Ocena brak

Gwiazdy w najlepszych latach

Autor /Machabeusz123 Dodano /05.06.2013

Rozwój gwiazd wiąże się ściśle z przebiegiem reakcji termojądrowych w ich wnętrzach. Mogą one jednak zachodzić dopiero wówczas, gdy w środku protogwiazdy temperatura wzrośnie przynajmniej do kilku milionów stopni, a uzależnione jest to od masy pierwotnego obłoku gazowo--pyłowego, z którego powstała dana protogwiaz-da. Jeżeli masa obłoku jest za mała, to nigdy w jego wnętrzu nie zaistnieją odpowiednie warunki do zapoczątkowania reakcji termojądrowych. Taka protogwiazda skurczy się do bardzo małych rozmiarów, a jej temperatura po osiągnięciu pewnej krytycznej wartości zacznie powoli spadać. Będzie coraz chłodniejsza, w końcu zaś przeobrazi się w wychłodzonego czarnego karła.

Niedawno astronom amerykański Kris David-son wystąpił z hipotezą, że nasze Słońce może mieć za towarzysza taką właśnie karłowatą gwiazdę. Mogłaby się ona znajdować w odległości od 700 do kilku tysięcy jednostek astronomicznych, co odpowiada odległości dzielących składniki wielu znanych układów podwójnych. Masa jej może wahać się od 0,001 do 0,01 masy Słońca, a więc jest stanowczo za mała, by z tak dużej odległości była w stanie zakłócić ruch orbitalny planet. Jedynie orbity komet sięgają tak daleko i domniemany towarzysz Słońca mógłby wywoływać perturbacje w ich ruchu. Z tego zaś wynika, że wnikliwa analiza orbit kometarnych winna wskazać astronomom miejsce na niebie, gdzie należy szukać hipotetycznej gwiazdy, którą Davidson proponuje nazwać Lucyperem, a inni Nemezis. Może ona wprawdzie wysyłać tylko niewidoczne promieniowanie podczerwone, lecz za pomocą specjalnej aparatury dałoby się ją zaobserwować.

W ostatnich latach astronomowie odkryli w naszej Galaktyce wiele takich karłowatych gwiazd. Tylko największe z nich posiadają we wnętrzu odpowiednie warunki ku temu, aby przez krótki choćby okres mogły czerpać energię z najprostszych reakcji termojądrowych. Energia gwiazd o masie mniejszej niż 0,03 masy Słońca pochodzi wyłącznie z grawitacyjnej kontrakcji. Nazwano je „podczerwonymi karłami”, ponieważ w najlepszych nawet latach swego żywota mają powierzchnie o bardzo niskich temperaturach i wtedy także emitują głównie promieniowanie podczerwone.

Protogwiazda musi mieć co najmniej 0,07-0,09 masy Słońca, by w jej wnętrzu powstały warunki do przemiany wodoru w hel. Odbywać to się może w dwu różnych cyklach, co uzależnione jest głównie od temperatury. Przy temperaturach od 5 do 16 min stopni przemiany te zachodzą w cyklu proton-protonowym, przy temperaturze zaś od 16 do 50 min stopni-w cyklu węglowo-azotowym. Różnica polega w zasadzie tylko na sposobie łączenia się jąder wodoru. W pierwszym przypadku dwa jądra wodoru zderzają się z sobą i tworzą jądro ciężkiego wodoru, które po przyłączeniu trzeciego jądra wodoru przeobraża się w jądro izotopu helu, a po dołączeniu czwartego jądra-w jądro zwykłego helu. W drugim przypadku cztery jądra wodoru łączą się kolejno z istniejącymi już jądrami węgla i azotu. W ten sposób powstaje jądro helu, jądra zaś węgla i azotu wychodzą z reakcji bez zmian.

Pierwsze pokolenia gwiazd najprawdopodobniej nie zawierały jeszcze cięższych od wodoru i helu pierwiastków, toteż przemiany termojądrowe mogły w nich odbywać się jedynie w cyklu proton-protonowym. Dopiero we wnętrzu tych najstarszych, dziś zapewne już nie istniejących gwiazd powstały pierwsze atomy węgla i azotu.

Podczas wybuchów gwiazd supernowych pierwiastki te zostały odrzucone w przestrzeń kosmiczną i zmieszały się z pierwotną materią międzygwiazdową. Utworzona z takiej materii protogwiazda zawierała już dostateczną ilość jąder węgla i azotu, aby w jej wnętrzu przy odpowiednio wysokiej temperaturze mógł się rozpocząć cykl węglowo-azotowy.

Przy przemianach wodoru w hel - jak już wiemy — wyzwala się przeogromna ilość energii, którą gwiazdy niekiedy bardzo rozrzutnie gospodarują. Jest to bezsprzecznie najwspanialszy okres ich życia. Trwać on może —w zależności od masy danej gwiazdy - od kilku milionów do wielu miliardów lat. Przez cały ten czas znajduje się ona w ciągu głównym diagramu Hertzsprunga--Russella. Przemianom wodoru w centralnych obszarach gwiazdy towarzyszy jedynie powolny, niezbyt duży wzrost jej rozmiarów i jasności, ale jednocześnie nieznaczny spadek temperatury powierzchniowej. Ponieważ jednak wszystko musi mieć jakiś koniec, toteż wcześniej czy później we wnętrzu gwiazdy wyczerpują się zapasy wodoru. Rozpoczyna ona wówczas ostatni, czasem niezwykle burzliwy okres swego żywota.

Paradoksem jest, że gwiazdy o wielkich masach wyczerpują o wiele szybciej swe zasoby wodoru niż gwiazdy o małych masach. Im bowiem masy ich są większe, tym wyższe w ich wnętrzach panują temperatury i tym szybciej przebiegają reakcje termojądrowe. Na przykład gwiazda o masie 35 razy większej od masy Słońca zużywa zapasy wodoru 100 tys. razy szybciej. Najpiękniejszy okres jej życia trwa więc niezwykle krótko-zaledwie parę milionów lat. Odwrotnie się dzieje, gdy masa gwiazdy równa się 0,1 masy Słońca: ma ona przed sobą bardzo długi okres życia. Upłynie co najmniej 10Q mld lat, zanim w jej wnętrzu zabraknie wodoru.

Należy zatem pamiętać o tym, że określeń „młoda gwiazda” i „stara gwiazda” nie można traktować jedynie w sensie czasu. W prżypadku gwiazd mogą one mieć zupełnie inne znaczenia niż analogiczne określenia dotyczące ludzi. Średnia długość życia ludzkiego wynosi bowiem pewną liczbę lat, gdy więc ktoś dużo wcześniej umiera, wówczas mówimy, że zmarł młodo. Mamy oczywiście na myśli człowieka rzeczywiście młodego, liczącego nie więcej niż 20-40 lat. Tymczasem dwie gwiazdy, które powstały w tym samym czasie, ale mają różne masy, mogą być w różnym „wieku”. Gwiazda o dużej masie wyczerpuje bardzo szybko zasoby paliwa jądrowego i znajduje się już u kresu swego „dojrzałego” życia, w tym samym zaś czasie gwiazda o małej masie, oszczędnie gospodarująca paliwem jądrowym, może być dopiero w „niemowlęcym” wieku.

Pobyt gwiazdy w ciągu głównym diagramu Hertzsprunga-Russella kończy się w chwili, gdy w centralnych jej obszarach zabraknie wodoru, a jego miejsce zajmie hel. Wówczas utworzone z helu jądro kurczy się i tym samym ogrzewa, a otaczająca go gruba warstwa wodoru rozszerza się i coraz bardziej stygnie. Jasność gwiazdy w tym okresie utrzymuje się prawie bez zmian, lecz jej rozmiary szybko rosną, a temperatura powierzchni raptownie maleje. Głównym źródłem energii gwiazdy nadal jest przemiana wodoru w hel, co jednak odbywa się już tylko w cienkiej warstwie otaczającej helowe jądro. Na diagramie Hertz-sprunga-Russella przesuwa się ona do obszaru czerwonych olbrzymów lub nadolbrzymów.

Mogłoby się wydawać, że opisany wyżej proces będzie postępował dopóty, dopóki warstwa z przebiegającymi wciąż jeszcze reakcjami termojądrowymi nie osiągnie powierzchni gwiazdy. Gdyby tak rzeczywiście było, wówczas wszystek wodór danej gwiazdy mógłby przemienić się w hel. Jest to jednak niemożliwe, przemiany takie bowiem mogą zachodzić jedynie w odpowiednio wysokich temperaturach. Tymczasem w wyższych partiach gwiazdy są one stanowczo za niskie i proces ten przebiega jedynie w cienkiej warstwie, położonej tuż nad rozżarzonym jądrem helowym. W rezultacie gwiazda zdolna jest przemienić na hel zaledwie 1/10 swych pierwotnych zasobów wodoru. Ale nie jest to wcale mało, gdy się weźmie pod uwagę ogromne masy gwiazd. Taka ilość wystarcza gwiazdom podobnym do Słońca wydajnie produkować energię w ciągu około 10 mld lat.

Gwiazda w stadium czerwonego olbrzyma lub nadolbrzyma składa się z małego, lecz za to gęstego jądra helowego oraz z rozległej, bardzo rozrzedzonej otoczki wodorowej. Masa jądra powoli wzrasta, gdyż w leżącej bezpośrednio nad nim warstwie nadal odbywają się przemiany wodoru w hel. Gdy jego masa osiągnie pewną krytyczną wartość, a temperatura wzrośnie do około 100 min stopni, zaczynają w nim zachodzić przemiany helu w węgiel. Gwiazda w tym okresie ma więc dwa, a nie jedno źródło energii. Pochodzą one zarówno ze spalania helu w jądrze, jak i ze spalania wodoru w otaczającej go warstwie.

Przemiana helu w węgiel odbywa się o wiele szybciej niż przemiana wodoru w hel, toteż zasoby nowego paliwa wyczerpują się we wnętrzu gwiazdy w krótkim stosunkowo czasie. Na skutek tego jądro ponownie zaczyna się kurczyć i zwiększać swą temperaturę. W tym okresie podstawowym źródłem energii gwiazdy jest spalanie wodoru i helu w dwóch cienkich warstwach. Nie odbywa się to jednak spokojnie i dlatego gwiazda zaczyna pulsować, zmieniając okresowo zarówno temperaturę powierzchni, jak i swe rozmiary. Staje się po prostu gwiazdą zmienną, a jej położenie na diagramie Hertzsprunga-Russella balansuje między obszarem czerwonych olbrzymów a ciągiem głównym.

Po jakimś czasie w węglowym jądrze gwiazdy powstają warunki do kolejnych reakcji termojądrowych, w wyniku których tworzą się w niej stopniowo jądra coraz to cięższych pierwiastków. Wreszcie wnętrze gwiazdy osiąga fantastyczną gęstość i wysoką temperaturę i powstają w nim jądra najstabilniejszego pierwiastka - żelaza.

Alchemicy byliby pewnie usatysfakcjonowani, bo oto ich sen o przemianie jednych pierwiastków w drugie urzeczywistnia się właśnie we wnętrzu gwiazd. Dla samych jednak gwiazd procesy te nie są korzystne, ponieważ podczas powstawania kolejnych pierwiastków uwalnia się coraz mniej energii. Nadchodzi wreszcie moment, kiedy temperatura wnętrza gwiazdy wzrasta do 3 mld stopni, ale są tam już tylko jądra atomów żelaza.

Najmasywniejszym nawet gwiazdom nie starcza sił, by móc przemienić je w jądro cięższych jeszcze pierwiastków. W ten sposób dla gwiazdy urywa się dopływ energii i rozpoczyna ona ostatni etap ewolucji.

Podobne prace

Do góry