Autor: Tadeusz Stolarczyk kl. III D

rok szkolny 2009/2009

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.

Gwiazdy nie są jednakowe. Różnią się one od siebie wieloma parametrami. Oto niektóre z

nich:

Wielkość

JasnośćTemperatura

Wiek gwiazdy i czas życia gwiazdy

Barwa

Typ widmowy gwiazdy

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.

Temperatura powierzchniowa gwiazd wacha się od około 2500 kelwinów,

do około 100 000 kelwinów (pojedyncze przypadki gwiazd mogą

być gorętsze lub zimniejsze)

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.

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 nadolbrzymyV - Karły – Wszystkie normalnie spalające wodór gwiazdy. VI - PodkarłyVII - Białe karły

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.

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.

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).

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.

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

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

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

Y – chłodniejsze nawet od T, typ teoretyczny nie potwierdzony obserwacjamiC – 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.

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).

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.

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.

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.

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b2/Eagle_nebula_pillars.jpg

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

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)

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.

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.

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

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.

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.

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

Szczegółowy przebieg cyklu CNO

Reakcja Wydzielona energia

w MeV w          

12C + p → 13N + γ 1,944 14,413N → 13C + e+ 2,22 16,513C + p → 14N 7,551 52

14N + p → 15O + γ 7,297 46,915O → 15N + e+ 2,754 17,7

15N + p → 12C + 4He 4,966 30,1

raz na tysiąc reakcji zachodzi15N + p → 16O + γ

16O + p → 17F + γ17F → 17O + e+

17O + p → 14N + 4He

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.

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.

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.

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.

Gwiazdy o masach powyżej 11 mas Słońca należą do rzadkości. Można podzielić je na 2 grupy: gwiazdy o

masie poniżej 40 mas Słońca i gwiazdy o masie ponad 40 mas Słońca (maksymalna masa gwiazdy to

50 mas Słońca). Czas spalania wodoru w jądrze w cyklu CNO dla obu tych typów gwiazd jest krótki. Te

lżejsze przekształcają się w jasne niebieskie gwiazdy, które szybko ewoluują, spalają wodór, puchną i ogrzewają się (podobnie jak czerwone

olbrzymy) do stadium czerwonego nadolbrzyma, natomiast te największe na początku są błękitnymi

hiperolbrzymami, a następnie na skutek bardzo silnego wiatru gwiezdnego odrzucają całe swoje

wodorowe powłoczki, odsłaniając tylko ewoluujące jądra.

Synteza pierwiastków cięższych od węgla jest liczona w w latach, a później w dniach – przy

syntezowaniu pierwiastków z grupy żelaza (Fe, Ni, Cr, Co). Gdy oba typy gwiazd utworzą w

swoim wnętrzu żelazne jadra, nie mogą syntezować dalej, jądra te zapadają się w

ułamkach sekund, powodując powstanie fali uderzeniowej, które syntezuje cięższe

pierwiastki, a następnie rozrywa cała gwiazdę na kawałki w wybuchu supernowej. Jądra gwiazd

lżejszych przekształcają się w gwiazdy neutronowe, natomiast, jądra tych najcięższych

przekształcają się w czarne dziury.

Kolejne warstwy odpowiadają spalania

coraz cięższych pierwiastków