Narodziny, życie i śmierć gwiazd

Gwiazdy, jak ludzie, rodzą się, żyją jakiś czas i umierają. Ich czas życia jest jednak nieporównanie dłuższy i wynosi od milionów do miliardów lat. Gwiazdy świecą, gdyż głęboko w ich wnętrzu, w wyniku procesów jądrowych, wytwarzana jest energia.

W trakcie swego życia, od narodzin do śmierci, gwiazdy przebiegają różne stadia, podczas których zmieniają swoją strukturę i wygląd. W dalszej części omawiamy życie gwiazd od narodzin aż do ich końca.

W jaki sposób tworzą się gwiazdy?

Materia nie jest rozłożona jednorodnie we wszechświecie. Istnieją obszary w obłokach gazu i pyłu - w tzw. ośrodku międzygwiezdnym - gęstsze od swego otoczenia. Obszary te mogą zmniejszać się pod wpływem własnej siły ciążenia. Proces taki trwa kilka milionów lat. W końcu temperatura i gęstość w środku obszaru staje się tak wielka, że w wyniku reakcji jądrowych zaczyna powstawać energia. Rodzi się wtedy nowa gwiazda, która zaczyna świecić. Gwiazdy nie są jedynie piecami kosmicznymi wytwarzającymi energię. Dzięki reakcjom jądrowym wytwarzają one pierwiastki występujące we Wszechświecie, w tym te niezbędne do życia.

Wykres Hertzsprunga-Russella: wykreślając gwiazdy

Obserwując gwiazdę astronomowie mogą zobaczyć głównie dwie rzeczy. Pierwsza, to jasność absolutna gwiazdy, druga, to jej kolor. Jasność absolutna gwiazdy jest jej rzeczywistą jasnością, a nie tą, którą widzimy, i która zależy od odległości gwiazdy od nas. Mierzy się ją wartością emitowanej energii lub mocy promieniowania gwiazdy, podczas gdy kolor gwiazdy związany jest z temperaturą na jej powierzchni. Każda zaobserwowana gwiazda nanoszona jest jako punkt na wykres znany pod nazwą wykresu Hertzsprunga-Russela, najważniejszego wykresu w astronomii. Nazwę swą bierze od nazwisk dwóch astronomów, którzy jako pierwsi sporządzili taki wykres. Na osi poziomej naniesiona jest temperatura rosnąca od prawej do lewej strony, na osi pionowej zaś jasność absolutna.

Interesującą cechą wykresu Hertzsprunga-Russella jest to, że gwiazdy nie są na nim rozłożone równomiernie. Przeciwnie, większość gwiazd leży w pasmie zwanym głównym ciągiem: od lewej górnej części (gwiazdy duże, jasne i gorące) do dołu do prawej strony (gwiazdy małe, blade i zimne). Znajdujemy też dwie mniejsze grupy gwiazd, zwane czerwonymi olbrzymami - w górnym prawym rogu wykresu (gwiazdy duże, jasne i zimne) oraz białymi karłami (gwiazdy małe, blade i gorące) - w lewym dolnym rogu.

Gwiazdy głównego ciągu : stan normalny gwiazdy

Przez większość swego czasu życia gwiazda ma w przybliżeniu tę samą jasność oraz temperaturę powierzchni i z tego względu jej położenie na wykresie Hertzsprunga-Russela nie zmienia się. Z tego powodu gwiazdy w tym okresie nazywane są gwiazdami głównego ciągu. Typową taką gwiazdą jest nasze Słońce. Gwiazdy z lewej górnej części wykresu Hertzsprunga-Russela są gorętsze i jaśniejsze, te z prawej dolnej strony są zimniejsze i bledsze.

Czerwone olbrzymy: gwiazdy się starzeją

Pod koniec swego życia temperatura i gęstość w centralnej części gwiazdy stają się większe i jasność gwiazd rośnie. Dzięki wzmożonemu wydzielaniu ciepła promień gwiazdy rośnie 100 do 1000 razy. Rozszerzenie to powoduje zmniejszenie się temperatury powierzchni o około 50 procent, a gwiazda staje się czerwieńsza. Z tego powodu gwiazdy takie nazywamy czerwonymi olbrzymami. Na wykresie Hertzsprunga-Russela znajdują się one w prawym górnym rogu.

Nasze Słońce również stanie się czerwonym olbrzymem. Żyje już od 4,5 miliarda lat. Po około kolejnych 5 miliardach lat nasze Słońce stanie się czerwonym olbrzymem i na tyle zwiększy swój rozmiar, że jego promień sięgnie orbity ziemskiej. Temperatura Ziemi osiągnie wtedy kilka tysięcy stopni. Cała woda wyparuje, życie zniknie z powierzchni Ziemi, a Ziemia stopniowo rozpuści się w Słońcu.

W wypadku gwiazd o masach mniejszych niż około ośmiu mas Słońca, po ustaniu grzania jądrowego, zewnętrzne warstwy stają się nadzwyczaj nietrwałe. Silne wiatry gwiezdne zdmuchują warstwy zewnętrzne z powierzchni gwiazdy. Taka chmura odsuwająca się od gwiazdy nosi nazwę mgławicy planetarnej. Mgławica ta nie ma jednak nic wspólnego z planetą, a swą nazwę bierze z faktu, że w dawnych czasach astronomowie błędnie myśleli, że takie mgławice są jakoś związane z planetami w naszym układzie słonecznym.

Po zdmuchnięciu mgławicy planetarnej pozostaje jedynie wewnętrzna część gwiazdy. Jest ona niewielkich rozmiarów i wciąż bardzo gorąca. Z tego względu nazywana jest białym karłem. Białe karły na wykresie Hertzsprunga-Russela znajdują się w lewym dolnym rogu.

Gdy ustaje grzanie jądrowe w gwiazdach o masach powyżej ośmiu mas Słońca, gwiazda wybucha w gigantycznej eksplozji. Eksplozja taka nazywa się supernową rodzaju II. W pierwszej sekundzie wybuchu supernowa może rozjarzyć się, jak cała galaktyka zawierająca miliardy gwiazd. Taka eksplozja miała miejsce w roku 1987 w galaktyce sąsiadującej z naszą galaktyką - Drogą Mleczną. Ponieważ zaobserwowano ją w roku 1987, nadano jej nazwę 1987A, gdzie A sygnalizuje, iż była to pierwsza eksplozja zaobserwowana w danym roku.

Centralna część gwiazdy pozostałej po wybuchu takiej supernowej jest gwiazdą neutronową, złożoną jedynie z neutronów. Jeśli pozostała po wybuchu masa centralnej części gwiazdy przewyższa około 2,5 raza masę Słońca, może utworzyć się czarna dziura.

Gwiazdy neutronowe: obiekty egzotyczne

Gwiazda neutronowa składa się głównie z neutronów i ma promień wynoszący jedynie około 10 km. Jest ona jednak tak gęsta, że jedna łyżeczka jej materii waży tyle co około 20 mas wielkiej piramidy w Egipcie. Wiele gwiazd neutronowych obraca się szybko, - okresy ich obrotów wynoszą od milisekund (1/1000 sekundy) do kilku sekund. Obroty te powodują wysyłanie ostrych i regularnych impulsów radiowych o takim samym okresie, rejestrowanych przez astronomów. Właśnie z tego względu gwiazdę neutronową nazywamy pulsarem. Od pierwszego odkrycia gwiazdy neutronowej w roku 1967 wykryto ponad 400 pulsarów.

Czarne dziury: obiekty fantastyczne

Jedną z najbardziej fantastycznych rzeczy, o których mógł człowiek myśleć, są czarne dziury. Czarna dziura, to część kosmosu, w której skoncentrowana jest tak wielka masa, że nic - nawet światło - nie może z niej się wydostać. Gdy po raz pierwszy postulowano istnienie czarnych dziur, nikt nie myślał, że takie obiekty mogą rzeczywiście istnieć we Wszechświecie. Czarne dziury można zaobserwować dzięki rozgrzewaniu otaczającej je materii, gdy pokonując spiralnie przestrzeń wchłaniana jest ona przez czarną dziurę.

Czarne dziury, których masa kilkakrotnie przekracza masę Słońca, są pozostałością wybuchów supernowych. Odkryto też, że w środku galaktyk mogą istnieć supermasywne czarne dziury o masach wynoszących miliony mas słonecznych. Prawdopodobnie czarna dziura znajduje się także w centrum naszej galaktyki - Drogi Mlecznej.

Tajemnicze kwazary, które emitują tyle energii, ile setki galaktyk i to z powierzchni niewiele większej od naszego układu słonecznego, są prawdopodobnie także czarnymi dziurami. Jasność kwazara powstaje w wyniku ciepła produkowanego podczas spiralnego ruchu i "połykania" otaczającego go gęstego pyłu, gazu, a nawet gwiazd przez supermasywną czarną dziurę. Kwazary znajdujemy jedynie w wielkich odległościach, gdy Wszechświat był znacznie młodszy. Gęstości pyłu, gazu i gwiazd otaczających czarne dziury były wówczas znacznie większe. Dziś czarne dziury w środku galaktyk wchłonęły większość otaczającej je materii i dlatego wytwarzają obecnie znacznie mniej energii.

Większość gwiazd nie jest pojedyncza, jak nasze Słońce - istnieją gwiazdy podwójne. Może się więc zdarzyć, że jedna z nich stanie się białym karłem, podczas gdy druga jeszcze będzie czerwonym olbrzymem. W takim wypadku materia będzie przechodzić w sposób ciągły z czerwonego olbrzyma do białego karła. Zależnie od tempa osadzania się materii na powierzchni białej gwiazdy możemy mieć do czynienia z dwiema możliwościami:

• Materia osadzona na powierzchni białego karła eksploduje. Taki wybuch nosi nazwę gwiazdy nowej, gdyż wygląda na niebie, jak nowopowstała gwiazda. Co roku obserwujemy dziesiątki takich gwiazd nowych. Przez kilka dni lub tygodni taka gwiazda jasno świeci, a potem znów znika. Gwiazdy nowe mogą też pojawiać się co kilka lat lub dekad.
• Może wybuchnąć cały biały karzeł. Taka gigantyczna eksplozja znana jest pod nazwą gwiazdy supernowej rodzaju I. Jej jasność jest podobna do jasności supernowej rodzaju II, tj. setek miliardów gwiazd.

Życie gwiazd od narodzin do śmierci przebiega w następujący sposób:

• Gwiazdy rodzą się podczas kontrakcji gazu międzygwiezdnego i obłoków pyłu (na górze z lewej strony)
• Przez większość swego życia pozostają gwiazdami głównego ciągu (w środku na górze)
• Pod koniec życia gwiazdy stają się czerwonymi olbrzymami (po prawej stronie u góry)
• W wypadku gwiazd o masie mniejszej od około ośmiu mas Słońca zewnętrzne części gwiazdy są zdmuchiwane przez wiatry gwiezdne i tworzą mgławice planetarne (niżej w środku). W środku takich gwiazd pozostają białe karły (na dole z prawej strony).
• Gwiazdy o masie większej niż osiem mas Słońca wybuchają jako supernowe (na dole w środku), a w ich środkach pozostają gwiazdy neutronowe lub czarne dziury (na dole z lewej strony).