Od gwiezdnego żłobka, poprzez życie, aż do śmierci i jeszcze dalej. Ewolucja gwiazd.

1. Od gwiezdnego żłobka, poprzez życie, aż do śmierci i jeszcze dalej. Ewolucja gwiazd. Autor: Tadeusz Stolarczyk kl. III D rok szkolny 2009/2009

2. Gwiazda - ciało niebieskie będące skupiskiem związanej grawitacyjnie materii, w którym zachodzą reakcje syntezy jądrowej. Wyzwolona w nich energia jest emitowana w postaci promieniowania elektromagnetycznego, a w szczególności pod postacią światła widzialnego. Gwiazdy mają kształt zbliżony do kuli, zbudowane są głównie z wodoru i helu.

3. Gwiazdy nie są jednakowe. Różnią się one od siebie wieloma parametrami. Oto niektóre z nich: Wielkość Barwa Wiek gwiazdy i czas życia gwiazdy Parametry gwiazd Temperatura Jasność Typ widmowy gwiazdy

4. Wielkość Skala wielkości gwiazd jest bardzo duża. Istnieją gwiazdy o średnicy kilkunastu kilometrów - są to gwiazdy neutronowe, jednak – jak i gwiazdy zwane hiperolbrzymami – umieszczone w centrum układy Słonecznego swą powierzchnią sięgnęły by do orbity Jowisza, może nawet Saturna.

5. Temperatura Temperatura powierzchniowa gwiazd wacha się od około 2500 kelwinów, do około 100 000 kelwinów (pojedyncze przypadki gwiazd mogą być gorętsze lub zimniejsze)

6. Barwa Zasadniczo kolory gwiazd są następujące: Czerwony, pomarańczowy, żółty, biały, błękitny. Istnieją też obiekty gwiazdopodobne, zwane brązowymi karłami, które jak sama nazwa wskazuje są brązowe. Kolor gwiazdy jest zależny od jej temperatury. Najzimniejsze gwiazdy (nie licząc gwiazd neutronowych i brązowych karłów) mają kolor czerwony. W miarę wzrostu temperatury powierzchni gwiazdy jej kolor zmienia się od czerwonego, poprzez żółty, biały do błękitnego, który jest kolorem najgorętszych gwiazd.

7. Jasność Jasność gwiazd określa się na podstawie klas jasności gwiazd. Jest to cecha ściśle związana z wielkością gwiazdy. Jaśniejsze gwiazdy są większe niż ciemniejsze. Klas jasności gwiazd jest 8: 0 - Hiperolbrzymy - najjaśniejsze ze wszystkich gwiazd. I - Nadolbrzymy - bardzo jasne i masywne gwiazdy przy końcu swojego życia. Dzielą się na typy Ia i Ib, przy czym Ia reprezentuje te najjaśniejsze (jest także typ Iab- pośredni). II - Jasne olbrzymy - gwiazdy mające jasność pomiędzy olbrzymami a nadolbrzymami. III - Olbrzymy - niezbyt masywne gwiazdy przy końcu swego życia. IV - Podolbrzymy - gwiazdy, które zaczęły się przekształcać w olbrzymy lub nadolbrzymy V - Karły – Wszystkie normalnie spalające wodór gwiazdy. VI - Podkarły VII - Białe karły

8. Wiek gwiazdy i czas życia gwiazdy Czas życia gwiazdy rozpoczyna się w momencie zapoczątkowania przez nią reakcji termojądrowych przekształcających wodór w hel. Śmierć gwiazdy następuje w chwili ustania procesów termojądrowych. Długość tego okresu zależy od początkowej masy gwiazdy. Gwiazdy małe mogą żyć wiele miliardów lat. Natomiast gwiazdy masywne żyją czasami tylko kilka milionów lat. Jest to zależne od tempa spalania wodoru a później innych pierwiastków w jądrze gwiazdy. Im gwiazda masywniejsza, tym proces ten przebiega szybciej.

9. Typy widmowe gwiazd W astronomii typ widmowy to klasyfikacja gwiazd oparta na widmie światła wysyłanego przez gwiazdę. Widmo światła emitowanego przez gwiazdę jest określone przez trzy podstawowe parametry atmosfery gwiazdy, a mianowicie: - ich temperaturę, - ciśnienie gazu, - skład chemiczny. Z powyższych czynników największy wpływ na postać widma gwiazdowego ma temperatura. Widma gwiazd o niskiej temperaturze powierzchni świadczą o obecności tam prostych związków chemicznych. Wraz ze wzrostem temperatury spada liczba cząstek a atomy ulegają jonizacji. Temperatura fotosfery określa również barwę emitowanego światła, stąd wyraźny związek pomiędzy poszczególnymi typami widmowymi a barwą gwiazdy.

10. Typy widmowe gwiazd (c.d.) Widmo spektroskopowe to zarejestrowany obraz promieniowania rozłożonego na poszczególne częstotliwości, długości fal lub energie. Widmo, które powstało w wyniku emisji promieniowania przez analizowaną substancję albo na skutek kontaktu z nią (przeszło przez nią lub zostało przez nią odbite), może dostarczyć szeregu cennych informacji o badanej substancji. Widma zawierają zwykle elementy charakterystyczne dla substancji obecnych w badanej próbce, widoczne w postaci "linii", "pasm" lub "pików", stąd, w najprostszym przypadku wykorzystuje się je do analizy składu badanej próbki lub/i zawartości w niej różnych składników (przykładem może być analiza składu chemicznego gwiazd na podstawie analizy widma emitowanego przez nie światła).

11. Typy widmowe gwiazd (c.d.) Wygląd widma spektroskopowego gwiazd jest podstawą do ich klasyfikacji. Górne widmo jest charakterystyczne dla białych gwiazd, takich jak Deneb (typ A) w Łabędziu. Dolne widmo jest charakterystyczne dla czerwonych gwiazd, jak Betelgeuse (typ M) w Orionie.

12. Typy widmowe gwiazd (c.d.) Około 99% gwiazd na niebie można podzielić na siedem podstawowych typów widmowych: O – barwa niebiesko-biała – od 25 000 do 50 000 K – silne linie helu zjonizowanego, np. Heka B – barwa niebiesko-biała – od 11 000 do 25 000 K – wyraźne linie obojętnego helu A – barwa biała – od 7500 do 11 000 K – widmo zdominowane przez linie wodoru serii Balmera, np. Syriusz i Wega

13. Typy widmowe gwiazd (c.d.) F – barwa żółtobiała – od 6 000 do 7500 K – linie serii Balmera słabną, pojawiają się linie metali neutralnych np. Procjon G – barwa żółta – od 5000 do 6000 K – liczne linie metali neutralnych, bardzo silne linie wapnia zjonizowanego, wyraźny spadek ilości światła w części fioletowej widma, np. Słońce K – barwa pomarańczowa – od 3500 do 5000 K – silne linie metali nie zjonizowanych, liczne pasma cząsteczkowe, np. Arktur M – barwa czerwona – poniżej 3500 K, posiada pasma cząsteczkowe tlenku tytanu, np. Antares

14. Typy widmowe gwiazd (c.d.) Podstawowe typy widmowe dzielimy ponadto na 10 podtypów, oznaczonych cyframi od 0 do 9, umieszczonymi za symbolem literowym, w kolejności malejącej temperatury. 1 % gwiazd zalicza się do kilku innych typów widmowych. Są one następujące: W – gwiazd Wolfa-Rayeta o temperaturze powierzchni 100 000 K Q – gwiazd nowych R i N – gwiazd węglowych S – gwiazd cyrkonowych. L – zawierające w swoim widmie dużą ilość litu, ok. 1300-2500 K T – chłodniejsze od klasy M, ok. 1000 K

15. Typy widmowe gwiazd (c.d.) Y – chłodniejsze nawet od T, typ teoretyczny nie potwierdzony obserwacjami C – inne gwiazdy węglowe P – nadawane czasem oznaczenie mgławicy planetarnej Oprócz tego istnieje jeszcze szereg innych oznaczeń dodatkowych, określających wielkość gwiazdy (np. zarówno czerwony nadolbrzym jak i czerwony karzeł mogą mieć typ gwiazdowy M), a także dodatkowe oznaczenia mówiące o składzie chemicznym gwiazdy lub o jej szczególnych cechach.

16. Diagram Hertzsprunga - Russella Diagram Hertzsprunga-Russella (H-R) - wykres klasyfikujący gwiazdy. Został on podany w 1911 r. przez E. Hertzsprunga, a w 1913 r. udoskonalony przez H.N. Russella. W wykresie tym na jednej z osi układu współrzędnych podany jest typ widmowy (lub temperatura fotosfery albo wskaźnik barwy), natomiast na drugiej osi podana jest jasność. Na diagramie H-R gwiazdy grupują się w pewnych obszarach, większość gwiazd tworzy tzw. ciąg główny ("biegnący" po przekątnej od prawego dolnego do lewego górnego rogu wykresu), są to głównie młode gwiazdy (I populacji).

17. Diagram Hertzsprunga - Russella Gałąź leżąca bezpośrednio poniżej ciągu głównego - to gałąź podkarłów (gwiazd II populacji). W lewym dolnym rogu wykresu znajduje się grupa białych karłów, natomiast nad ciągiem głównym znajdują się kolejno od prawej grupy: podolbrzymy, czerwone olbrzymy, olbrzymy i nadolbrzymy.

18. Diagram Hertzsprunga - Russella

19. Ewolucja Gwiazd Ewolucja gwiazdy – w astronomii sekwencje zmian, które gwiazda przechodzi podczas swego życia, w ciągu milionów czy miliardów lat emitując promieniowanie. Tego typu zmiany gwiazd, poza nielicznymi wyjątkami, nie są obserwowane bezpośrednio, gdyż odbywają się one bardzo wolno. Astronomowie obserwują wiele gwiazd i efektów zjawisk zachodzących w gwiazdach, na różnym etapie ich życia, i tworzą modele ewolucji gwiazd, które porównują z obserwacjami oraz wykonują symulacje komputerowe, pozwalające zweryfikować modele.

20. Zaczyna się... Część molekularnego obłoku gazu który tworzy zagęszczenie i zapada się, tworząc gwiazdę, ale taką w której synteza jądrowa jeszcze się nie rozpoczęła. Obiekt taki nazywany jest protogwiazdą. Jest to początkowe stadium ewolucji gwiazdy – wszystkie gwiazdy mają swój początek jako zapadające się pod wpływem grawitacji obłoki gazowe, które ogrzewają się dzięki energii grawitacyjnej na skutek kurczenia się. Obłoki te mają masę zwykle kilkunastu do kilkuset mas Słońca. Nie znaczy to jednak, że cały obłok przekształca się w gwiazdę, dotyczy to tylko jego centralnej części. Z pozostałej części obłoku mogą powstać planety, brązowe karły, komety itd. W momencie zapoczątkowania reakcji jądrowych niemal cały materiał pozostały w obłoku po powstaniu gwiazdy zostaje wymieciony przez promieniowanie.

21. Mgławica Orzeł

22. Teraz wszystko zależy od masy... Czas istnienia protogwiazdy zależy od jej masy. Poniżej 8% Masy Słońca – protogwiazda nie staje się gwiazdą Im większa masa, tym gwiazda szybciej ogrzewa się na skutek kurczenia się. Przykładowe czasy istnienia protogwiazd zależnie od masy: 10 % Masy Słońca - 2 mld lat 100% Masy Słońca – 80 mln lat 10 MAS Słońca – 500 tys. lat 20 MAS Słońca – 200 tys. lat 50 MAS Słońca – 80 tys. lat

23. Prześledźmy teraz ewolucję gwiazd o różnych masach

24. Obiekt o masie poniżej 8 % masy Słońca

25. Obiekt o masie poniżej 8 – 10 % masy Słońca, nie może w swoim centrum osiągnąć temperatury potrzebnej do zapoczątkowania spalania wodoru w reakcji protonowo-protonowej. Obiekt taki przez jakiś czas świeci słabo zapadając się coraz bardziej pod wpływem energii grawitacyjnej, gdy już nie może uzyskać więcej ciepła z procesu grawitacyjnego zapadania się, stygnie, i wg modeli staje się czarnym karłem. Strzałka jest zaznaczony brązowy karzeł, towarzyszący gwieździe 15 Sge, położonej w odległości 57,7 roku świetlnego od Ziemi w konstelacji strzały. Jego masa to 55-78 mas Jowisza, okrąża gwiazdę macierzystą w odległości odpowiadającej odległości od Słońca do punktu położonego pomiędzy orbitami Jowisza i Saturna (14 jednostek astronomicznych)

26. Obiekt o masie 15-80 % masy Słońca

27. Protogwiazda o masie 15% do 80 % masy naszego Słońca, po dość długim czasie ogrzewania się (im większa masa tym czas ten jest krótszy) osiąga w swoim jądrze temperaturę około 9 milionów kelwinów, co umożliwia rozpoczęcie spalania wodoru w reakcji protonowo-protonowej. (Gwiazda dołącza to tzw. ciągu głównego i staje się CZERWONYM KARŁEM.) Jest to w zasadzie jedyne źródło energii czerwonego karła. Czerwony karzeł spala swój wodór bardzo powoli, przekształcając go w hel. Proces ten dla najlżejszych gwiazd tego typu może trwać nawet ponad 3,5 biliona lat. Dlatego zdecydowana większość czerwonych karłów nadal żyje – nasz wszechświat jest jeszcze zbyt młody, aby mogły one umrzeć.

28. Modele teoretyczne przewidują, że czerwone karły są zbyt zimne, bo mogły w nich zachodzić reakcje spalania helu, wobec czego umrą one po spaleniu wodoru, bez stadium czerwonego olbrzyma, odrzuciwszy wcześniej swe zewnętrzne warstwy w stadium mgławicy planetarnej. W czerwonego olbrzyma przekształcą się tylko te bardziej masywne czerwone karły, które po spaleniu wodoru osiągną masę wystarczająca do zapłonu helu w jadrze. W rezultacie czerwone karły które nie spalały helu przekształcą się w helowe białe karły. Gwiazdy które zapaliły hel i przeszły fazę czerwonego olbrzyma zostaną omówione dalej.

29. Czerwony Karzeł – Proxima Centauri, najbliższa po Słońcu gwiazda, która jest czerwonym karłem, ma średnicę około 1/7 średnicy Słońca (1,5 średnicy Jowisza). Masa wynosi około 1/7 masy Słońca (1500 mas Jowisza). Jasność gwiazdy wynosi tylko 1/18000 jasności Słońca

31. Cykl protonowo-protonowy

32. Cykl protonowo-protonowy

34. Obiekt o masie 80% - 230 % masy naszego Słońca, i obiekty o masie 2,3 do 11 mas Słońca

35. Gdy protogwiazda ma masę 0,8 do 2,3 masy naszego Słońca, przekształca się w zależności od masy w pomarańczowego, żółtego karła lub białą gwiazdę ciągu głównego, która spokojnie spala swoje paliwo jądrowe w tempie uzależnionym od jej masy; gwiazda o masie Słońca wypali swe paliwo wodorowe w ciągu 10 mld lat, gwiazda 2 razy masywniejsza może potrzebować na to jakieś 4-5 mld lat. Spalanie to odbywa się albo w omówionym cyklu protonowo-protonowym, albo w cyklu węglowo – azotowo -tlenowym, jest zależne od masy gwiazdy, a wiec także temperatury w jej jądrze – im jadro gorętsze tym więcej wodoru jest spalane w cyklu węglowym, i na odwrót.

36. Protogwiazdy o masie 2,3 masy naszego Słońca do 11 mas Słońca przekształcają się w biało-niebieskie, gorące gwiazdy. Ich energia wewnętrzna pochodzi niemal w całości z cyklu węglowo - azotowo-tlenowego, gdyż temperatury ich jader znacznie przekraczają 20 mln K. Gwiazdy takie są żarłoczne – czas spalania ich paliwa jądrowego mierzony jest w milionach lat. Dla przykładu gwiazda o masie 10 mas Słońca spala swoje paliwo jądrowe w ciągu ok. 10 mln lat.

38. Cykl węglowy 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

40. Szczegółowy przebieg cyklu CNO

41. Gwiazdy o masie z przedziału od 0,8 do ok.11 mas Słońca po spaleniu wodoru w jądrze (czas ten jest zależny od masy gwiazdy, o czym mówiłem wcześniej) gwiazda nie ma już wodorowego paliwa paliwa jądrowego. W jej jądrze znajduje się za to hel. Z racji tego, że na skutek zaniku reakcji jądrowych z udziałem wodoru nie jest wytwarzane ciśnienie na zewnątrz gwiazdy, jądro gwiazdy kurczy się, natomiast zewnętrzne powłoki ekspandują i ochładzają się. Jednak tak jak w przypadku protogwiazdy, kurczenie się jądra rozgrzewa je. Gdy temperatura jądra gwiazdy osiągnie 100 mln K, zostaje zapoczątkowany potrójny proces alfa. Jądra helu powstałe podczas spalania wodoru łączą się po 3 tworząc węgiel C12.

42. Jest to bardzo energetyczny proces, który produkuje duże ilości energii wewnątrz gwiazdy. Do powstałych jąder C12 czasami dołącza jeszcze jedna cząstka alfa tworząc jądro tlenu O16. W ten sposób wnętrze gwiazdy z helowego przekształca się w węglowe lub węglowo-tlenowe. Ponieważ zewnętrze powłoki gwiazdy rozdęły się do wielkich rozmiarów i ostygły, ich kolor zmienił się na czerwony, a sama gwiazda została stała się czerwonym olbrzymem. Stadium stawania się czerwonym olbrzymem przez gwiazdę nosi nazwę stadium podolbrzyma. Czerwone olbrzymy z racji tego, ze ich powierzchnia jest bardzo duża, są bardzo jasnymi gwiazdami.

43. Aldebaran

45. Żadna gwiazda nie jest w stanie kurczyć się w nieskończoność, by ogrzewać się i syntezować nowe pierwiastki. Gdy gwiazda nie może już bardziej się rozgrzać, odrzuca ona swoje zewnętrzne powłoki, odsłaniając swoje zapadnięte grawitacyjnie jądro, które jest już białym karłem (którego masa nie może być większa niż 1,4 masy Słońca). Stan ten nazywamy mgławicą planetarną. Gdy zewnętrze warstwy gwiazdy rozejdą się, pozostaje sam powoli stygnący, nie tworzący już nowych pierwiastków biały karzeł.

46. Jego temperatura jest bardzo wysoka, jednak stopniowo stygnie on, i modele teoretyczne przewidują, że po kilki miliardach lat wystygnie tak bardzo, że stanie się czarnym karłem. Póki co nie powstał jeszcze żaden czarny karzeł z racji tego, że nasz wszechświat jest na to jeszcze zbyt młody. Wielkość białego karła jest porównywalna z wielkością Ziemi, z czego wynika że jest on bardzo gęsty. Jedna łyżeczka do herbaty jego materii waży kilka ton.

48. Kocie oko

49. Sowa

50. Mgławica Hantle