Gwiazdy są jednymi z podstawowych elementów budujących wszechświat. Tworzą one nie tylko galaktyki, ale także wiele układów planetarnych. Zatem zrozumienie ich powstawania i ewolucji daje ważne wskazówki do zrozumienia galaktyk i planet.
Słońce daje nam doskonały przykład do studiowania, tutaj, w naszym Układzie Słonecznym. To tylko osiem minut świetlnych stąd, więc nie musimy długo czekać, aby zobaczyć elementy na jego powierzchni. Astronomowie mają wiele satelitów badających Słońce i od dawna wiedzą o podstawach jego życia. Po pierwsze, jest w średnim wieku i znajduje się w połowie okresu życia zwanego „główną sekwencją”. W tym czasie topi wodór w rdzeniu, tworząc hel.
W całej swojej historii Słońce wyglądało prawie tak samo. Dla nas zawsze był to świecący, żółto-biały obiekt na niebie. Wydaje się, że to się nie zmienia, przynajmniej dla nas. Wynika to z faktu, że żyje on w innej skali czasowej niż ludzie. Jednak to się zmienia, ale w bardzo powolny sposób w porównaniu do szybkości, w jakiej żyjemy naszym krótkim, szybkim życiem. Jeśli spojrzymy na życie gwiazdy w skali wieku wszechświata (około 13,7 miliarda lat), wówczas Słońce i inne gwiazdy prowadzą całkiem normalne życie. To znaczy, rodzą się, żyją, ewoluują, a następnie umierają przez dziesiątki milionów lub miliardy lat.
Aby zrozumieć, w jaki sposób ewoluują gwiazdy, astronomowie muszą wiedzieć, jakie są typy gwiazd i dlaczego różnią się od siebie w istotny sposób. Jednym z kroków jest „sortowanie” gwiazd na różne kosze, tak jak ludzie mogą sortować monety lub kulki. Nazywa się to „klasyfikacją gwiazd” i odgrywa ogromną rolę w zrozumieniu działania gwiazd.
Klasyfikujące gwiazdy
Astronomowie sortują gwiazdy w serii „pojemników”, wykorzystując te cechy: temperaturę, masę, skład chemiczny i tak dalej. Ze względu na temperaturę, jasność (jasność), masę i chemię Słońce jest klasyfikowane jako w średnim wieku gwiazda czyli w okresie swojego życia zwanym „główną sekwencją”.
Praktycznie wszystkie gwiazdy spędzają większość swojego życia na tej głównej sekwencji aż do śmierci; czasami delikatnie, czasem gwałtownie.
Chodzi o Fusion
Podstawowa definicja tego, co czyni gwiazdę o głównej sekwencji, jest następująca: jest to gwiazda, która łączy wodór z helem w jądrze. Wodór jest podstawowym budulcem gwiazd. Następnie używają go do tworzenia innych elementów.
Kiedy gwiazda się formuje, robi to, ponieważ chmura wodoru zaczyna się kurczyć (przyciągać do siebie) pod wpływem siły grawitacji. To tworzy gęsty, gorący protostar w środku chmury. To staje się rdzeniem gwiazdy.
Gęstość rdzenia osiąga punkt, w którym temperatura wynosi co najmniej 8 do 10 milionów stopni Celsjusza. Zewnętrzne warstwy protostaru dociskają rdzeń. Ta kombinacja temperatury i ciśnienia rozpoczyna proces zwany fuzją jądrową. To jest moment narodzin gwiazdy. Gwiazda stabilizuje się i osiąga stan zwany „równowagą hydrostatyczną”, czyli wtedy, gdy promieniowanie zewnętrzne ciśnienie z rdzenia jest równoważone przez ogromne siły grawitacji gwiazdy, która próbuje się zapaść samo. Kiedy wszystkie te warunki są spełnione, gwiazda „znajduje się w głównej sekwencji” i toczy się życiem, zamieniając wodór w hel w jądrze.
Chodzi o mszę
Masa odgrywa ważną rolę w określaniu właściwości fizycznych danej gwiazdy. Daje także wskazówki, jak długo gwiazda będzie żyła i jak umrze. Im większa niż masa gwiazdy, tym większe ciśnienie grawitacyjne, które próbuje zapaść się. Aby zwalczyć to większe ciśnienie, gwiazda potrzebuje wysokiego stopnia stopienia. Im większa masa gwiazdy, tym większe ciśnienie w rdzeniu, tym wyższa temperatura, a zatem większa szybkość stapiania. To decyduje o tym, jak szybko gwiazda zużyje paliwo.
Masywna gwiazda szybciej stopi swoje rezerwy wodoru. To usuwa ją z głównej sekwencji szybciej niż gwiazda o mniejszej masie, która zużywa paliwo wolniej.
Opuszczanie sekwencji głównej
Kiedy gwiazdom brakuje wodoru, zaczynają topić hel w rdzeniach. To wtedy opuszczają główną sekwencję. Stają się gwiazdy o dużej masie czerwone nadolbrzymy, a następnie ewoluować, aby stać się niebieskie nadolbrzymy. Łączy hel z węglem i tlenem. Następnie zaczyna łączyć je w neon i tak dalej. Zasadniczo gwiazda staje się fabryką chemiczną, z fuzją zachodzącą nie tylko w jądrze, ale w warstwach otaczających jądro.
W końcu gwiazda o bardzo dużej masie próbuje stopić żelazo. To jest pocałunek śmierci dla tej gwiazdy. Dlaczego? Ponieważ żelazo topiące wymaga więcej energii niż dostępna jest gwiazda. Zatrzymuje fabrykę syntezy jądrowej martwą. Kiedy tak się dzieje, zewnętrzne warstwy gwiazdy zapadają się w jądrze. Dzieje się to dość szybko. Zewnętrzne krawędzie rdzenia opadają pierwsze, z niesamowitą prędkością około 70 000 metrów na sekundę. Kiedy uderza ono w żelazny rdzeń, wszystko zaczyna się odbijać, co tworzy falę uderzeniową, która rozdziera gwiazdę w ciągu kilku godzin. W trakcie tego procesu powstają nowe, cięższe pierwiastki, gdy front uderzenia przechodzi przez materiał gwiazdy.
Jest to tak zwana supernowa „załamania rdzenia”. W końcu zewnętrzne warstwy wystrzeliwują w przestrzeń, a to, co pozostało, to zapadnięty rdzeń, który staje się gwiazda neutronowa lub czarna dziura.
Kiedy mniej masywne gwiazdy opuszczają sekwencję główną
Gwiazdy o masie od połowy masy Słońca (to znaczy połowy masy Słońca) do około ośmiu mas Słońca stopią wodór z helem aż do zużycia paliwa. W tym momencie gwiazda staje się czerwonym gigantem. Gwiazda zaczyna stapiać hel z węglem, a zewnętrzne warstwy rozszerzają się, zmieniając gwiazdę w pulsującego żółtego olbrzyma.
Kiedy większość helu jest stopiona, gwiazda ponownie staje się czerwonym olbrzymem, jeszcze większym niż wcześniej. Zewnętrzne warstwy gwiazdy rozszerzają się w przestrzeń, tworząc mgławica planetarna. Rdzeń węgla i tlenu zostanie pozostawiony w postaci a biały karzeł.
Gwiazdy mniejsze niż 0,5 masy Słońca będą również tworzyć białe karły, ale nie będą w stanie stopić helu z powodu braku ciśnienia w rdzeniu z powodu ich niewielkich rozmiarów. Dlatego te gwiazdy są znane jako białe karły helowe. Podobnie jak gwiazdy neutronowe, czarne dziury i supergiganty, nie należą one już do głównej sekwencji.