Embed Size (px)
Citation preview
Czym są gwiazdy ?
Gwiazdy to samoświecące ciała niebieskie, będące skupiskiem związanej grawitacyjnie materii, w której zachodzą reakcje syntezy jądrowej. Wyzwolona w nich energia jest emitowana w postaci promieniowania elektromagnetycznego. Gwiazdy mają kształt zbliżony do kuli, zbudowane są głównie z wodoru i helu.
Dlaczego gwiazdy świecą ?
Gwiazdy świecą, bo temperatura w ich wnętrzach sięga milionów stopni. W każdej gwieździe energia pod postacią ciepła przepływa od środka gwiazdy w kierunku powierzchni, skąd zostaje wypromieniowana. Dzięki grawitacji każdy fragment gwiazdy jest przyciągany w kierunku wszystkich pozostałych fragmentów, co powoduje zgniatanie gwiazdy i podnosi jej temperaturę - najbardziej w środku. Przed zapadnięciem się gwiazdy do czarnej dziury (w wyniku działania grawitacji) zapobiega synteza jądrowa, czyli łączenie się dwóch jąder atomowych w nowe jądro.
Narodziny gwiazdGwiazdy rodzą się z gazu i pyłu
międzygwiazdowego. Jeżeli obłok międzygwiazdowy ma średnicę około jednego roku świetlnego i
jest dostatecznie gęsty, to zaczyna się wolno kurczyć.
Cząsteczki pyłu i atomy gazu są przyciągane przez siłę
grawitacyjną ku wspólnemu środkowi ciężkości. W głębi
świecących mgławic materia obłoku staje się coraz gęstsza,
rośnie przy tym jej temperatura. Kiedy obłok rozpada się na kilka
części (a temperatura przekraczała milion stopni) rodzą się
protogwiazdy.
1. Zagęszczenie wodoru i pyłu.2. W środku zagęszczenia powstaje protogwiazda3. Wypływ materii na zewnątrz z dwu biegunów
protogwiazdy, a napływ na okolice równikowe.4. Nowo narodzona gwiazda jest otoczona gazowo-pyłowym
dyskiem, z którego może powstać układ planetarny.
Największe ciśnienie, a więc i najwyższa temperatura panuje w pobliżu środka kuli gazowej.
Gdy temperatura wzrośnie tam do około 7 milionów stopni, wodór zacznie przemieniać się w hel.
Przemiana każdego grama wodoru dostarcza nowo powstałej gwieździe 150 tysięcy kWh energii.
Życie gwiazd
Życie gwiazd jest uzależnione od przebiegu reakcji termojądrowych. Stopniowa przemiana zaczyna się od najlżejszego pierwiastka – wodoru – który w samym centrum gwiazdy, czyli w jądrze, zamieniany jest w hel.
To właśnie wydzielająca się w trakcie tego procesu energia czyni wnętrze gwiazdy skrajnie gorącym.
Barwy gwiazd
Każda gwiazda w zależności od barwy ma swoje charakterystyczne widmo.
Sklasyfikowano je według nazw literowych: O, B, A, F, G, K, M, określających typ widmowy. Np. gwiazda niebieska typu O ma temp. powierzchni ponad 25000 K, a czerwona typu M ma temp. 3500 K.
Każdy z typów widmowych dzieli się na 10 podtypów, określanych numerami w taki sposób, że podtyp 0 to gwiazdy najgorętsze, a podtyp 9 - najchłodniejsze. Słońce jest gwiazdą typu G2.
Kolor zależy od temperatury gwiazdy
Najgorętsze gwiazdy mają barwę niebiesko białą. Chłodniejsze i słabiej świecące są czerwone. Im wyżej gwiazda na diagramie, tym jest jaśniejsza. Został wprowadzony podział gwiazd na siedem głównych klas jasności (od najsłabiej świecących do najjaśniejszych):
• VII – białe karły• VI – podkarły• V – ciąg główny• IV – podolbrzymy
• III – olbrzymy• II – jasne olbrzymy• I – nadolbrzymy
Wykres Hertzsprunga-Russela
Czerwone olbrzymy Wskutek dużej masy własnej gwiazda jest zawsze zgniatana
siłą własnej grawitacji. Początkowo ciśnienie promieniowania i ciśnienie gazu w jej wnętrzu skutecznie przeciwstawiają się sile grawitacji i na długi okres ustala się równowaga sił. Gdy jednak w jądrze zaczyna brakować energii, jest to początek końca gwiazdy. Wewnętrzne warstwy gwiazdy ulegają silnej kompresji, natomiast warstwy zewnętrzne rozdymają się i stygną, w wyniku czego olbrzymia gwiazda zaczyna świecić na czerwono.
Budowa wewnętrzna żółtych karłów typu Słońca i czerwonych
olbrzymów (właściwą skalę rozmiarów ukazuje wstawka w
prawym dolnym rogu).
Białe karły
Możliwym końcem egzystencji stosunkowo
mało masywnej gwiazdy jest biały karzeł. Rodzaj
śmierci gwiazdy zależy od jej masy.
Tak zwana masa krytyczna czyli największa masa jaką
może mieć gwiazda, by przekształcić się pod
koniec ewolucji w białego karła, odpowiada mniej
więcej 1,4 masy Słońca.
Zmiany wyglądu gwiazd
Zmiany wyglądu gwiazd świadczą o tym, jak dużo przemian zachodzi w ich wnętrzu. Od początkowych faz kurczenia się poprzez spalanie i ponowny zapłon nuklearny jądra i warstw jej powłok.
Podczas tych zjawisk, jadra atomów stają się coraz cięższe i nie produkują już tak olbrzymiej życiodajnej energii.
Życie gwiazd masywnych kończy się niewyobrażalną eksplozją, naukowo nazywaną supernową.
Gwiazdy supernowe
Istnieją dwa zjawiska, które mogą doprowadzić
do supernowej.
W pierwszym przypadku biały karzeł gromadzi materię wypływającą z drugiej gwiazdy. Jeżeli jego masa osiągnie powyżej 1,4 masy Słońca dochodzi do katastrofalnego wzrostu wydajności reakcji termojądrowych węgla w jądrze i wyrzucenia gigantycznej eksplozji warstw zewnętrznych o masie Słońca.
Drugi mechanizm polega na katastrofalnym zapadnięciu się jądra gwiazdy po wyczerpaniu całego dostępnego paliwa dla reakcji termojądrowych. W ciągu kilku sekund następuje eksplozja rozrywająca gwiazdę, której jasność jest tak ogromna, że dorównuje blaskowi całej galaktyki.
Gwiazdy neutronowe
Gwiazda, która w końcu swojego cyklu życiowego ma dużą masę, co najmniej rzędu kilku mas Słońca, może stać się ostatecznie gwiazdą neutronową. Materia jej jądra ulega bowiem tak silnemu zagęszczeniu, że elektrony i protony łączą się w neutrony.
Gęstość gwiazdy neutronowej jest niewyobrażalnie duża a jej rozmiar bardzo mały. Gwiazdy neutronowe bardzo szybko wirują. Zależnie od wielkości wykonują w ciągu sekundy nawet kilka obrotów wokół własnej osi.
Czarne dziury
Powszechnie uważa się, że nie wszystkie supernowe prowadzą do gwiazdy neutronowej. Jeżeli masa gwiazdy jest dostatecznie duża, malejący podczas zapadania się
promień gwiazdy może przekroczyć jej grawitacyjny promień
Schwarzschilda i wówczas gwiazda stanie się czarną dziurą.
