowe, może podczas kurczenia się wytwarzać w swym wnętrzu
temperaturę około 109 K. A w tych warunkach mogą rozpocząć się reakcje prowadzące do syntezy
węgla w neon.
Zapewne możliwe są dalsze reakcje termojądrowe, prowadzące do powstania izotopów 24Mg,
54Fe, 56Ni. Na tych ostatnich dwu izotopach kończą się się procesy syntezy pierwiastków w
gwiazdach.
Powstały żelazo - niklowy rdzeń gwiazdy składa się z jąder żelaza, niklu i elektronów, a gęstość i
temperatura tego rdzenia wzrastają w miarę postępujących procesów syntezy Fe i Ni.
Gdy tworzący się rdzeń osiągnie masę około 1,5 masy Słońca i temperaturę około 1010 K, wtedy
przy gęstości około 5 x 1012 kg / m3 następuje gwałtowny rozpad jąder żelaza i niklu na jądra helu
i neutrony.
Złożone procesy przemian jądrowych sprawiają, że równowaga między siłami grawitacyjnymi a
ciśnieniem składników rdzenia ulega zachwianiu i rdzeń ten ulega grawitacyjnemu zapadnięciu się.
Następuje potężna implozja, a opadające na jądro wewnętrzne warstwy gwiazdy ulegają odbiciu od
sprężystego jądra. Powstaje fala uderzeniowa wyrzucająca zewnętrzne warstwy gwiazdy. W efekcie
daje to potężną eksplozję gwiazdy. Obserwujemy wybuch gwiazdy supernowej, połączony z
wyrzuceniem znacznych (do 90% masy) mas materii gwiazdy. Pozostałe jądro kurczy się do
rozmiarów kilkunastu kilometrów, a materia w nim zawarta w tych warunkach przekształca się w
gaz neutronowy. Powstałe gwiazdy neutronowe są obserwowane jako pulsary.
W czasie wybuchu supernowej zachodzą szybkie reakcje syntezy ciężkich pierwiastków, które
rozpraszają się w przestrzeniach międzygwiazdowych, zasilając rozproszoną materię w ciężkie
jądra.
W świetle tej hipotezy nie wydaje się dziwne, że nasze Słońce, spalając powoli wodór, już zawiera
ciężkie pierwiastki.
W przypadku gwiazd o masach powyżej 8 mas Słońca powstałe jądro zapada się, a jego promień
może stać się mniejszy od granicznego dla danej masy promienia Schwarzschilda, tworząc czarną
dziurę.