Gwiazdy

GWIAZDY NORMALNE

     Kiedy produkcja energii równoważy ciężar atmosfery gwiazdy, mamy do czynienia ze stabilną gwiazdą, której żywot będzie długi i spokojny. Większość gwiazd przechodzi przez to stadium ewolucji, z wyjątkiem gwiazd o skrajnych masach: gwiazdy o masie 1/12 masy Słońca ewoluują wprost w kierunku białych karłów, natomiast gwiazdy ponad 60-krotnie masywniejsze od Słońca odrzucają nadmiar masy w trakcie wybuchu. Ważną zależność pomiędzy mocą promieniowania gwiazdy a jej temperaturą powierzchniową odkrył w 1911 duński astronom Ejnar Hertzsprung. 2 lata później potwierdził ją amerykański astronom Henry Norris Russell. Na diagramie Hertzsprunga-Russella widzimy wyodrębnione grupy gwiazd, a najbardziej rzucają się w oczy gwiazdy normalne, leżące na ciągu głównym.
W 1930 roku amerykański astronom, William Morgan, zauważył, że gwiazdy o tym samym typie widmowym mogą wyraźnie różnić się wyglądem widma. Okazało się, że występowanie tych różnic pokrywa się z przynależnością gwiazd o tych samych typach widmowych do różnych ciągów na diagramie Hertzsprunga-Russella. Konieczne stało się więc wprowadzenie drugiego rodzaju klasyfikacji, opartej o klasę jasności gwiazd:
 
klasa jasności I - nadolbrzymy
klasa jasności II - jasne olbrzymy
klasa jasności III - olbrzymy
klasa jasności IV - podolbrzymy
klasa jasności V - karły
klasa jasności VI - podkarły
klasa jasności VII - białe karły

W wyniku syntezy dwóch atomów wodoru powstaje we wnętrzu gwiazdy jeden atom helu. Jednak masa helu jest trochę mniejsza niż masa dwóch atomów wodoru, więc jej nadmiar przekształcany jest w energię. Zgodnie ze wzorem Einsteina E = mc2, w ciągu 1 sekundy Słońce zamienia 4 miliony ton wodoru w 1026 W energii. Ubytki te są jednak tak niewielkie, że nasza gwiazda w czasie swojego 10-miliardoletniego pobytu na ciągu głównym straci zaledwie 0,1% swojej masy.
Długość pobytu każdej gwiazdy na ciągu głównym zależy od jej masy: jeżeli wynosi ona 25 mas słonecznych, spędzi tutaj około 3 mln lat, jeżeli jest równe masie Słońca - około 10 mld lat, a jeżeli stanowi jedynie 0,1 masy naszej gwiazdy, to będzie stabilna przez 100 mld lat. Dlatego istnienie życia możliwe jest jedynie na planetach obiegających gwiazdy normalne, o zbliżonej lub nieco mniejszej masie niż Słońce.
Ewolucja gwiazdy po pobycie na ciągu głównym zależy również od jej masy. Gwiazdy o masie mniejszej niż 0,4 masy Słońca, po wypaleniu wodoru, zamieniają się w białe karły, natomiast masywniejsze ewoluują w olbrzymy i nadolbrzymy.

BIAŁE KARŁY

     Gwiazdy o masie nie przekraczającej 1,4 masy Słońca zawsze skończą swoje życie jako białe karły. Jeżeli są zbyt małe, nigdy nie rozpoczną procesów jądrowych w swym wnętrzu. Bardziej masywne, po wypaleniu wodoru i przejściu przez stadium olbrzymów, zaczynają się znowu kurczyć, gdyż w ich wnętrzu nie jest produkowana już energia, zdolna powstrzymać kontrakcję grawitacyjną. Osiągając rozmiary Ziemi, przy czym bardziej masywne są mniejsze, są tak gorące, że świecą na biało (stąd ich nazwa). W takiej postaci przetrwają miliardy, a nawet setki miliardów lat, po czym zaczną stygnąć, przybierając barwę żółtą, czerwoną, brązową, aż staną się czarnymi, zimnymi kulami materii. Najbardziej znanym białym karłem jest towarzysz Syriusza.

OLBRZYMY I NADOLBRZYMY

     Gwiazdom o masie większej niż 0,4 masy Słońca, po wypaleniu wodoru, pozostaje jądro helowe z cienką otoczką wodorową. Ponieważ przestają produkować energię, siły grawitacji znów powodują powolne kurczenie się gwiazdy. Temperatura gazów wzrasta. Ponieważ, aby rozpocząć syntezę helu potrzebna jest znacznie większa temperatura aniżeli do zainicjowania tej reakcji w przypadku wodoru, gdy gazy rozgrzeją się ponownie do 107K, hel będzie nadal się kurczył, natomiast wodór zacznie ponownie się palić, a tym samym zacznie się rozszerzać. wskutek zwiększania swej objętości będzie stygnął i świecił na czerwono. Taki los czeka nasze Słońce. Jego korona będzie na tym etapie ewolucji sięgać niemal do orbity Ziemi. Przejście w stadium olbrzyma zajmuje gwieździe stosunkowo krótki okres. Nasze Słońce będzie potrzebować do tego około 100 mln lat.

GWIAZDY ZMIENNE

     Gdy zapadające się jądro helowe gwiazdy rozgrzewa się w końcu do temperatury 108K, dzięki czemu może ona rozpocząć syntezę trzech atomów helu w atom węgla. Później, gdy temperatura wzrośnie jeszcze bardziej, w wyniku łączenia węgla i helu będzie powstawał tlen. W gwiazdach mniej masywnych niż 3 Słońca temperatura rośnie w sposób niekontrolowany i ich jądro wybucha. Jest to tzw. błysk helowy, którego całą energię przechwytuje gwiazda i na zewnątrz nie jest on widoczny. Po wybuchu jądro rozszerza się, natomiast warstwy zewnętrzne zapadają. Gwiazda na przemian rozszerza się i kurczy, zmieniając swe parametry fizyczne. Powstaje gwiazda zmienna. Gwiazdy takie dzielimy na trzy grupy:

pulsujące
wybuchowe
zaćmieniowe

Gwiazdy zmienne zaćmieniowe tak naprawdę nie przechodzą burzliwych okresów swego życia, lecz są zasłaniane przez swojego towarzysza w układach podwójnych gwiazd.
Powodem pulsowania gwiazd zmiennych pulsujących są zmiany ich promienia, które to zmiany możemy bardzo dokładnie przewidzieć. Natomiast gwiazdy zmienne wybuchowe zmieniają swe parametry na skutek nieprzewidywalnej serii wybuchów, pomiędzy którymi jasność gwiazdy jest stała, bądź ulega nieznacznym wahaniom.
Po wypaleniu zapasu helu, gwiazdy te odrzucają zewnętrzne warstwy atmosfery, tworząc mgławice planetarne, same natomiast zmieniają się w białe karły.
Wprzypadku gwiazd o masie większej niż 3 masy słoneczne nie dochodzi do błysku helowego. Gwiazdy te spokojnie wypalają swój zapas helu, zamieniając go w węgiel. Po ustaniu reakcji syntezy, wokół węglowego jądra istnieje cienka warstwa helu, a gwiazda ponownie się kurczy. Osiągając temperaturę 108K następuje tzw. wybuch węglowy, który może spowodować eksplozję gwiazdy, przekształcając ją w supernową.
Jeżeli masa gwiazdy przekracza masę 9 Słońc, nie dochodzi do żadnych błysków, ani wybuchów. Gwiazda spokojnie zamienia węgiel w magnez i krzem, a te w żelazo. Mając żelazowe jądro gwiazdy z nieznanych przyczyn eksplodują w formie supernowych. W ciągu kilku dni ich jasność zwiększa się maksymalnie o 15m wskutek rozszerzania się otoczki gazowej. Otoczki bliskich gwiazd można zobaczyć jeszcze wiele stuleci po wybuchu w formie mgławic planetarnych. Najbardziej znaną z nich jest mgławica Krab, której otoczka rozszerza się z prędkością 1100 km/s.
Dotychczas obserwowano mniej niż 10 wybuchów supernowych pomimo, iż w galaktyce mają one miejsce przeciętnie raz na 10 do 100 lat. Powodem, dla którego nie widzimy wszystkich eksplozji, jest materia międzygwiazdowa, która pochłania światło gwiazd.

GWIAZDY NEUTRONOWE I PULSARY

     Nie odrzucone wskutek wybuchu centralne części supernowej zaczynają znowu się kurczyć. Gdy ich masa przekracza 1,4 masy słoneczne, ciśnienie jest tak duże, że elektrony i protony zaczynają się łączyć, tworząc neutrony, które nie mają ładunku elektrycznego, a tym samym nie odpychają się wzajemnie i mogą znajdować się bardzo blisko siebie. Jeżeli masa gwiazdy nie przekracza 3 mas Słońca, kolaps zostanie powstrzymany i powstanie obiekt o średnicy około 20 km, zbudowany wyłącznie z neutronów. Jest to tzw. gwiazda neutronowa. Gęstość takiej gwiazdy jest olbrzymia i wynosi od 1014 do 1015 g/cm3. Oznacza to, że kostka o wymiarach 1cm x 1 cm x 1cm, zbudowana z materii takiej gwiazdy, ważyłaby na Ziemi 100 mln - 1 mld ton.
Gwiazdy neutronowe są źródłem promieniowania optycznego, radiowego, a także rentgenowskiego. Co więcej rotują z olbrzymią prędkością, dochodzącą do 700 obrotów na sekundę. Ponieważ promieniowanie gwiazdy neutronowej "wydobywa" się z określonego punktu na jej powierzchni, gdy ktoś znajdzie się w zasięgu wiązki promieniowania, odbiera charakterystyczne sygnały radiowe, powtarzające się w regularnych odstępach czasu, co 0,033 s do 3,8 s. Z tego powodu niektóre gwiazdy neutronowe są pulsarami, innymi słowy: każdy pulsar jest gwiazdą neutronową, lecz nie każda gwiazda neutronowa jest pulsarem dla danego obserwatora. Czas trwania pulsu wynosi maksymalnie 0,01 s.
Wszystko co się kręci musi się kiedyś zatrzymać. Zasada ta dotyczy również pulsarów. Każdy z nich wysyła sygnały radiowe w regularnych, znanych odstępach czasu, które są charakterystyczne tylko dla niego. Również każdy pulsar wydłuża owe odstępy o znaną wartość, która jest również charakterystyczna tylko dla niego. Pozwala to bardzo dokładnie określić początek emitowania przez pulsar promieniowania. Ponieważ ma to miejsce w określonym punkcie czasu, pulsary mogą być wykorzystywane jako uniwersalne i bardzo dokładne czasomierze. Tę ich cechę wykorzystali naukowcy z NASA podczas projektowania wizytówki Ziemian, przesłanej innym cywilizacjom na pokładzie sondy kosmicznej Pioneer 10.

CZARNE DZIURY

     Zarówno białe karły, jak i gwiazdy neutronowe są rodzajem śmierci gwiazdy. Tym samym charakteryzują się również czarne dziury, jednak ten rodzaj śmierci zarezerwowany jest wyłącznie dla gwiazd bardzo masywnych.
Jeżeli po wybuchu supernowej masa zapadającego się obłoku przekracza 3 masy słoneczne, wówczas opór neutronów nie jest w stanie powstrzymać sił grawitacji i w ciągu ułamka sekundy gwiazda zapada się do zerowej średnicy, zwanej osobliwością. We wnętrzu takiego obiektu siły grawitacji są tak duże, że prędkość ucieczki znacznie przewyższa prędkość światła, a tym samym żaden sygnał nie może się przedostać spod horyzontu zdarzeń - umownej granicy czarnej dziury. Tak sądzono do lat 70-tych XX wieku. Jednak w roku 1974 Stephen Hawking, autorytet w dziedzinie czarnych dziur, udowodnił, że czarne dziury, mając niezerową temperaturę, jak to sugerował Amerykanin Jacob Bekenstein, wysyłają promieniowanie cieplne, jak każde ciało. Ponieważ jednak temperatura czarnej dziury zależy ściśle od jej masy, którą można obliczyć ze wzoru 1023/M K (gdzie M jest masą czarnej dziury wyrażoną w kg), czarne dziury pozostają czarne, gdyż najmniej masywna z nich ma temperaturę 3 x 10-9K, a temperatura Wszechświata wynosi obecnie 2,7 K. Promieniowanie cieplne rozchodzi się zawsze od ciała cieplejszego do chłodniejszego, a ponieważ temperatura czarnych dziur jest znacznie niższa, nie mogą one promieniować i pozostają dla nas niewidoczne. Istnieje jednak sposób ich "dostrzeżenia". Jeżeli w układzie podwójnym jedna z gwiazd zamieni się w czarną dziurę, będzie ona zasysać ze swego towarzysza materię, która po spirali będzie opadać na dysk akrecyjny. Co więcej opadająca materia będzie wysyłać promieniowanie rentgenowskie, co udowodnił Rosjanin Jakow Zeldowicz.
W czarną dziurę można by zamienić dowolny obiekt, jeżeli dysponowałoby się wystarczającą siłą, aby stłoczyć go w odpowiednio małej objętości. Dla przykładu Słońce stałoby się czarną dziurą, gdyby jego średnica osiągnęła wartość 1,5 km, Ziemia - 0,25 cm.
Obecnie znamy dwie czarne dziury. Jedna z nich, Cygnus X-1, znajduje się w gwiazdozbiorze Łabędzia, natomiast druga, V861 Sco, w Skorpionie.
Hawking wykazał również, że gdyby odwrócić bieg czasu w przypadku czarnych dziur, to obserwowalibyśmy rozwój identyczny z rozwojem Wszechświata. Z tego powodu powstały liczne hipotezy, przypisujące czarnym dziurą tworzenie nowych wszechświatów równoległych. Spekulowano nad istnieniem "białych dziur", które byłyby ujściami czarnych dziur w owych wszechświatach. Zastanawiano się wreszcie, czy przypadkiem my sami nie żyjemy wewnątrz czarnej dziury.