Ewolucja gwiazd.docx

SPIS ARTYKUŁÓW

Pod pewnymi względami gwiazda przypomina istotę żywą - rodzi się i dojrzewa, aby w końcu umrzeć. Takie uproszczenie pokazuje nam, że gwiazdy nie istniały i nie będą istniały wiecznie. Co więcej - gwiazdy się zmieniają.

Każda gwiazda powstaje w podobny sposób: z pyłu międzygwiazdowego. We wszechświecie istnieją obłoki wodoru  i pyłu. Jeżeli taki obłok osiągnię odpowiednią gęstość, temperaturę (musi być chłodny) oraz masę, to zacznie się kurczyć. W końcu w środku takiego obłoku stworzą się protogwiazdy. Pozostały pył bedzie na nie opadał. Kiedy taka protogwiazda osiągnie odpowiednio wysoką temperaturę, dojdzie do pierwszych reakcji przemiany wodoru w hel. Kiedy te przemiany staną się podstawowym źródłem energii gwiazdy, wejdzie ona w tak zwany ciąg główny. Oczywiście dokłady wygląd procesu narodzin gwiazdy jest specyficzny dla każdej z nich. Na przykład gwiazdy bardzo masywne szybciej przechodzą do ciągu głównego, zaś gwiazdom lżejszym zajmuje to więcej czasu.

Ciąg główny gwiazdy rozpoczyna się od momentu kiedy gwiazda rozpocznie reakcje spalania wodoru  w hel. Taka gwiazda jest jednorodna chemicznie, czyli jest zbudowana z identycznych pierwiastków zarówno w centrum jak i na powierzchni.
Największe gwiazdy mogą osiągać masy około 150 - 200 razy większe od masy Słońca. Najmniejsze możliwe rozmiary gwiazd to 0,085 masy Słońca - są to tzw. czerwone karły. Jeżeli powstanie gwiazda o mniejszej masie, to nazywamy ją brązowym karłem - nie zachodzą w niej reakcje przemiany wodoru w hel.
W trakcie ciągu głównego gwiazda znajduje się przez około 70 do 90 procent całego swego istnienia. W tym czasie w jej centrum zachodzi spalanie wodoru w hel. Jednak długości życia gwiazd nie są jednakowe. Gwiazdy najcięższe żyją najkrócej, bo tylko 2 do 3 milionów lat. Gwiazdy wielkości Słońca znajdują się w ciągu głównym znacznie dłużej - około 10 miliardów lat. Gwiazdy lżeszje od Słońca żyją jeszcze dłużej, niektóre będą nawet żyć dłużej niż wynosi obecny wiek Wszechświata.

Kiedy gwiazda spala wodór, zmieniają się jej rozmiary. Zjawisko to zachodzi oczywiście bardzo wolno. Kiedy gwiazda spali cały swój wodór, w jej centrum zamiast jądra z wodoru, znajduje się jądro z helu, które kurczy się i ogrzewa. Jednak reszta takiej gwiazdy rozrasta się. Resztki wodoru spalane są poza helowym jądrem (warstwowe źródło energii).
W małych gwiazdach jądro helowe szybko kurczy się. Gdy temperatura w jego środku osiągnie około 100 milionów stopni kelwina , zapoczątkowana zostaje reakcja spalania helu. Temperatura dalej rośnie w bardzo szybkim tempie, przez co dochodzi do tak zwanego błysku helowego (spalanie). Po spaleniu helu jądro gwiazdy składa się z węgla i tlenu. Powyżej jest hel, a jeszcze wyżej - wodór. Kiedy spalą się resztki tego wodoru , powierzchnia gwiazdy znowu ogrzewa się. Kiedy osiągnie odpowiednio wysoką temperaturę, materia wyrzucona z gwiazdy zostanie zjonizowana. Tak powstają mgławice planetarne. Okres widoczności takiej mgławicy jest krótki, trwa tylko do czasu całkowitego skończenia się helu i wodoru. Powstaje wtedy biały karzeł który dalej świeci, jednak tylko dlatego, że stygnie. Trzeba także dodać, że jeżeli we wcześniejszym stadium gwiazda miała zbyt małą masę, to nie doszło w niej do błysku helowego i od razu stała się białym karłem.
W dużych gwiazdach (powyżej 80% masy Słońca) ewolucja przebiega w nieco odmienny sposób. Po spaleniu helu następuje spalanie węgla (podobnie jak w mniejszych gwiazdach). Produktami tych reakcji są magnez i neon. Powstaje jądro tlenowo - magnezowe, w którym po osiągnięciu odpowiedniej temperatury spala się tlen. W efekcie powstaje krzem. Potem następuje spalanie krzemu i powstanie nowego źródła energii, które z kolei jest także spalane, itd. W efekcie, np. po spaleniu tlenu staje się on warstwowym źródłem energii, zaś krzem będzie w centrum. Po spaleniu krzemu, także on stanie się warstwowym źródłem energii. Na końcu powstaje jądro z pierwiastków grupy żelaza, które już nie może się spalać. Wtedy zapada się i cała gwiazda wybucha, tworząc supernową. Pozostałością po takim wybuchu jest gwiazda neutronowa lub, w przypadku większych gwiazd, czarna dziura.

Astronomowie przyglądają się wnętrzu czerwonych olbrzymów

[Data: 2011-03-31]

Wiemy już, że gwiazdy o średniej masie stają się czerwonymi olbrzymami, kiedy brakuje im wodoru do fuzji. Ale co się dzieje później? Misja Keplera Narodowej Agencji Aeronautyki i Przestrzeni Powietrznej (NASA) przedstawia na tyle wyraźny obraz zmian zachodzących w jasności tych gwiazd, że astronomowie są w stanie odnaleźć wskazówki, kiedy czerwone olbrzymy stają się wystarczająco gorące, aby rozbijać hel powstający w wyniku fuzji wodoru. 

Wstępne odkrycia astronomów dotyczące tego, co się dzieje wewnątrz czerwonych olbrzymów zaprezentowano w bieżącym wydaniu czasopisma Nature. Badania zostały częściowo dofinansowane z projektu PROSPERITY (Sondowanie fizyki gwiazd i testowanie ich ewolucji za pomocą asterosejsmologii), który otrzymał grant Europejskiej Rady ds. Badań Naukowych (ERBN) dla doświadczonych naukowców o wartości niemal 2,5 mln EUR z budżetu Siódmego Programu Ramowego (7PR). 

W artykule astronomowie opisują, w jaki sposób sonda Keplera śledzi niewielkie, regularne zmiany w jasności gwiazd. Ich regularność przypomina miarowe uderzenia bębna w różnych rytmach. Każdy z rytmów można porównać do pojedynczego zęba grzebienia. Oscylacje były również analizowane za pomocą teleskopów naziemnych, aby określić masę i promień gwiazdy. 

Niemniej zespół badawczy odnotował również odchylenia od stałych schematów w danych Keplera. Te odmienne schematy są wywoływane przez oscylacje w trybie grawitacyjnym. A fale te umożliwiają astronomom badanie rdzenia gwiazdy. Informują astronomów o tym, czy czerwony olbrzym spala wodór w skorupie otaczającej gwiazdę czy też ewoluował do wieku, w którym spala hel w rdzeniu. 

Tej kwestii astronomowie nie byli w stanie ustalić przed misją Keplera. Co więcej "nikt nie spodziewał się zobaczyć tego przed rozpoczęciem misji" - mówi profesor Steve Kawaler z amerykańskiego Uniwersytetu Stanowego Iowa, kierownik badań astrosejsmicznych Keplera. "Możliwość zyskania tak wyraźnego obrazu spod powierzchni czerwonego olbrzyma była niespodzianką." 

Zagadkowa jest przemiana z gwiazd spalających skorupę wodorową w gwiazdy pożerające hel. Dotychczas astronomowie sądzili, że odbywa się to szybko i być może wybuchowo. Teraz mogą ustalić, które czerwone olbrzymy ją przeszły a które ją przejdą, a informacje te pomogą nam lepiej zrozumieć cykl życia czerwonych olbrzymów. 

Życie gwiazd o średniej masie polega na fuzji wodoru w hel, która odbywa się w rdzeniu i to właśnie dzieje się obecnie z naszym Słońcem. Wedle przewidywań Słońce w ciągu kolejnych 5 mld lat zużyje cały wodór z rdzenia i zacznie przeprowadzać fuzję pozostałości wodoru ze skorupy owiniętej wokół rdzenia. 

Jednocześnie temperatura rdzenia Słońca będzie wzrastać, aż stanie się w końcu wystarczająco wysoka, aby doszło do fuzji helu powstałego z fuzji wodoru. Ostatecznie hel zostanie przekształcony w węgiel i inne cięższe pierwiastki. Po wyczerpaniu helu Słońce nie będzie wystarczająco gorące, aby być w stanie spalać wytworzony węgiel. Co się wówczas stanie? 

Sonda Keplera została wystrzelona 6 marca 2009 r. z kosmodromu Cape Canaveral na Florydzie. Orbituje wokół Słońca z fotometrem na pokładzie - miernikiem światła do pomiaru zmian w jasności gwiazdy. To tak jakby dysponować instrumentem, który jednocześnie bada fale pod kątem wskazówek na temat powierzchni gwiazdy i słucha tego, co się dzieje pod powierzchnią, szukając wskazówek na temat jej rdzenia. 

"A słuchać trzeba bardzo uważnie" - poucza profesor Kawaler. Dzięki temu astronomowie będą w stanie odpowiedzieć na to pytanie i rozróżnić między gwiazdami na poszczególnych etapach ewolucyjnych: olbrzymy i prawdziwe nadolbrzymy, o których wiadomo, że mają różne gęstości rdzeni, ale pod innymi względami są bardzo podobne.

Więcej informacji: 

Nature 
http://www.nature.com/