BUDOWA I EWOLUCJA GWIAZD
Gwiazda jest to wielka ilość materii skupiona w bardzo ograniczonej przestrzeni na skutek działania sił antygrawitacji. Jedną z głównych przyczyn ewolucji gwiazdy, w dużej mierze uzależnionej od jej masy, jest bardzo silne emitowanie promieniowania w bardzo rozrzedzoną przestrzeń międzygwiazdową.
MATERIA, GRAWITACJA I PRZESTRZEŃ MIĘDZYGWIAZDOWA
Analiza widmowa promieniowania wysyłanego z powierzchni gwiazd pozwala określić ich skład chemiczny. Stwierdzono na tej podstawie, że gwiazdy naszej Galaktyki dzielą się na dwie populacje, które różnią się zarówno składem chemicznym, jak i swoim rozkładem w przestrzeni. Gwiazdy populacji II są ubogie w pierwiastki cięższe od helu. W porównaniu ze Słońcem mogą zawierać tysiąc razy mniej żelaza, można też spotkać takie, które nie mają go wcale. Gwiazdy populacji II tworzą zwykle gromady kuliste, które krążą dookoła Galaktyki na bardzo wydłużonych orbitach, spotyka się je również w jądrze galaktyki.
Gwiazdy populacji I są zlokalizowane głównie w ramionach spiralnych, które leżą w płaszczyźnie Galaktyki, nie spotyka się ich natomiast nigdy w gromadach kulistych. Zawierają ciężkie pierwiastki w ilościach porównywalnych ze Słońcem, które samo należy do populacji I. Wszystkie inne składy chemiczne zawierają się między tymi skrajnymi reprezentantami tych dwóch populacji.
Masy gwiazd są wielkościami trudnymi do bezpośrednich pomiarów. Pewni jesteśmy jedynie masy Słońca. Gromadzi ono około 2x1033g materii o następującym składzie:
1,4x1033g wodoru, 5,5x1032g helu, 6x1030g węgla, 2,2x1030g azotu, 1,9x1031g tlenu, 2,7x1031g pierwiastków cięższych.
Szczegółowe badania kilku ciasnych układów podwójnych pozwoliły określić z dokładnością do 20% masę około trzydziestu gwiazd. To bardzo mało.
Dane astronomiczne jednak ciągle się wzbogacają na pożytek przyszłych pokoleń dzięki pracom licznych astronomów. Stawka jest duża. Satelita Hippacros (który przebył zmienne koleje losu) miał określić ruchy stu tysięcy gwiazd z dokładnością większą niż jedna tysięczna sekundy kątowej. Pod koniec wieku liczba gwiazd, których masę poznamy bezpośrednio powinna być znacznie większa.
Na szczęście istnieje związek między jasnością i masą pewnego typu gwiazd, która pozwala oszacować masę gwiazd pojedynczych. Tymczasem zastosowanie tej zależności opiera się jak dotąd na małej liczbie bezpośrednich pomiarów. Dokładne określenie masy gwiazdy jest bardzo ważne, bo determinuje ona charakter i szybkość jej ewolucji.
Wniknąć w niedostępne obszary
Prawie wszystkie informacje o naturze i własnościach fizycznych gwiazd, jakimi dysponujemy, docierają do nas w postaci promieniowania. Nawet w najnowszych badaniach, to co możemy odczytać z informacji przesłanej przez gwiazdę, jest całkowicie zawarte w widmie elektromagnetycznym promieniowania wysyłanego z jej powierzchni. Współczesny astronom jest obecnie wyposażony w całą gamę detektorów pokrywających obszary promieniowania radiowego, podczerwonego, widzialnego, ultrafioletowego i rentgenowskiego (X). Analiza własności promieniowania gwiazdy pozwala określić wytwarzaną przez nią energię, temperaturę jej powierzchni i skład chemiczny.
W ostatnim dziesięcioleciu powstał nowy sposób badania gwiazd – detekcja neutrin. Neutrina są cząstkami elementarnymi, których istnienie przewidział teoretycznie Wolfgang Pauli w 1933 roku. Cząstki te są produkowane w momencie przemiany neutronu w proton (lub na odwrót) podczas przemiany beta. Wykryto je dopiero dwadzieścia lat później. Stało się tak dlatego, że nie oddziaływują one prawie wcale z materią i dlatego detekcja ich jest bardzo utrudniona. W przeciwieństwie do promieniowania elektromagnetycznego, wytwarzanego w zewnętrznych warstwach gwiazd, neutrina pochodzą z rejonów głębokich, gdzie zachodzą reakcje termojądrowe, które są źródłem ich świecenia. Analiza produkcji neutrin pozwala sondować wnętrze gwiazdy, a w szczególności poznać bezpośrednio jego temperaturę. Są to dopiero początki tej trudnej techniki i jak dotąd wykryto za jej pomocą jedynie neutrina powstałe we wnętrzu Słońca oraz, co zawdzięczamy zupełnie wyjątkowym okolicznościom, krótką serię neutrin wyemitowanych – zgodnie z przewidywaniami teoretycznymi – w chwili wybuchu supernowej „1987”, który nastąpił w lutym 1987 roku w Wielkim Obłoku Magellana.
W najszerszy sposób zastosowano tę technikę analityczną w stosunku do Słońca ze względu na jego bliskość, co pozwoliło zinterpretować pulsacje tej gwiazdy. Słońce oscyluje zgodnie z wieloma modami ( mod -określony zakres częstości drgań) o różnych częstościach. Te, które są związane z grawitacją, powstają w środku gwiazdy, a ich badanie pozwoliło otrzymać wskazówki co do struktury wewnętrznej naszej gwiazdy. Te nowe techniki – detekcja i analiza neutrin słonecznych i sejsmologia słoneczna – odpowiedziały na wiele pytań dotyczących wewnętrznej struktury naszej gwiazdy.
Opis gwiazd, z wyjątkiem Słońca, jest bardzo trudnym zadaniem. Oddalenie nie pozwala na szczegółowe obserwacje ich powierzchni i zachodzących tam procesów. Wyjątkiem są obrazy dysków niektórych gwiazd olbrzymów, które udało się niedawno otrzymać za pomocą interferometru plamkowego. Struktura wewnętrzna gwiazd pozostaje niedostępna dla bezpośrednich obserwacji: wszystkie dane pochodzą jedynie z warstw zewnętrznych. Obraz tego, co się dzieje wewnątrz, jest na ogół wynikiem spekulacji teoretycznych. Opis gwiazdy to przede wszystkim wynik pomiaru – i to jedynie w odniesieniu do niektórych z nich – takich parametrów, jak odległość, masa, promień czy temperatura powierzchni.
Gwiazda to punkt świecący w przestrzeni. Historia astronomii to w znacznej mierze praca obserwatorów i fizyków, którzy potrafili rozpoznać w tej niewiele znaczącej odrobinie wspaniałą maszynę do syntezy termojądrowej i którzy mogą oprócz tego odtworzyć historię jej narodzin, życia i śmierci.
Dokładne śledzenie pozornego położenia gwiazd na sklepieniu niebieskim ujawniło, że poruszają się one małymi ruchami, które można dokładnie zmierzyć w wypadku gwiazd wystarczająco bliskich. Pomiary tych pozornych ruchów pozwoliły określić bezpośrednio ich odległość i dla około stu gwiazd ich masę i promień.
Energia, jaką wytwarzają, temperatura ich powierzchni i ich skład chemiczny to jedyne parametry, które można określić bezpośrednio. Są to podstawowe wielkości, ponieważ służą jako baza ilościowa do większości spekulacji na temat struktury wszechświata. Niestety, próbka, na której opierają się nasze dane, jest bardzo ograniczona. Żeby ją rozszerzyć, astronomowie poszukują empirycznych związków między różnymi mierzonymi wielkościami. Dokładnie wykonany pomiar jednego parametru gwiazdy pozwala często określić inny niedostępny w bezpośrednich obserwacjach. Na przykład wyznaczenie jasności absolutnej danej gwiazdy umożliwia określenie jej masy.
Wiele pułapek kryje się jednak w określaniu takich zależności i praca ta wymaga wielkiej przenikliwości i fachowości. Współczesne ich wyjaśnienia i to w terminologii fizycznej, a nie tylko empirycznej, tworzą obecnie spójny zespół, a nie tylko zbiór różnego rodzaju przypadków wyjątkowych. Ten spójny zespół to teoria fizyczna ewolucji gwiazd.
Analiza ruchów
Stałość gwiazd jest tylko złudzeniem. Analiza ich ruchów, których amplituda na sklepieniu niebieskim jest bardzo mała, była pierwszą i najbardziej dostępną informacją pochodzącą z bezpośredniej obsrerwacji gwiazd.
Jeśli śledzi się wiele klisz obszaru otaczającego na przykład gwiazdę Proxima Centauri, wydaje się, że zatacza ona małą elipsę dokładnie w ciągu roku. Kąt, pod jakim widoczny jest rzut wielkiej półosi tej elipsy na sklepieniu niebieskim, nazywa się paralaksą gwiazdy. Paralaksa Proxima Centauri, najbliższej nas gwiazdy, odległej o 1,3 parseka, wynosi 0,765 sekundy kątowej. Ponieważ Proxima Centauri gwiazda najbliższa, jej paralaksa jest największa. W rzeczywistości pozorne ruchy bliskich gwiazd na sklepieniu niebieskim są rzutem perspektywicznym na stałe tło, które tworzą gwiazdy dużo dalsze, dla których te same przemieszczenia są niezauważalne. Pozorne trajektorie eliptyczne bliskich gwiazd na sklepieniu niebieskim odtwarzają w zmniejszeniu proporcjonalnym do ich odległości kształt orbity ziemskiej.
Korzystając z trygonometrii można bezpośrednio określić odległość gwiazdy na podstawie jej paralaksy i odległości Ziemi od Słońca.
Bessel i Rath zmierzyli po raz pierwszy w 1839 roku paralaksę gwiazdy i określili jej odległość wynoszącą 3,2 parseka. Skala odległości gwiazdowych została w ten sposób ustawiona. Dokładna odległość do 61Cygnus
wynosi 3,42 parseka.
Pomiary paralaksy rocznej pozwalają określić odległość gwiazd. Chociaż jest to naprawdę doskonała metoda, to można ją zastosować jedynie w odniesieniu do gwiazd bliskich; pomiary wykonywane z Ziemi nie pozwalają wyznaczyć mniejszych różnic w położeniu względnym niż 5 setnych sekundy kątowej, co odpowiada maksymalnej odległości 20 parseków. W odległości mniejszej niż 20 parseków znajduje się 1049 gwiazd, ale tylko dla 200 spośród nich określono odległości z dokładnością większą niż 10%.
Jeśli gwiazdy byłyby rozłożone równomiernie w Galaktyce, to ich średnie odległości wynosiłyby około 4 parseków, to znaczy 100 milionów razy więcej od ich promieni.
Pewien wariant metody paralaksy został przystosowany do pomiaru odległości gwiazd zgrupowanych w gromady, jak na przykład Hydes (gwiazdy z głowy Byka). Te gwiazdy są zbyt odległe, aby mierzyć ich paralaksy, ale przemieszczają się one w przestrzeni względem Słońca jako cała grupa. Ich ruchy rejestrowane rok po roku tworzą małe przesunięcie na sklepieniu niebieskim. Te ruchy zwane ruchami własnymi są w rzeczywistości równoległe, choć nie widać tego z Ziemi. Wydają się zbiegać w punkcie ucieczki, co jest wynikiem perspektywy. Mierząc przesunięcie dopplerowskie widma tych gwiazd, można też obliczyć prędkość gromady względem Układu Słonecznego zwaną prędkością radialną. Łącząc te pomiary z wielkością kąta pomiędzy środkiem gromady i punktem ucieczki określono bezpośrednio odległość gromady.
Odległość gromady Hydes obliczona tą metodą wynosi 41 parseków. Odległość do sławnej gromady Plejad wynosi 130 parseków. Zmierzono bezpośrednio odległość do około tysiąca gwiazd. Dla innych trzeba stosować metody pośrednie, obarczone większymi lub mniejszymi błędami, czasem trudnymi do oszacowania.
Masa gwiazd
Ponad połowa gwiazd nie jest gwiazdami pojedynczymi, ale stanowi układy gwiazd podwójnych lub wielokrotnych, związanych wzajemnym przyciąganiem. Nawet za pomocą małego teleskopu można zauważyć, że Mizar w gwiazdozbiorze Wielkiej Niedźwiedzicy ma dwie składowe. W rzeczywistości jednak każda z nich jest sama gwiazdą podwójną, a słabsza nawet potrójną. Mizar jest prawdopodobnie systemem pięcioskładnikowym. W prostych przypadkach ciasnych układów podwójnych zdarza się, że możemy obserwować ruchy orbitalne dwóch składowych. Zgodnie z prawami Keplera zakreślają one elipsy, a w jednym z ich ognisk znajduje się środek masy. Pomiar pozornej średnicy kątowej orbity jednej z gwiazd zwanej paralaksą dynamiczną i czas potrzebny na jej przebycie wynoszący od kilku do kilkuset lat pozwolił dzięki trzeciemu prawu Keplera określić sumę mas obu gwiazd. Masę każdej z gwiazd można określić jedynie wówczas, gdy zdarzy się możliwość określenia pozornej orbity gwiazdy towarzyszącej. Zdołano w ten sposób zmierzyć z dość dużą dokładnością masy około pięćdziesięciu bardzo bliskich gwiazd. Zawierają się one między 0,1 a 50 masy słonecznej. Sytuacja jest oczywiście mniej korzystna w wypadku gwiazd podwójnych bardzo dalekich lub takich, których składowe są bardzo zbliżone. Układy podwójne lub wielokrotne o składowych bardzo dalekich mają również zaburzone okresowe zmiany widm na skutek wzajemnego ich nakładania się. Widmo każdej z gwiazd jest układem charakterystycznych prążków, których położenia oscylują periodycznie wokół wartości średniej. Ich przesunięcie na skutek efektu Dopplera pozwala wyznaczyć w każdym momencie prędkość radialną składowych. Dla takich obiektów zwanych podwójnymi spektroskopowo można czasami wyznaczyć zmiany prędkości radialnych gwiazd podczas całego okresu obiegu. Jeśli oba widma są dobrze widoczne, zastosowanie praw Keplera określa górną granicę masy składowych. Jeśli można obserwować tylko jedno z widm, bo druga składowa jest zbyt słaba, otrzymuje się jedynie górną granicę całej masy obydwu składowych.
Jednoczesne badanie układów binarnych – wizualne i spektroskopowe -pozwoliły określić masy około 200 gwiazd. Wydaje się, że gwiazdy o małej masie są znacznie mniej liczne niż gwiazdy masywne. Mają one też mniejszą jasność. Masa gwiazdy warunkuje jej ewolucję. Jest kluczowym parametrem ewolucji gwiazd i można jedynie żałować, że znamy obecnie zbyt mało gwiazd, których masy udało się zmierzyć bezpośrednio. Do określenia mas gwiazd odległych można stosować jedynie metody pośrednie.
Promienie gwiazd
Układy podwójne oprócz określenia masy gwiazd dostarczają też w wielu wypadkach dokładnych informacji o ich względnych rozmiarach.
Wprawdzie pozorne orbity układów gwiazd podwójnych są niewielkie, ale mogą zdarzać się wzajemne zaćmienia tych gwiazd. Okresowe zmiany obserwowanego blasku tych systemów nazywają się „krzywą zmian jasności”. Kształt jej zależy od tego, czy zaćmienie było całkowite, czy też częściowe. Jeśli gwiazdy znajdują się bardzo blisko siebie, to orbity przestają być sferyczne; wzajemna grawitacja deformuje je do postaci wydłużonych elipsod. W skrajnych wypadkach, podobnych do układu w Wielkiej Niedźwiedzicy, dwie obwiednie zlewają się w wielką wspólną obwiednię, wewnątrz której krążą obydwie gwiazdy.
Pomimo całej złożoności i niejednoznaczności w interpretacji krzywych zmian jasności można z nich wydedukować wielkość promieni obydwu stowarzyszonych gwiazd. A. Michelson i F.G. Pease, posługując się techniką interferometrii optycznej, zmierzyli w 1921 roku średnicę kilku gwiazd nadolbrzymów. Obecnie dzięki odkryciu przez A. Labeyrie`a interferometru plamkowego oraz wielkiemu rozwojowi interferometrii tradycyjnej możemy obserwować tarcze bliskich gwiazd nadolbrzymów. Na przykład Betelgeuse jest czerwonym nadolbrzymem odległym o około 200 parseków. Jego promień jest 800 razy większy niż promień Słońca, to znaczy 1,3 razy większy od pasa asteroidów. Znacznie bliższy Syriusz (2,7 pc) jest o wiele mniejszy. Jego promień jest zaledwie dwa razy większy niż promień Słońca.
Świetlne przesłanie gwiazd
Promieniowanie, które do nas dociera, niesie bardzo wiele informacji. Wskazuje na ilość energii wytwarzanej przez gwiazdę, temperaturę i skład chemiczny jej powierzchni. Widmo gwiazdy zawiera czasami informacje wskazujące na istnienie szybko rozszerzającej się otoczki, dzięki którym można określić jego prędkość.
Blask gwiazdy wyraża się w wielkościach gwiazdowych (magnitudo). Energia promieniowania nie jest równomiernie rozłożona w całym obszarze długości fal. Blask gwiazdy zmienia się zależnie od tego, czy patrzymy na nią przez filtr czerwony, żółty, niebieski, czy też ultrafioletowy. Należy zdefiniować dokładniej wielkość gwiazdową wskazując zakres długości fal wybranych za pomocą kalibrowanych filtrów. Używa się zwykle układu trzech filtrów przepuszczając wąski zakres fal o długościach zbliżonych do trzech barw: ultrafioletowej, niebieskiej i żółtej.
Ta ostatnia barwa, odpowiadająca maksymalnej czułości oka ludzkiego, nosi z tego powodu nazwę wielkości gwiazdowej widzialnej.
Własności promieniowania danej gwiazdy, jakie możemy obserwować, różnią się zasadniczo od tych, jakie charakteryzują promieniowanie podczas emisji, z trzech powodów. Po pierwsze, oddalenie gwiazdy przejawia się zmniejszeniem obserwowanej jasności proporcjonalnie do kwadratu odległości. Efekt ten jest niezależny od długości fali. Nie wpływa on na widmo energetyczne światła czerwonego, niebieskiego czy ultrafioletowego. Po drugie, część promieniowania zostaje pochłonięta bądź rozproszona przez materię międzygwiazdową. Zjawisko zbadane po raz pierwszy przez Trumplera 1930 roku jest bardzo niekorzystne. Uniemożliwia obserwację w zakresie widzialnym gwiazd odległych o więcej niż kilka kiloparseków. Promieniowanie przechwytywane przez pył kosmiczny jest tym łatwiej pochłaniane, im mniejsza jest długość fali. Dla widma światła widzialnego pochłanianie promieniowania jest odwrotnie proporcjonalne do długości fali.
Fotony z części niebieskiej widma są półtora razy łatwiej absorbowane i rozpraszane przez materię międzygwiazdową niż fotony światła czerwonego. Z kolei fotony promieniowania podczerwonego poruszają się prawie bez przeszkód. Z tego powodu odległe gwiazdy widzimy jako czerwone. Dzieje się tak nie dlatego, że są rzeczywiście bardziej czerwone od innych, lecz z uwagi na to, iż docierające do nas promieniowanie jest ubogie w światło niebieskie. Obserwowana jasność gwiazdy musi być skorygowana w zależności od długości fali wygaszonej w wyniku pochłaniania. Dokonuje się więc swoistego „odczerwienienia” gwiazdy.
Temperatura gwiazd
Energia wypromieniowywana prze gwiazdę rozkłada się na cały zakres widma zależnie od temperatury powierzchni. Po przeprowadzeniu operacji „odczerwienienia” wiele gwiazd ma barwę żółtą lub pomarańczową, jak Słońce lub Aldebaran, z kolei inne, mniej liczne, świecą biało jak Syriusz bądź Vega.
Promieniowanie gwiazd podobne jest do tego, jakie wysyłałyby szczelnie zamknięty piec, rozpalony do wysokiej temperatury. Energia rozkłada się w sposób ciągły na wszystkie długości fal. Jednakże długości fal, dla których wartość energii osiąga maksimum, są odwrotnie proporcjonalne do temperatury pieca. Stała proporcjonalności nie zależy od rodzaju, kształtu ani komponentów chemicznych pieca.
Promieniowanie gwiazd dokładnie określa temperaturę efektywną. Przeciwnie niż w wypadku pieca doskonałego atmosfera gwiazdy nie ma jednakowej temperatury w całej swojej objętości. Temperatura efektywna, charakteryzowana przez promieniowanie, odpowiada temperaturze panującej w połowie wysokości atmosfery gwiazdy.
Promieniowanie emitowane przez gwiazdę nie jest jednak identyczne z tym, jakie wysyłałoby ciało doskonale czarne umieszczone w idealnym piecu. Gwiazda jest bowiem obiektem otwartym. Różnica ta objawia się obecnością prążków w widmach gwiazd. Dowolny pierwiastek chemiczny jest zdolny do pochłaniania i reemisji fotonów o dokładnie określonej odpowiadającej im długości fali. Wartość ta zmienia się zależnie od stopnia zjonizowania atomów danego pierwiastka. W ciele czarnym bądź w zamkniętym piecu każdy wyemitowany foton o określonej długości fali jest natychmiast pochłaniany. W ten sposób w doskonałym piecu, a więc w idealnie izolowanym, energia promieniowania odpowiadająca każdemu przedziałowi długości fali jest stała i jednakowa. Ten rozkład energii, wynikający z prawa Plancka, zależy wyłącznie od temperatury.
Jednakże wewnątrz atmosfery gwiazdy sytuacja jest zupełnie inna. Różnica polega na tym, że fotony znajdujące się na powierzchni wydostają się w końcu na zewnątrz. Kiedy obserwujemy jakąś gwiazdę, docierają do nas jedynie fotony wysłane dokładnie w kierunku Ziemi. Zanim swobodnie opuściły atmosferę gwiazdy, zostały po raz ostatni pochłonięte przez jakiś atom i następnie ponownie wyemitowane we właściwym kierunku. Zdarzenie to mogło nastąpić w dowolnym miejscu wewnątrz gwiazdy.
Strumień światła nie jest zaburzony, o ile obydwa procesy: absorpcji i emisji, zmieniające wprawdzie energię i kierunek przemieszczania się fotonów nastąpiły jednocześnie, a jeden z tych fotonów kierował się początkowo ku Ziemi. Cały strumień przemieszcza się w ten sposób w kierunku powierzchni gwiazdy, chociaż wciąż zmieniają się fotony, które go tworzą.
Przy każdym procesie absorpcji – reemisji zachodzi wymiana z fotonami przemieszczającymi się w przeciwnym kierunku, pochodzącymi z najwyższych warstw atmosfery. Jest ich jednak coraz mniej w miarę zbliżania się do powierzchni, w praktyce bowiem żaden foton nie dostaje się do wnętrza gwiazdy z przestrzeni kosmicznej. W dodatku szybkie rozrzedzanie atmosfery powoduje spadek prawdopodobieństwa takiej dyfuzji wstecznej.
W ten sposób zachowanie równowagi, koniecznej do podtrzymania strumienia fotonów w kierunku Ziemi, jest mniej prawdopodobne ze względu na spadek liczby fotonów poruszających się w przeciwnym kierunku.
Analiza spektroskopowa strumienia świetlnego ukazuje istnienie „prążków absorpcyjnych” (zmniejszenie intensywności światła w danym, wąskim zakresie długości fali odpowiadającym dokładnie energii foto- nów zaabsorbowanych przez atomy i jony występujące w atmosferze gwiazdy). Pozostałe długości fal nie są zakłócane i tworzą continuum, czyli tło, z którego zostały wycięte prążki widma.
TYPOLOGIA GWIAZD
Gwiazda jest dla oka jedynie świecącym, kolorowym i migającym punktem. Jej jasność zależy od jasności absolutnej (zależy od jej masy) i od odległości od Ziemi. Barwa jest wskaźnikiem temperatury powierzchni. Gwiazdy mrugają na skutek braku stabilności atmosfery ziemskiej. Nawet sama znajomość jasności absolutnej, temperatury rzeczywistej i składu chemicznego (ustalonego na podstawie badań spektroskopowych) wystarczy by stwierdzić, w jakim stadium ewolucji znajduje się obserwowana gwiazda.
Dla stworzenia typologii, astronomowie Ejnar Hertzsprung i Henry Russell dowiedli, że gwiazdy można sklasyfikować za pomocą specjalnego diagramu. Nosi on nazwę pochodzącą od ich nazwisk.
Każda gwiazda może być przedstawiona na tym diagramie, zależnie od temperatury powierzchni i jasności absolutnej. Jeśli naniesiemy na ten diagram punkty przedstawiające 1000 gwiazd najbliższych Ziemi, to zauważymy że większość z nich zajmie pasmo rozciągające się od gwiazd jasnych i gorących i kończące się na gwiazdach ciemnych i zimnych. Pasmo to nazywane jest ciągiem głównym karłów. Do tej licznej rodziny należy także Słońce. Mniej liczna jest grupa gwiazd tysiąckrotnie jaśniejszych przy tej samej temperaturze powierzchni. Są to czerwone olbrzymy. Jest także nieliczna grupa gwiazd zarówno niebieskich, jak i czerwonych, które są dziesięć do stu razy jaśniejsze. To grupa nadolbrzymów. Inne z kolei, o bardzo wysokiej temperaturze powierzchni i niewielkiej jasności, nazywane są białymi karłami. Każda z tych rodzin odpowiada dokładnie określonemu stadium ewolucji gwiazd.
Większość gwiazd (w tym Słońce) wykazuje niezmienną jasność podczas
długich okresów (kilka miliardów lat w przypadku Słońca). Nie jest to cechą wszystkich gwiazd. Niektóre regularnie pulsują, jak Cafeidy lub RR Liry, których okres pulsowania związany jest z ich jasnością. W innych wypadkach jasność gwałtownie wzrasta, a następnie spada po okresie miesiąca lub roku. Ciemniejsze spośród tych obiektów klasyfikuje się jako nowe, supernowe zaś to gwiazdy gwałtownie eksplodujące.
EWOLUCJA GWIAZD. NUKLEOSYNTEZA
Gwiazdy nie są obiektami trwałymi. Na podstawie obserwacji i analiz ustalił się wśród astrofizyków pogląd, że gwiazdy powstają również obecnie; wytwarzają energię, wypromieniowują ją, wreszcie w końcowym etapie przemian zachodzących w ich wnętrzu – przygasają z braku źródeł energii.
Gwiazdy tworzą się z obłoków gazu i pyłu międzygwiezdnego w wyniku ich grawitacyjnego kurczenia się. Podczas takiej kontrakcji obłok ma tendencje do rozpadania się na mniejsze, indywidualnie kurczące się obszary, które stają się pojedynczymi gwiazdami, tworzącymi gromady gwiazd.
Długo naświetlane fotografie Plejad wykazują, że gwiazdy należące do tej otwartej gromady są zanurzone w gazie, z którego prawdopodobnie powstały. Nietrwałość dynamiczna gromad otwartych wskazuje na fakt, że są to gwiazdy młode.
Oto krótka analiza narodzin gwiazdy. Kurczący się obłok gazu ogrzewa się aż do momentu osiągnięcia równowagi, przy której siły związane z ciśnieniem równoważą się z siłami grawitacyjnymi. Powstały twór nazywamy protogwiazdą. Z odległych obszarów mgławicy w dalszym ciągu spada na protogwiazdę materia obłoku. Masa protogwiazdy zwiększa się, a grawitacyjne siły powodują jej kurczenie się, przy jednoczesnym, ciągłym wypromieniowywaniu energii.
Losy protogwiazdy w ogromnym stopniu zależą od jej masy. Konstruowane modele teoretyczne gwiazd wskazują, że jeśli z kurczącego się obłoku materii międzygwiazdowej powstanie protogwiazda o masie mniejszej niż 0,08 masy Słońca – świeci ona stosunkowo krótko kosztem energii grawitacyjnej i stygnie, stając się w końcu czarnym karłem.
W przypadku masy nieco większej kurcząca się protogwiazda staje się właściwą gwiazdą w chwili osiągnięcia w jej centrum temperatury około 107 K. W tych warunkach możliwa jest synteza wodoru w hel, w wyniku reakcji p-p.
Gwiazda wchodzi w okres stabilności, zajmując miejsce na ciągu Hertzspunga – Russella, zależne od swojej wytworzonej masy.
Reakcje termojądrowe są źródłem znacznych ilości energii, które równoważą straty energii, ponoszone przez gwiazdę w wyniku promieniowania przez kilka miliardów lat.
Dalsza ewolucja gwiazdy zależy od masy gwiazdy. Te o masach mniejszych od 0,5 masy Słońca, po wygaśnięciu reakcji p-p stają się białymi
karłami, to znaczy gwiazdami małymi, stosunkowo ciemnymi, o wysokiej temperaturze powierzchniowej. Powstawaniu białych karłów towarzyszy często znaczne rozszerzenie się zewnętrznych warstw gwiazdy, prowadzące do powstania mgławic planetarnych.
Gwiazdy o małych masach, rzędu 1 masy Słońca przebywają na ciągu głównym przez czas około 10 miliardów lat, „spalając” powoli wodór i wytwarzając hel. Ocenia się, że Słońce przebywa już na ciągu głównym przez około 4,5 miliarda lat. Prawdopodobnie w ciągi najbliższego miliarda lat Słońce nie zmieni jeszcze swych rozmiarów, ani ilości wytwarzanej i emitowanej energii, to znaczy nie zmienią się też przez ten czas z przyczyn astronomicznych warunki życia na Ziemi.
Gwiazdy o masach około 15 mas Słońca znajdują się w ciągu głównym bardzo krótko, około 10 milionów lat, aż do znacznego zużycia wodoru.
W tego typu gwiazdach konwekcja obejmuje tylko pewną część gwiazdy i nie następuje mieszanie w całej objętości, więc w jądrze gwiazdy z czasem zabraknie paliwa wodorowego. Ponieważ gwiazda w dalszym ciągu traci energię przez promieniowanie, może zaistnieć wtórna kontrakcja, prowadząca do wzrostu ciśnienia wodoru w wąskiej otoczce wokół helowego jądra. Procesy przemiany wodoru w hel przebiegać będą teraz w cienkiej warstwie otaczającej jądro.
Tymczasem powstałe jądro helowe może kurczyć się, ogrzewać i po osiągnięciu znacznej temperatury rządu 108 K może rozpocząć się proces syntezy helu w cięższe jądra węgla. W trakcie syntezy węgla powstaje
stopniowo jądro węglowe gwiazdy. Prawdopodobnie przy masie gwiazdy większej niż 3 masy Słońca powstałe jądro węglowe, może podczas kurczenia się wytwarzać w swym wnętrzu temperaturę około 109 K. A w tych warunkach mogą rozpocząć się reakcje prowadzące do syntezy węgla w neon.
Zapewne możliwe są dalsze reakcje termojądrowe, prowadzące do powstania izotopów 24Mg, 54Fe, 56Ni. Na tych ostatnich dwu izotopach kończą się się procesy syntezy pierwiastków w gwiazdach.
Powstały żelazo – niklowy rdzeń gwiazdy składa się z jąder żelaza, niklu i elektronów, a gęstość i temperatura tego rdzenia wzrastają w miarę postępujących procesów syntezy Fe i Ni.
Gdy tworzący się rdzeń osiągnie masę około 1,5 masy Słońca i temperaturę około 1010 K, wtedy przy gęstości około 5 x 1012 kg / m3 następuje gwałtowny rozpad jąder żelaza i niklu na jądra helu i neutrony.
Złożone procesy przemian jądrowych sprawiają, że równowaga między siłami grawitacyjnymi a ciśnieniem składników rdzenia ulega zachwianiu i rdzeń ten ulega grawitacyjnemu zapadnięciu się. Następuje potężna implozja, a opadające na jądro wewnętrzne warstwy gwiazdy ulegają odbiciu od sprężystego jądra. Powstaje fala uderzeniowa wyrzucająca zewnętrzne warstwy gwiazdy. W efekcie daje to potężną eksplozję gwiazdy. Obserwujemy wybuch gwiazdy supernowej, połączony z wyrzuceniem znacznych (do 90% masy) mas materii gwiazdy. Pozostałe jądro kurczy się do rozmiarów kilkunastu kilometrów, a materia w nim zawarta w tych warunkach przekształca się w gaz neutronowy. Powstałe gwiazdy neutronowe są obserwowane jako pulsary.
W czasie wybuchu supernowej zachodzą szybkie reakcje syntezy ciężkich pierwiastków, które rozpraszają się w przestrzeniach międzygwiazdowych, zasilając rozproszoną materię w ciężkie jądra.
W świetle tej hipotezy nie wydaje się dziwne, że nasze Słońce, spalając powoli wodór, już zawiera ciężkie pierwiastki.
W przypadku gwiazd o masach powyżej 8 mas Słońca powstałe jądro zapada się, a jego promień może stać się mniejszy od granicznego dla danej masy promienia Schwarzschilda, tworząc czarną dziurę.
