Powstawanie gwiazd dla wszystkich gwiazd ciągu głównego wygląda

podobnie, dlatego następne animacje, które pokazują ten proces możemy

uznać za schemat dotyczący wszystkich omawianych tutaj gwiazd.

RO

DZ

AJ

GW

IAZ

DY

PO

ŁO

ŻE

NIE

OD

LE

-GŁ

OŚ

Ć

MA

SA

WIE

K

TY

P W

ID-

MO

WY

JAS

NO

ŚĆ

AB

S.

JAS

NO

ŚĆ

O

BS

.

KO

NIE

C Ż

YC

IA

Proxima Centauri

czerwony karzeł

Gwiazdozbiór Centaur

4,22 ly1/7 masy Słońca

- M5,5 15,49 m 11,12 m biały karzeł

Słońce żółty karzełDroga Mleczna -

ramię Orionaok. 150 mln km

1,9891 ×

1030 kg4,6

mld latG2 4,8 m - 26,8 m

mgławica planetarna - biały karzeł

Betelgeza czerwony nadolbrzym

Gwiazdozbiór Orion

427 ± 92 ly

ok. 15 mas

Słońca

8,5 mln lat

M1-2 - 5,14 m 0,45 mSupernowa typu II -

gwiazda neutronowa

Eta Carinae

niebieski nadolbrzym

lub hiperolbrzym

gwiazdozbiór Kil, mgławica

Carina

ok. 9 tys. ly

100 do 150 mas Słońca

ok. 1 mln lat

O3 (WN?) - 9,6 m 6,21 m

supernowa lub hipernowa - gwiazda

neutronowa lub czarna dziura

Widok z góry

Widok z boku

Proxima Centauri – obecnie jest to najbliższa Ziemi (po Słońcu) gwiazda, położona w odległości 4,22 roku

świetlnego od Ziemi. Gwiazda ta jest niewielkim, czerwonym karłem, którego masa wynosi 1/7 masy Słońca, średnica 1/7

średnicy Słońca, natomiast jasność zaledwie 1/18000 jasności Słońca. Oznacza to, że jej jasność widoma wynosi

+11,0m, a jasność absolutna +15,5m.Proxima Centauri jest położna w odległości ok. 3 miesięcy świetlnych od gwiazd Alfa Centauri A i B (które stanowią

układ podwójny), dlatego też przypuszcza się, że jest ona 3 składnikiem tego układu, wobec czego inna jej nazwa to Alfa

Centauri C. Typ widmowy tej gwiazdy to M 5,5, co umiejscawia tę gwiazdę na diagramie H-R w rejonie gwiazd

ciągu głównego jako niewielkiego czerwonego karła.

Temperatura powierzchniowa tej gwiazdy wynosi 3000 K lub trochę mniej. Jest to związane z niewielką masą tej

gwiazdy. Wobec tego w jej wnętrzu spalanie wodoru odbywa się w cyklu protonowo-protonowym. Ze względu

na niską temperaturę w gwieździe zachodzą procesy konwekcyjne, skutkiem których powstały hel nie gromadzi

się w jądrze gwiazdy, lecz jest w niej równomiernie rozmieszczony. Oznacza to, że gwiazda spali cały swój

wodór, a nie tylko tę część, która znajduje się w jej centrum.

Mało masywne gwiazdy

Gwiazda Proxima Centauri, jako że jest mało masywna (a więc chłodna oraz o niewielkim promieniu) będzie żyć bardzo długo

jako gwiazda ciągu głównego na diagramie Hertsprunga-Russella (nawet do kilkuset miliardów lat). Przyszłość tej

gwiazdy jest nieznana, ponieważ do tej pory żaden czerwony karzeł nie opuścił ciągu głównego, a więc nie możemy ze 100%

pewnością powiedzieć, jak potoczy się ewolucja tej gwiazdy, prócz tego, że ze względu na konwekcyjne ruchy plazmy nie

przekształci się ona w czerwonego olbrzyma. Obecnie przyjmuje się, że wraz z wiekiem bardzo powoli będą wzrastać jasność, promień i temperatura powierzchniowa gwiazdy. Jeśli wzrost temperatury będzie przeważający, to gwiazda przekształci się

w spalającego resztki wodoru błękitnego karła. Jednak ze względu na zbyt małą masę w jej centrum po spaleniu

wodoru nie będzie spalany hel; wówczas Proxima Centauri stopniowo przekształci się w helowego białego karła.

Słońce jest gwiazdą centralną Układu Słonecznego, wokół której krążą planety oraz mniejsze ciała niebieskie.

Jest ona najjaśniejszym obiektem na niebie i głównym źródłem energii docierającej do Ziemi.

Słońce jest oddalone od Ziemi o około 150 mln km, leży w jednym z ramion spiralnych Galaktyki, 26 tysięcy lat

świetlnych od jej środka i około 26 lat świetlnych od płaszczyzny równika Galaktyki. Okrąża centrum Drogi

Mlecznej z prędkością 220 km/s w czasie 226 milionów lat, co daje ponad 20 obiegów w czasie dotychczasowej historii

gwiazdy.

Ta najbliższa nas gwiazda jest rozognioną, zjonizowaną kulą gazową o średnicy 109 razy przekraczającej średnicę Ziemi, oraz o masie około 2×1030 kg, z czego 74% stanowi

wodór, 25% hel, a niespełna 1% pierwiastki cięższe i sporadycznie występujące proste związki chemiczne.

Jego objętość jest zatem ponad milion razy większa od objętości Ziemi. Dochodzące od Słońca żółto-białe światło pochodzi z fotosfery - warstwy atmosferycznej o grubości

około 500 km. Poniżej znajduje się wnętrze Słońca, a powyżej przezroczyste, zewnętrzne warstwy atmosfery. Temperatura

fotosfery wynosi około 5900°C, natomiast we wnętrzu gwiazdy dochodzi do 14 mln K (w tej temperaturze mogą

zachodzić reakcje syntezy jądrowej). Jednym ze sposobów jej oszacowania jest policzenie, jak gorące musi być Słońce, by wysyłało na odległość Ziemi tyle energii, ile dostajemy.

Powierzchnia Słońca jest niespokojna i ziarnista, co nazywa się granulacją słoneczną. Może być ona

zauważona dopiero za pomocą teleskopów. Kula plazmy utrzymywana jest w równowadze hydrostatycznej dzięki sile grawitacji materii znajdującej się powyżej z jednej

strony i rosnącym wraz z głębokością ciśnieniem gazu. W centrum ciśnienie osiąga 1016 Pa.

Słońce jest gwiazdą ciągu głównego (V klasa jasności). Jego typ widmowy (G2) charakteryzuje biaława barwa i obecność w widmie linii zjonizowanych i neutralnych

metali, oraz bardzo słabych linii wodoru.

Słońce będzie świecić jeszcze bardzo długo. Przeżyło już około 4,6 mld lat. Wodoru w jego wnętrzu starczy na drugie tyle. W większości spotyka się opinię, że za około 5 mld lat

Słonce wypali wodór w swoim wnętrzu. Jego jądro zbudowane będzie wówczas z helu. Zacznie się ono

stopniowo kurczyć. Na skutek zmniejszenia objętości dojdzie do wzrostu jego temperatury. W tym samym czasie otoczka Słońca zaczynie zwiększać swoje rozmiary. Niewielkie ilości

wodoru pozostaną jeszcze w pobliżu jądra i właśnie tam będzie odbywać się jego spalanie. Na skutek rozszerzania się

otoczki Słońca nastąpi spadek jego temperatury. Nasza Dzienna Gwiazda przekształci się w podolbrzyma, a następnie

w olbrzyma.

Co będzie dalej? Otóż na skutek dużej gęstości kurczącego się jądra helowego proces zmniejszania objętości zostanie spowolniony. Słońce będzie wędrować na diagramie H-R wzdłuż gałęzi czerwonych olbrzymów. Niska temperatura

powierzchniowych warstw gwiazdy doprowadzi do rozpoczęcia procesu konwekcji, która rozciągnie się na całą

otoczkę. Gdy wzrost masy jądra helowego będzie na poziomie 0.5 masy Słońca, to temperatura jego wnętrza będzie na tyle

wysoka, aby doszło do rozpoczęcia reakcji spalania helu. Wzrost temperatury nie spowoduje jednak wzrostu ciśnienia,

ale za to nastąpi przyspieszenie szybkości reakcji spalania helu. To w dalszym ciągu będzie podwyższać temperaturę.

Na pewnym jej poziomie dojdzie do tzw. błysku helowego. Potem rozpocznie się proces kurczenia otoczki i gwiazda

przejdzie na gałąź horyzontalną. Następnie, gdy hel zostanie wypalony, jądro Słońca będzie składać się z węgla i tlenu, będzie ono otoczone przez 2 strefy – bliżej jądra spalania helu, a trochę ponad nią spalania wodoru. Jądro naszej

gwiazdy będzie się wówczas kurczyć, a otoczka ekspanduje. Jednak dalsze reakcje jądrowe nie zostaną zapoczątkowane ze względu na zbyt niską temperaturę. Słońce wówczas jako czerwony olbrzym odrzuci swoją otoczkę – przekształci się w mgławicę planetarną, aż w końcu zostanie z niego tylko

stygnący biały karzeł.

Gwiazdy masywne

Gwiazdy masywne

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/91/Orion_constelation_PP3_map_PL.jpg

Betelgeza jest jedną z najjaśniejszych gwiazd na niebie, jak również jedną z najbardziej interesujących dla astronomów.

Jest ona ogromnym czerwonym nadolbrzymem, jej masę ocenia się na 14-15 mas Słońca. Jej średnica jest ogromna, tak duża (maks. 630 razy większa od Słońca), że za pomocą

ziemskich teleskopów jesteśmy w stanie widzieć jej powierzchnię jako dysk, a nie punkt (jeden z około 10 takich

przypadków wśród wszystkich gwiazd, oczywiście z pominięciem Słońca). Gdyby znajdowała się na miejscu

naszego Słońca, w momencie największego rozszerzenia, wypełniałaby układ słoneczny aż do orbity Marsa. Barwa gwiazdy jest wyraźnie czerwona, z łatwością można to

zauważyć gołym okiem. Odległość gwiazdy wynosi 427 ± 92 lat świetlnych.

Jako jedyna wśród najjaśniejszych gwiazd jest gwiazdą zmienną (średnia wielkość widoma: +0,45m, typowe wahania od +0,3m do +0,6m, ekstremalne do +1,3m). Zmiany jasności spowodowane są

głównie zmianami w średnicy i temperaturze powierzchni gwiazdy (pomiary wykazały wahania średnicy od 290 mln km

do 480 mln km). Do zmian w jasności przyczyniają się też plamy na powierzchni gwiazdy (analogiczne do plam słonecznych,

ale dużo większe i prawdopodobnie spowodowane przez nieco inny mechanizm fizyczny). Temperatura powierzchni tej gwiazdy sięga 3100 K, jasność zaś przewyższa jasność Słońca od 40 000

do 100 000 razy. Na jeden obrót wokół własnej osi potrzebuje 17 lat (prędkość obrotowa ok. 16,6 km/s). Betelgeza obecnie ma

około 8,5 miliona lat. Wiemy też że znajduje się przy końcu swego życia, a jej masa wynosi ok. 15 mas Słońca (wg różnych

źródeł 14-20). Możemy z tego wywnioskować, że życie rozpoczęła jako masywna, błękitna gwiazda ciągu głównego.

Wielokrotnie wędrowała ona na diagramie H-R to w prawo to w lewo, w miarę tego, jak rozpoczynały się w niej syntezy kolejnych pierwiastków, aż dziś wreszcie jest czerwonym

nadolbrzymem, który na skutek silnego wiatru gwiezdnego, traci około 1 masę Słońca w ciągu 10 000 lat (biorąc pod

uwagą obecną intensywność tego zjawiska). Przewiduje się, że w najbliższej przyszłości gwiazda ta w swoim wnętrzu

zsyntezuje żelazo, na skutek czego wybuchnie jako supernowa typu II. Jako supernowa typu II (oznaczona

SN 1987A) wybuchła gwiazda, będąca błękitnym nadolbrzymem w WOM. Jej masa przed eksplozją wynosiła około 18,5 masy Słońca – była wiec nieco masywniejsza niż

Betelgeza, ale jednak możemy posłużyć się opisem tej eksplozji, z racji tego, że eksplozje supernowych typu II są do

siebie dość podobne.

SN 1987A miała miejsce w błękitnym nadolbrzymie 12 wielkości gwiazdowej o nazwie Sanduleak. Gwiazda urodziła

się około 11 milionów lat temu i początkowo jej masa była 18 razy większa niż masa Słońca, tak że w szybkim tempie

spaliła całe swoje paliwo, by przeciwdziałać grawitacyjnemu zapadaniu się. W wyniku tego procesu świeciła 40 000 razy jaśniej niż Słońce i w ciągu zaledwie 10 milionów lat cały

wodór zawarty w jądrze zamienił się w hel. Gdy wewnętrzna część gwiazdy kurczyła się i stawała gorętsza,

jej zewnętrzne warstwy rozdymały się, zamieniając ją w nadolbrzyma. Jednak helowe spalanie mogło

podtrzymać gwiazdę tylko przez następny milion lat.

Gdy zostało zużyte helowe paliwo, gwiazda, by „przeżyć” zaczęła wykorzystywać inne możliwości. Przez 12 000 lat zamieniała węgiel i tlen na mieszaninę neonu, magnezu i

tlenu; przez 12 lat neon się spalał, spalający się tlen mógł ją jeszcze podtrzymać przez 4 lata. W ostatnim, desperackim

wysiłku reakcje syntezy jądrowej z udziałem krzemu stabilizowały gwiazdę jeszcze przez tydzień. W tym miejscu sprawa zaczyna być interesująca. Spalanie krzemu kończy szereg nawet dla masywnych gwiazd, ponieważ mieszanina

jąder, jakie powstają w wyniku tej reakcji, zawiera jądra (takie jak kobalt, żelazo i nikiel), znajdujące się w grupie najbardziej stabilnych. By mogły powstać cięższe pierwiastki, potrzebna

jest energia.

Tuż przed eksplozją supernowej, wszystkie standardowe reakcje jądrowe prowadzące do wytworzenia żelazowej grupy

pierwiastków zachodziły w warstwach wokół jądra. Gdy wszystkie jądra krzemu w jądrze gwiazdy zostały

zamienione na jądra pierwiastków grupy żelazowej, jądro gwiazdy z obiektu wielkości Słońca zapadło się w ciągu

kilkudziesięciu sekund w bryłę o średnicy kilkudziesięciu kilometrów. W czasie tego wstępnego zapadania się, energia

grawitacyjna zamieniała się w ciepło i jednocześnie wytworzył się strumień energetycznych fotonów, które rozbijały ciężkie jądra w centrum gwiazdy, niszcząc skutki syntezy jądrowej trwającej 11 mln lat. Podczas rozbijania jąder na mniejsze, a nawet na pojedyncze protony i neutrony, elektrony były

wtłaczane do jąder, a nawet pojedynczych protonów, odwracając beta zanik. Energii koniecznej do tych procesów

dostarczała grawitacja.

Wewnętrzna struktura masywnej gwiazdy tuż przed jej wybuchem

jako supernowa.

neutrina elektronowe(Powstają podczas odwrotnego beta

rozpadu)

Rozpad ciężkich pierwiastków przez

wysokoenergetyczne fotony

pozytony(Powstają podczas odwrotnego beta

rozpadu)

W efekcie powstała kula materii neutronowej – w zasadzie pojedyncze „jądro atomowe” o średnicy prawdopodobnie kilkuset km i masie około półtora razy większej od masy Słońca. Ściskanie, spowodowane zapadaniem, było tak

potężne, że gęstość w centrum kuli neutronowej przewyższała gęstość w jądrze atomowym; wywołana tym reakcja zainicjowała powstanie fali uderzeniowej do kuli neutronowej i gwiazdy poza nią. Materiał zewnętrznych

warstw gwiazdy (ciągle zawierający jeszcze masę co najmniej 15 razy większą od masy słońca!), które oddzieliły się

od jądra w czasie jego zapadania, zaczyna na tym etapie zapadać się z prędkością wynoszącą jedną czwartą prędkości światła. Gdy fala uderzeniowa zetknęła się z tym spadającym

materiałem, powstrzymała cały proces, tworząc front uderzeniowy poruszający się na zewnątrz i powodujący

rozdmuchanie gwiazdy.

Wcześniej jednak neutrony wytworzone w czasie całej tej aktywności inicjują produkcję w r-procesie bardzo ciężkich

pierwiastków. Za falą uderzeniową podążał podmuch neutrin z jądra i wkrótce ją dogonił. Na końcowym etapie zapadania

się gwiazdy, wszystko dąży do tego, by powstała gwiazda neutronowa o średnicy 20 km.

Ten powolny proces trwa kilka dziesiątych sekundy. W tym czasie rozbiegająca się fala uderzeniowa próbuje zepchnąć

15 mas słonecznych materii ze swojej drogi i zaczyna zwalniać. Ale gdy front uderzeniowy zwalnia, materia osiąga tak dużą gęstość, że kilka procent neutrin, które wyprzedzają front uderzeniowy z prędkości światła, są w nim pochłaniane,

dostatecznie silnie tłumiona też jest energia, która, przekazana fali uderzeniowej, dodaje jej impulsu, by ta mogła zakończyć „wydmuchnięcie” zewnętrznych warstw gwiazdy

w przestrzeń między planetarną.

Proces r– reakcja jądrowa polegająca na szybkim wychwycie neutronów przez nuklidy. Proces ów

występuje w masywnych gwiazdach oraz podczas wybuchu supernowych, gdy podczas wychwytu

jednocześnie wielu neutronów powstają nuklidy cięższe od niklu. Proces powstawania wyższych jąder atomowych

polega zazwyczaj na:

1.Szybkim wychwycie przez jądro wielu neutronów i powstaniu niestabilnego nuklidu bogatego w neutrony.

2.Serii spontanicznych rozpadów β- prowadzących do powstania stabilnego nuklidu.

Pozostałe neutrina niosą energię kilkaset razy większą niż ta, którą supernowa wyemitowała w postaci światła widzialnego.

Przechodzą przez zewnętrzne warstwy gwiazdy i wędrują przez wszechświat. Owa energia neutrin jest tutaj bardzo

ważna; bez tego neutrinowego „pchnięcia” front uderzeniowy byłby za słaby i supernowa nie mogłaby eksplodować

w przestrzeń. Nawet „uzupełniony” o podmuch neutrin front uderzeniowy poruszający się z prędkością około 2 %

prędkości światła, potrzebuje kilku godzin, by wypchnąć zewnętrzne warstwy gwiazdy na zewnątrz w przestrzeń

i zapalić je jako widzialne supernowe.

Podczas dokonywania się opisanych procesów, nawet pierwotnie żelazowe jądro gwiazdy zmieniło się w kulę

neutronów. Zgodnie z teorią, reakcje jądrowe zachodzące w gorącym i o wysokim ciśnieniu froncie uderzeniowym,

tworzyły dużo ciężkich pierwiastków aż do grupy żelazowej włącznie. Jednym z głównych produktów tej aktywności był niestabilny nikiel 56 (z czasem połowicznego rozpadu nieco

ponad 6 dni), który w wyniku radioaktywnego zaniku zamieniał się w kobalt 56 (z czasem połowicznego rozpadu 77

dni), a następnie w stabilne już żelazo 56. Obserwacje ciemnienia SN 1987A po jej początkowym rozbłysku

wykazały, że w ciągu pierwszych 100 dni 93% energii było rzeczywiście dostarczane przez rozpad kobaltu 56,

co potwierdziło założenia modeli teoretycznych.

Eta Carinae to gwiazda rodzaju S Doradus. Znajduje się w dużym obszarze formowania się gwiazd Mgławicy NGC 3372 (tzw. Mgławica Kil lub Eta Carinae Nebula).

Jej dokładniejszą lokalizacją jest wnętrze wielkiej jasnej mgławicy, znanej jako Mgławica Carina, "Dziurka od Klucza"

lub NGC 3372.

Eta Carinae to prawdopodobnie niebieski nadolbrzym lub hiperolbrzym, który jest jedną z najbardziej masywnych

i najjaśniejszych gwiazd w kosmosie (szacuje się, że jej masa jest 100-150 razy większa od masy Słońca, a jasność

ok. 4 mln razy jaśniejsza od naszej gwiazdy). Tak masywne gwiazdy mają stosunkowo krótki czas eksploatacji

(ok. 1mln lat).

Cykl węglowo-azotowo-tlenowy (CNO) - cykl przemian jąder atomowych, których efektem jest przemiana wodoru w hel

oraz powstawanie dużych ilości energii. Jest źródłem energii dla masywnych gwiazd, ponieważ może zachodzić tylko

w bardzo dużych temperaturach (rzędu 20 milionów kelwinów). Cykl ten po raz pierwszy, jako rozwiązanie

problemu powstawania energii w gwiazdach, zaproponował pracujący w Stanach Zjednoczonych niemiecki fizyk Hans

Bethe. Mniej więcej w tym samym czasie co Bethe(1938-1939), ten sam mechanizm opisał inny niemiecki fizyk

Carl von Weizsācker. Osiągnięcie to było jednak w późniejszych latach ignorowane przez świat naukowy,

ponieważ Weizsācker pracował dla nazistowskich Niemiec.

Jest ona oddalona od nas o ok. 9 tys. lat świetlnych. Jasność gwiazdy to słabła, to zwiększała się. Trudno przewidzieć

jak zachowa się w przyszłości. Same zmiany jasności radiowej Ety Carinae są spowodowane puchnięciem i kurczeniem się

źródła fal radiowych. Jak pokazał Michael Corcoran, taki sam cykl jest widoczny w zakresie rentgenowskim, co sugeruje,

że gwiazda ta jest w rzeczywistości gwiazdą podwójną. Obecnie obserwowana jasność gwiazdy wynosi 6,21m, a jasność

absolutna –9,6m. Ze względu na wysoką masę, gwiazda ta jest bardzo niestabilna i podatna na wybuchy. Zgodnie z obecną

teorią struktury i ewolucji gwiazd, ta niestabilność jest spowodowana faktem, że jej wysoka masa powoduje dużą

jasność. Prowadzi to do pojawienia się wysokiego ciśnienia promieniowania gwiazdy, które wieje w znaczącej części z gwiazdy w zewnętrzną warstwę kosmosu, w powolnej,

ale gwałtownej erupcji. Jest obecnie jedyną gwiazdą podejrzewaną o emisję naturalnego światła laserowego.

Eta Carinae może niebawem wybuchnąć. To właśnie jej ogromna masa czyni z niej doskonałą kandydatkę

do całkowitego unicestwienia w wybuchu supernowej i przekształceniu się w gwiazdę neutronową. Naukowcy

uważają, że Eta Carinae może skończyć swój żywot w każdej chwili. Swoje spekulacje potwierdzają obserwacjami

supernowej SN2006gy z galaktyki NGC 1260. Obiekt ten przed wybuchem przypominał Etę. Jest

to najprawdopodobniejszy scenariusz, choć dopuszcza się możliwość, że Eta Carinae przekształci się w czarną dziurę.

RO

DZ

AJ

GW

IAZ

DY

PO

ŁO

ŻE

NIE

OD

LE

-GŁ

OŚ

Ć

MA

SA

WIE

K

TY

P W

ID-

MO

WY

JAS

NO

ŚĆ

AB

S.

JAS

NO

ŚĆ

O

BS

.

KO

NIE

C Ż

YC

IA

Proxima Centauri

czerwony karzeł

Gwiazdozbiór Centaur

4,22 ly1/7 masy Słońca

- M5,5 15,49 m 11,12 m biały karzeł

Słońce żółty karzełDroga Mleczna -

ramię Orionaok. 150 mln km

1,9891 ×

1030 kg4,6

mld latG2 4,8 m - 26,8 m

mgławica planetarna - biały karzeł

Betelgeza czerwony nadolbrzym

Gwiazdozbiór Orion

427 ± 92 ly

ok. 15 mas

Słońca

8,5 mln lat

M1-2- 5,14

m 0,45 mSupernowa typu II -

gwiazda neutronowa

Eta Carinae

niebieski nadolbrzym

lub hiperolbrzym

gwiazdozbiór Kil, mgławica

Carina

ok. 9 tys. ly

100 do 150 mas Słońca

ok. 1 mln lat

O3 (WN?) - 9,6 m 6,21 m

supernowa lub hipernowa - gwiazda

neutronowa lub czarna dziura