Ewolucja gwiazd
Żadna gwiazda nie świeci wiecznie. Pojęcie ewolucji gwiazd odnosi się do zmian, które następują w gwiazdach w trakcie ich starzenia się, w całym okresie ich życia. Ponieważ ewolucja trwa miliardy lat, nie jesteśmy w stanie obserwować zachodzących zmian bezpośrednio.
Astronomowie najpierw konstruują teorie ewolucji gwiazd w taki sposób, aby były zgodne z prawami fizyki, a następnie sprawdzają swoje teorie, obserwując rzeczywiste gwiazdy.
Do sprawdzania zgodności teorii z obserwacjami służą diagramy H-R. Teoretycznie przewiduje się kolejne zmiany mocy promieniowania i temperatury gwiazd w okresie od ich narodzin do śmierci. Zmiany te, nanoszone na diagram H-R, tworzą teoretyczny tor ewolucji. Teoretyczne diagramy H-R są następnie porównywane z diagramami H-R dla grup rzeczywistych gwiazd.
Przewidywania współczesnej teorii ewolucji gwiazd są zgodne z danymi obserwacyjnymi dla rzeczywistych gwiazd.
Gwiazdy tworzą się z materii znajdującej się w przestrzeni kosmicznej. Miejscem narodzin gwiazd są obłoki międzygwiazdowe, złożone z materii gazowej i pyłowej.
Protogwiazda to gwiazda w najwcześniejszym stadium ewolucji. Można ją uważać za gwiazdę w chwili narodzin.
Protogwiazdy tworzą się przypadkowo w zagęszczeniach wewnątrz turbulentnych obłoków gazu (głównie wodoru) i pyłu w przestrzeni kosmicznej. Niewykluczone, że proces ten jest inicjowany przez fale uderzeniowe, wywołane wybuchem gwiazdy (supernowej).
Protogwiazda jest utrzymywana w całości przez siłę grawitacji. Początkowo grawitacja wciąga materię w kierunku środka zagęszczenia, powodując jego kurczenie się i wzrost gęstości. Podczas procesu kurczenia na protogwiazdę nadal spada materia. Grawitacyjne kurczenie się obłoku i protogwiazdy powoduje znaczny wzrost temperatury i ciśnienia w ich wnętrzu. Z gorącego ku zimniejszej powierzchni przepływa ciepło. Protogwiazda wypromieniowuje tę energię w przestrzeń kosmiczną, świecąc w promieniach podczerwonych.
W wirującym obłoku protogwiazdę może otaczać dysk utworzony z gazu i pyłu. Ten dysk także wypromieniowuje energię w podczerwieni. Możliwe, iż zagęszczenia cząstek w dysku narastają do tego stopnia, że w końcu mogą z nich powstać planety.
Kiedy temperatura w centrum protogwiazdy osiąga 10 mln K, zaczynają się reakcje syntezy jądrowej. Wyzwalają one ogromne ilości energii. Energia w centrum jest wytwarzana równie szybko, jak jest wysyłana na zewnątrz w przestrzeń kosmiczną. Dzięki temu we wnętrzu utrzymują się ogromne temperatury i ciśnienia.
Ciśnienie bardzo gorących gazów, wywierane na zewnątrz, jest równoważone przez przyciąganie grawitacyjne, skierowane do środka. Taka równowaga nosi nazwę równowagi hydrostatycznej. Protogwiazda przestaje się kurczyć i stale wysyła w przestrzeń taką samą ilość własnego światła. W tym momencie rodzi się gwiazda, Najprawdopodobniej w ten sposób około pięciu miliardów lat temu narodziło się nasze Słońce.
Obłoki, w których tworzą się protogwiazdy, nie są identyczne ani pod względem masy, ani pod względem rozkładu pierwiastków chemicznych. Cykl życia gwiazdy - czyli czas, w którym gwiazda ulega kolejnym etapom ewolucji - zależy od jej początkowej masy i składu chemicznego.
Gwiazdy o zbliżonej masie i podobnym początkowym składzie chemicznym pozostają mniej więcej jednakowo długo na tych samych etapach ewolucji.
Spośród gwiazd o podobnym składzie chemicznym, gwiazdy o bardzo dużej masie ewoluują najszybciej; gwiazdom o bardzo małej masie ewolucja zajmuje najwięcej czasu.
Gwiazdy ciągu głównego można uważać za gwiazdy dorosłe. W porównaniu do tempa zmian w protogwieździe, ewolucja gwiazd ciągu głównego jest bardzo powolna. Przez większość czasu swego istnienia gwiazda świeci stabilnym światłem, a jej moc promieniowania i temperatura odpowiada któremuś z punktów na ciągu głównym diagramu H-R.
Energia gwiazdy ciągu głównego pochodzi z zachodzących w jej centrum reakcji syntezy jądrowej, w których wodór zamienia się w hel. Cztery jądro wodoru łączą się w jedno lżejsze jądro helu. Znikająca masa jest zamieniana w energię i uwalniana (te same procesy wyzwalają energię w bombach wodorowych).
Energia uzyskana z reakcji syntezy jądrowej dociera w końcu do powierzchni gwiazdy. Wtedy zostaje wypromieniowana w przestrzeń kosmiczną.
Ilość energii wyzwalanej w reakcji syntezy jądrowej można obliczyć ze znanego równania Alberta Einsteina:
E = mc2
gdzie E = energia, m = różnica mas, a c = prędkość światła.
Gdy jednocześnie zachodzi wiele reakcji syntezy jądrowej, wówczas, zgodnie z równaniem Einsteina, wyzwalana jest ogromna ilość energii. Słońce jest gorącą kulą gazową świecącą w ustabilizowany sposób, bez dostrzegalnych zmian średnicy czy temperatury. Chociaż osiągnięcie mocy promieniowania Słońca wymaga zamiany w hel prawie 5 milionów ton wodoru na sekundę, w ciągu miliarda lat w energię świetlną zmienia się mniej niż jedna setna procenta całkowitej masy Słońca.
Gwiazda ciągu głównego świecie równomiernie aż do czasu, gdy cały dostępny wodór w jej rdzeniu zostanie zamieniony w hel. Potem gwiazda zaczyna umierać.
Nasze Słońce jest przeciętną gwiazdą średniej wielkości. Od około pięciu miliardów lat świeci stabilnie, jak wypada gwieździe ciągu głównego, i tak samo będzie świecić przez następne pięć miliardów lat.
Najszybciej umierają jasne gwiazdy, o bardzo dużej masie i temperaturze, gdyż najszybciej zużywają swój wodór. Masywne niebieskie olbrzymy, jak Rigel w gwiazdozbiorze Oriona, tylko przez kilka milionów lat świecą jako gwiazdy ciągu głównego.
Słabo świecące, zimne gwiazdy o najmniejszych masach żyją najdłużej, ponieważ najwolniej konsumują swoje paliwo wodorowe. Najstarszymi i najliczniej występującymi gwiazdami ciągu głównego są czerwone karły o małych masach. Żyją one wiele miliardów lat.
Gdy paliwo wodorowe w centrum gwiazdy ulegnie wyczerpaniu, gwiazda traci swoje źródło energii. Rdzeń, który wtedy składa się głównie z helu, zaczyna się kurczyć pod wpływem siły grawitacji. Synteza wodoru w hel trwa jednak nadal na styku rdzenia helowego i zewnętrznej otoczki wodorowej.
Grawitacyjne kurczenie się rdzenia powoduje wzrost jego temperatury, co sprawia, że reakcje termojądrowe na granicy rdzenia zachodzą szybciej i jasność gwiazdy wzrasta.
Olbrzymia energia wyzwalana w czasie tych reakcji i grawitacyjne kurczenie się rozgrzewają otaczające rdzeń warstwy. Gwiazda rozszerza się do gigantycznych rozmiarów. Jej gęstość, wszędzie poza rdzeniem, jest wtedy bardzo mała.
Podczas ekspansji temperatura powierzchniowa gwiazdy spada, a powierzchnia staje się czerwona. Ta duża, jasna, czerwona, starzejąca się gwiazda - to czerwony olbrzym. Jest zimna, ale świeci jasno z powodu gigantycznej powierzchni. Wartości mocy promieniowania i temperatury są takie jak na diagramie H-R w obszarze czerwonych olbrzymów.
Podobnie jak wszystkie gwiazdy, nasze Słońce w procesie umierania zmieni się w czerwonego olbrzyma. To olbrzymie, czerwone Słońce będzie świecić tak jasno, że skały na naszej planecie ulegną stopieniu, oceany wyparują, a wszystkie znane nam na ziemi formy życia przestaną istnieć.
Grawitacyjne kurczenie się rdzenia helowego prowadzi do wzrostu temperatury w jego wnętrzu do 100 mln K. Taka temperatura pozwala na reakcje syntezy jądrowej, w których hel zamienia się w węgiel.
Od momentu rozpoczęcia syntezy helu w węgiel rdzeń helowy powiększa się nieznacznie. Wobec braku oziębiającej, stabilizującej ekspansji rdzenia, gwałtownie wzrasta jego temperatura. Jądra helu łączą się coraz szybciej i rdzeń staje się coraz gorętszy. Ten niemal wybuchowy "zapłon" reakcji syntezy helu w węgiel nosi nazwę rozbłysku helowego. Po pewnym czasie temperatura wzrasta na tyle, że rdzeń zaczyna się rozszerzać. Wewnątrz następuje oziębienie i synteza helu zachodzi już równomiernie; w otoczce zewnętrznej trwa synteza wodoru w hel.
W największych czerwonych olbrzymach dalsze reakcje syntezy jądrowej mogą doprowadzić do wytworzenia się pierwiastków cięższych od węgla, takich jak tlen, glin i wapń.
Wszystkie gwiazdy, aczkolwiek w różnym tempie, ewoluują w ten sam sposób aż do czasu, gdy ich rdzeń składa się już głównie z węgla. Ostatni etap ewolucji gwiazdy, czyli sposób, w jaki w końcu umiera, zależy przede wszystkim od jej masy.
Małe gwiazdy, do około 1,4 masy Słońca, umierają spokojnie, cicho gasnąc w kosmicznej czerni. Gwiazdy o bardzo dużej masie kończą gwałtowną eksplozją, rozbłyskując jasno, nim oddadzą życie.
Gdy gwiazda o masie naszego Słońca wyczerpie już cały zapas swego paliwa helowego, staje się rozdętym czerwonym olbrzymem po raz ostatni. (Na tym etapie życia Słońce stanie się tak duże, iż pochłonie Merkurego, Wenus, Ziemię i Marsa.)
Gwiazda odrzuca wtedy część swojej masy. Najbardziej zewnętrzna otoczka wodorowa, wzbogacona cięższymi pierwiastkami, ulatuje w przestrzeń kosmiczną. Naładowane elektrycznie cząstki odpływają w postaci strumienia zwanego wiatrem gwiazdowym. Głębsze warstwy są wyrzucane w postaci rozszerzającej się warstwy gazu, o typowej szerokości od około 0,5 do 1 roku świetlnego, zwanej mgławicą planetarną. Mgławica rozszerza się z prędkością około 20-30 km/s, pozostawiając za sobą rdzeń gwiazdy.
Po odrzuceniu otoczki gazowej gwiazda pozostaje w postacie rdzenia węglowego otoczonego przez warstwę palącego się helu.
Gwiazda, która wyczerpała całe paliwo jądrowe, nie jest w stanie przeciwsta2wić się ciążeniu grawitacyjnemu. Ponieważ siła ciężkości ciągnie materię ku środkowi, gwiazda ponownie zaczyna się kurczyć. Grawitacyjne kurczenie się powoduje duży wzrost temperatury i ciśnienia; w konsekwencji atomy są pozbawiane elektronów. Gwiazda staje się małym, gorącym białym karłem, zbudowanym głównie z elektronów i jąder. Te mniejsze od atomów cząstki dają się ścisnąć bardziej niż całe atomy.
Gdy biały karzeł osiągnie w końcu rozmiar bliski rozmiarowi Ziemi, przestaje się dalej kurczyć. Białe karły o masie Słońca są bardzo gęste, gdyż siła ciężkości "upakowuje" całą tę masę w gwieździe o średnicy Ziemi. Siła ta jest 350 000 razy większa niż na Ziemi - gdyby człowiek mógł tam stanąć, byłby 350 000 razy cięższy.
Na tym etapie ewolucji powstaje czasami rozbłyskująca jasno gwiazda - nowa. Jeśli biały karzeł należy do układu podwójnego, może nań spaść materia z towarzyszącej mu gwiazdy, dostarczając paliwa na krótkotrwały rozbłysk.
Stopniowo biały karzeł oziębia się, staje się matowo czerwony i wypromieniowuje w przestrzeń kosmiczną resztę swojej energii. Na kosmicznym cmentarzysku staje się wtedy umarłym czarnym karłem.
Gwiazdy o bardzo dużych masach, osiem lub więcej razy cięższe od Słońca, umierają znacznie bardziej widowiskowo niż gwiazdy takie jak Słońce. Supernowa jest gigantyczną eksplozją gwiazdy.
Rdzeń węglowy gwiazdy o dużej masie kurczy się pod wpływem grawitacji w taki sam sposób jak w mniejszej gwieździe. Temperatura takiej gwiazdy rośnie jednak aż do 600 mln K. Wtedy w rdzeniu węglowym rozpoczynają się reakcje termojądrowe. Grawitacyjne zapadanie się ustaje, gdy cały węgiel zamieni się w magnez.
Gdy zużyje się węgiel, zaczyna się nowy cykl - grawitacyjne kurczenie się, wzrost temperatury, początek reakcji jądrowych, wytwarzanie nowych pierwiastków chemicznych i powstrzymywanie zapadania się gwiazdy. Wewnątrz gwiazdy produkowane są wtedy pierwiastki cięższe od węgla, taki jak azot i krzem, aż do momentu, gdy rdzeń gwiazdy składa się głównie z żelaza.
Żelazo kończy te cykle pożarów jądrowych i skurczów, ponieważ zamiast wytwarzać energię, samo wymaga jej dostarczania do swoich reakcji jądrowych. Gwiazda skazana na śmierć kurczy się po raz ostatni do stanu, w którym nie może już być bardziej ściśnięta. Wtedy gwałtownie eksploduje. Blask, jaki może osiągnąć supernowa, jest 100 miliardów raz większy od promieniowania Słońca. Przez krótki okres supernowa może być jaśniejsza od całej galaktyki.
Większość energii uwalnianej w trakcie wybuchu supernowej nie jest rejestrowalna w zakresie optycznym. Znaczna jej część niesiona jest z prędkością światła przez promieniowanie wysokoenergetyczne oraz neutrina wyrzucane z zapadającego się rdzenia. Energia ta jest kluczem do wyjaśnienia przyczyn eksplozji i rodzaju pierwiastków chemicznych wytwarzanych przez supernowe i rozpylanych w przestrzeni kosmicznej.
Supernowa 1987A, pierwsza jasna supernowa odkryta od czasu wynalezienia teleskopu, pojawiła się w Wielkim Obłoku Magellana w roku 1987. Widoczna była przez kilka miesięcy z półkuli południowej. Dokładnie tak jak przewidywała teoria, zaobserwowano neutrina. W czasie eksplozji rdzeń musiał mieć temperaturę 200 mld K!
Można śmiało powiedzieć, że składamy się z pyłu gwiazdowego. Wodór i hel były prawdopodobnie jedynymi pierwiastkami w czasie powstawania wszechświata. Pierwiastki chemiczne niezbędne do życia, takie jak węgiel, tlen i azot, są produkowane w płonących rdzeniach starzejących się gwiazd. Najcięższe pierwiastki, jak złoto i ołów powstają w skrajnie wysokich temperaturach i w silnych wiązkach neutronów w eksplodujących supernowych.
Wybuch supernowej rozpyla wszystkie nowe cząstki po przestrzeni kosmicznej. Mieszają się one z występującym już tam wodorem, helem i pyłem. Cały ten materiał, rozproszony w przestrzeni przez eksplodujące masywne gwiazdy, może być wykorzystywany do tworzenia nowych gwiazd i planet. Około pięciu miliardów lat temu z wzbogaconej w ten sposób chmury wodoru i helu powstało Słońce i Ziemia.
W 1054 roku n.e. obserwatorzy chińscy i Indianie amerykańscy odnotowali nową, jasną gwiazdę, świecącą nawet w dzień. Obecnie w miejscu tej supernowej widać mgławicę Krab w gwiazdozbiorze Byka - chmurę gazu rozszerzającą się z prędkością 1600 km/s. Dziś ma ona rozmiar około dziesięciu lat świetlnych, a w jej centrum wciąż jeszcze znajdują się resztki rdzenia pozostałego po wybuchu gwiazdy.
Gdy eksploduje gwiazda o bardzo dużej masie, może pozostawić po sobie gwiazdę o masie większej od Słońca, ściśniętej w niezwykle gęstą kulę o średnicy zaledwie 16 km. Ta supergęsta gwiazda jest zbudowana głównie z neutronów - nienaładowanych cząstek jądrowych. Kiedy po raz pierwszy postawiono hipotezę o istnieniu takich gwiazd, nazwano je gwiazdami neutronowymi.
Pulsary, pulsujące gwiazdy radiowe, zostały po raz pierwszy zaobserwowane w 1967 roku przez Jocelyn Bell, doktorantkę Uniwersytetu Cambridge w Anglii. Z regularnością zegarka wysyłają one w kierunku Ziemi silne wiązki fal radiowych o wąskim paśmie częstotliwości, w odstępach czasu od jednej milisekundy do czterech sekund.
Teoria przewidywała, że w centrum mgławicy Krab powinna istnieć gwiazda neutronowa. W 1968 roku odkryto tam pulsara. Od tej pory pulsar w Krabie jest obserwowany na wszystkich długościach fal elektromagnetycznych - od radiowych do gamma.
Pulsary to szybko wirujące gwiazdy neutronowe o silnym polu magnetycznym. Ich charakterystyczne krótkie i regularne impulsy pochodzą od wiązek promieniowania wysyłanego przez przyspieszanie cząstki o bardzo wysokiej energii, omiatające Ziemię w czasie regularnych obrotów gwiazdy neutronowej. Rotacja gwiazdy i tempo pulsacji maleją stopniowo, w miarę jak pulsar wypromieniowuje energię.
Gwiazda o rzeczywiście dużej masie, po przejściu przez fazę pulsara może zapadać się dalej, aż stanie się niezwykłym obiektem zwanym czarną dziurą.
Faktycznie czarne dziury wcale nie są dziurami. Przeciwnie, czarna dziura to wielka masa skurczona do wyjątkowo małych rozmiarów. Siła grawitacji takiego obiektu jest tak duża, że zgodnie z teorią względności Einsteina wsysa ona z sąsiedztwa całą materię, a nawet światło.
Czarnej dziury nie można zobaczyć, ponieważ ani światło, ani materia, ani żaden rodzaj sygnału nie mogą uciec od jej przyciągania grawitacyjnego - stąd jej nazwa. Powierzchnia czarnej dziury, a więc granica, przez którą nie można się wydostać żaden promień światła nazywa się horyzontem zdarzeń.
Krytycznym promieniem, przy którym ciało masywne o symetrii kulistej staje się czarną dziurą jest promień Schwarzschilda (Rs). Wyraża się on wzorem:
Rs=2GM/c2
Gdzie G to stała grawitacji, M to masa ciałami a c - prędkość światła. Promień Scharzschilda dla Słońca wynosi około trzech kilometrów, a dla Ziemi ok. jednego centymetra.
Teoria przewiduje, że gwiazda o masie większej niż trzy masy Słońca w czasie ostatniego zapadania się di wewnątrz przekroczy swój horyzont zdarzeń i zniknie z pola widzenia. Żadna ze znanych sił nie jest w stanie powstrzymać jej dalszego zapadania się, co może spowodować skurczenie się gwiazdy do punktu w centrum, zwanego osobliwością.
Odległy o 8150 lat świetlnych Cygnus X-1 w gwiazdozbiorze Łabędzia jest źródłem intensywnego promieniowania rentgenowskiego. Gwiazda ta, odkryta w 1966 roku, jest gwiazdą podwójną zaćmieniową, której niewidoczny składnik jest pierwszym kandydatem na czarną dziurę. Składnik widoczny jest niebieskim nadolbrzymem, który z nocy na noc wykazuje zmiany cech widmowych. Rejestrowane promieniowanie rentgenowskie jest być może emitowane wówczas, gdy niewidzialny składnik dzięki sile grawitacji wysysa materię ze swego widzialnego towarzysza.
Z pewnością w przyszłości, w miarę postępu badań nad czarnymi dziurami, usłyszymy więcej o tych tajemniczych obiektach.