Życie gwiazd

Materia międzygwiazdowa i ewolucja gwiazd
Materia międzygwiazdowa: 99% gazu i 1% pyłu.
Ewolucja gwiazd
Przebieg ewolucji gwiazdy zależy jedynie od jej masy w momencie rozpoczęcia reakcji termojądrowych w jej wnętrzu (w niewielkim stopniu zależy też od składu chemicznego) -- Bardziej masywne gwiazdy ewoluują szybciej.
Etapy życia gwiazdy
Typowy przebieg ewolucji gwiazd:
1. Kontrakcja gazu w obłoku molekularnym
Mamy duży (masa od kilkuset tysięcy do miliona mas Słońca), chłodny (temp. rzędu 10 K) i gęsty obłok molekularny, zawierający głównie wodór cząsteczkowy H2 z niewielką domieszką bardziej złożonych molekuł i pyłu.
W obłoku, na skutek np. nadejścia fali uderzeniowej, wywołanej wybuchem pobliskiej supernowej, pojawiają się samograwitujące zagęszczenia o masie rzędu 10 do 100Mʘ .
2. Protogwiazda
W czasie zapadania energia grawitacyjna zamienia się w ciepło, ogrzewając centrum obłoku. Gaz nagrzewa się do 2 do 3 tys. K, mógłby już świecić na czerwono, ale otaczający go kokon gazowo-pyłowy pochłania promieniowanie i wysyła je dalej w podczerwieni i w zakresie mikrofalowym.
3. Gwiazda typu T Tauri
Gwiazda staje się widoczna z zewnątrz. Silny wiatr gwiazdowy wyrzuca część masy rodzącej się gwiazdy, rozwiewając jednocześnie gazowo-pyłowy kokon. We wnętrzu rozpoczynają się reakcje zamiany wodoru w hel.
4. Gwiazda ciągu głównego
Gwiazda trafia na ciąg główny w miejscu zdeterminowanym jej masą. Pojawia się równowaga hydrostatyczna. W jądrze pali się wodór. Ten etap zajmuje ok. 90% życia gwiazdy.
5. Nadolbrzym, olbrzym lub podolbrzym (w zależności od masy)
W jądrze cały wodór zamienił się w hel, brakuje źródła energii, ciśnienie promieniowania maleje. Zachwiana równowaga hydrostatyczna. Jądro się kurczy, jego temperatura rośnie zapalając wodór w otoczce, wzrasta wydzielanie energii powodując rozdęcie zewnętrznych warstw gwiazdy. Gwiazda jest znacznie jaśniejsza, niż gdy paliła wodór w jądrze. Powiększanie powierzchni przy stałym tempie produkcji energii w otoczce prowadzi do spadku mocy na jednostkę powierzchni. Zgodnie z prawem Stefana Boltzmana spada temperatura otoczki i gwiazda świeci na czerwono. Jako olbrzym gwiazda może wyrzucać spore ilości gazu w postaci ,,wiatru”.

W kurczącym się jądrze rośnie temperatura tworząc warunki do rozpoczęcia syntezy cięższych pierwiastków. Im większa masa tym więcej razy zachodzi cały proces, powtarzany dla coraz większych liczb atomowych: hel zamienia się w węgiel, węgiel w tlen, tlen w krzem, krzem w żelazo, przy czym na każdym etapie powstają także inne pierwiastki. Na żelazie cykl się kończy. Gwiazda przypomina cebulę, składając się z koncentrycznych powłok, zawierających kolejno (w przypadku najmasywniejszych gwiazd, i tylko w uproszczeniu) wodór, hel, węgiel, tlen, krzem i żelazne jądro.
6. Mgławica planetarna
W gwiazdach o małych masach (od 0.1 do ok. 5Mʘ ) zewnętrzne warstwy zostają odrzucone, tworząc tzw. mgławicę planetarną, jądro (o masie mniejszej od ok. 1.4 masy Słońca) kurczy się do postaci białego karła. Biały karzeł to gwiazda o rozmiarach Ziemi, ogromnej gęstości (1 łyżeczka tej materii ma masę kilku ton) i temperaturze powierzchniowej kilkudziesięciu tys. K. Przykładem jest Syriusz B, trudno dostrzegałny towarzysz Syriusza A, najjaśniejszej gwiazdy nieba. Biały karzeł zbudowany jest ze zdegenerowanego gazu elektronowego i świeci kosztem nagromadzonego ciepła. Po wystygnięciu staje się niewidocznym brązowym karłem.
7. Supernowa
Gwiazdy o masach powyżej 5Mʘ wybuchają jako supernowe. Obiekt taki w czasie wybuchu jasnością dorównuje całej galaktyce! Jądro takiej gwiazdy, po ustaniu reakcji termojądrowych, zapada się tworząc gwiazdę neutronową o skrajnej gęstości (1 łyżeczka tej materii ma masę kilku milionów ton) i średnicy rzędu 10 km. Opadająca na nią gwałtownie otoczka rozgrzewa się, zapalają się zawarte w niej pierwiastki (np. tlen, węgiel, hel, wodór), w czasie krótszym niż 1 sekunda wydziela się ogromna ilość energii. Otoczka uderza w powierzchnię gwiazdy neutronowej, powstaje fala uderzeniowa, rozchodząca się na zewnątrz i odrzucająca otoczkę. Tworzy się mgławica -- przykładem jest mgławica Krab, pozostałość po wybuchu supernowej w 1054 roku. Pozostałością wybuchu najmasywniejszych gwiazd (o masach od ok. 10Mʘ ) są czarne dziury.
Tempo ewolucji a masa gwiazdy
Masa [ ]
Czas życia (miliony lat)
15 10
5 100
1 10000

Nukleosynteza pierwiastków
Pierwiastki cięższe od helu tworzą się w czerwonych olbrzymach, które rozsiewają je w przestrzeni w formie wiatru gwiazdowego. Im większa masa gwiazdy, tym cięższe pierwiastki mogą powstać w jej jądrze. Słońce zakończy cykl na helu, najmasywniejsze gwiazdy dochodzą do żelaza. Budowa takiej gwiazdy przypomina cebulę, z warstwami zawierającymi kolejno wodór, hel, węgiel, tlen, itd. aż do żelaznego jądra. Na żelazie procesy syntezy się kończą, gdyż jądro to ma największą energię wiązania w przeliczeniu na jeden nukleon (przyłączanie dalszych nukleonów do jądra wymaga dostarczenia energii). Nie znaczy to jednak, że czerwone olbrzymy nie wytwarzają pierwiastków cięższych od żelaza. W nadolbrzymach z żelaznym jądrem neutrony, wytwarzane w czasie reakcji spalania helu w otoczce, reagują z jądrami żelaza co prowadzi do powstawania jąder pierwiastków cięższych od żelaza, na ogół jednak lżejszych od ołowiu. Mogą być one następnie rozproszone w przestrzeni. Większość pierwiastków cięższych od ołowiu powstaje jednak w czasie wybuchu supernowych.

Zdegenerowany gaz
• Elektrony, protony i neutrony należą do fermionów, które obowiązuje emphzakaz Pauliego. Mówi on, że w danym stanie kwantowym może znajdować się tylko jedna cząstka danego rodzaju.
• W zjonizowanym gazie jądra atomowe i elektrony poruszają się swobodnie. Spełniona jest jednak zasada nieoznaczoności Heisenberga: , która w przestrzeni fazowej położeń i pędów wyznacza skończoną liczbę stanów kwantowych. W każdym takim stanie mogą znajdować się najwyżej 2 elektrony o przeciwnych pędach.
• W danej temperaturze cząstki mogą poruszać się z prędkościami z określonego zakresu, wyznaczonego przez rozkład prędkości. Zatem ich pędy też zawarte są w ograniczonym zakresie.
• Jeśli objętość zajmowana przez gaz znacznie maleje (wzrasta jego gęstość), wówczas zmniejsza się ilość dostępnych dla cząstek stanów kwantowych w przestrzeni fazowej położeń i pędów.
• Oczywiście na ogół kurczeniu odpowiada wzrost ciśnienia gazu, a zatem i temperatury (rośnie zakres możliwych pędów cząstek), lecz efekt ten nie jest w stanie zniwelować spadku możliwych położeń cząstek w zmniejszonej objętości.
• W momencie gdy zmniejszenie objętości spowoduje wypełnienie cząstkami wszystkich dostępnych stanów kwantowych, mamy do czynienia ze zdegenerowanym gazem.
• W kurczącym się jądrze gwiazdy, zawierającym gaz złożony z fermionów i jąder atomowych, jako pierwsze w stan degeneracji przechodzą elektrony. Dzieje się tak po przekroczeniu gęstości .
• Jądro gwiazdy, w którym pojawił sie zdegenerowany gaz elektronowy, zaprzestaje kurczenia. Ciśnienie gazu elektronowego jest bowiem, znacznie większe, od normalnego gazu. Pozostałe składniki jądra gwiazdy (nukleony i jądra różnych pierwiastków) nadal podlegaja prawom gazu doskonałego. Gwiazdę taką nazywamy białym karłem.
Własności białych karłów
• Im większa masa, tym mniejszy promień: .
• Obliczenia wykazują, że biały karzeł o masie musiałby mieć zerowy promień.
• Masa nazywana jest granicą Chandrasekhara. Jest najwieksza dopuszczalna masa białych karłów
• A jeśli kurczące się jądro gwiazdy ma masę większą od granicy Chandrasekhara?
Gwiazdy neutronowe. Pulsary
• Jądra gwiazd o masach (jądra) większych niż przechodzą przez stan białego karła lecz ich grawitacja jest tak silna, że przewyższa ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronowego. Jądro kurczy sie dalej.
• Po osiągnięciu gęstości następuje rozpad jąder atomowych. Większość protonów zamienia się w neutrony w wyniku odwrotnego rozpadu beta ( )
• Pojawia się zdegenerowany gaz neutronowy o olbrzymim ciśnieniu, które zatrzymuje proces kontrakcji. Powstaje gwiazda neutronowa o rozmiarach - km
• Gwiazdy neutronowe bardzo szybko rotują (w czasie kurczenia zostaje zachowana większość momentu pędu jądra, zatem wielokrotne zmniejszenie promienia powoduje znaczny wzrost prwędkości rotacji)
• Gwiazdy neutronowe mają bardzo silne, dipolowe pola magnetyczne. Bieguny magnetyczne nie muszą znajdować się na osi rotacji
• Niektóre gwiazdy neutronowe obserwujemy jako pulsary. Pulsary wysyłają krótkie błyski na falach radiowych, powtarzające się z zegarową dokładnością z okresem od milisekund do sekund.
• Zjawisko pulsara wyjaśnia model latarni morskiej. Fale radiowe generowane są przez relatywistyczne elektrony, krążące wokół linii sił pola magnetycznego, w efekcie synchrotronowym.
• Łączny kierunek emisji promieniowania ograniczony jest do wąskiego stożka w przestrzeni, który szybko rotuje wraz z gwiazdą.
• Jeśli Ziemia znajdzie się na drodze tego stożka, obserwowane są błyski radiowe.
Czarne dziury
• Jądra supernowych o masach (jądra) większych niż ok. kończą jako czarne dziury.
• Grawitacja czarnej dziury całkowicie zakrzywia czasoprzestrzeń wokół niej. Nawet światło nie może wydostać się na zewnątrz. Czarne dziury nie mogą wysyłać żadnego promieniowania (pomijamy tu efekty kwantowe, prowadzące do tzw. parowania czarnych dziur).
• Umowny promień czarnej dziury (zwany promieniem grawitacyjnym, ) można uzyskać z przyrównania prędkości ucieczki do prędkości światła:



skąd


• Promień grawitacyjny dla Słońca wynosi 3 km (choć Słońce nigdy czarną dziurą się nie stanie!), zatem
•

• gdzie jest masą jądra w jednostkach masy Słońca, a wyrażone jest w kilometrach.
• Czarne dziury można wykrywać obserwując ruch świecącej materii w ich pobliżu (na ogół gaz spadający na czarną dziurę tworzy świecący, płaski dysk wokół niej). Wieksza część energii tego dysku wypromieniowywana jest w zakresie rentgenowskim i gamma.

promieniowanie synchrotronowe
Promieniowanie elektromagnetyczne, emitowane przez naładowane cząsteczki (zwykle elektrony), poruszające się z relatywistycznymi prędkościami w polu magnetycznym. Elektrony poruszają się po spirali o zwiększajacym się promieniu, wysyłając promieniowanie w obszarze wąskiego stożka, którego oś jest równoległa do wektora prędkości chwilowej Podobnie jak światło latarni morskiej, stożek ten raz na obrót przechodzi przez linię widzenia obserwatora, który obserwuje krótkotrwałe błyski. Gdy elektronów jest bardzo dużo, ich błyski zlewają się i obserwujemy ciągłe promieniowanie, którego widmo odbiega znacznie od typowego widma promieniowania doskonale czarnego (opisywanego krzywą Planck'a). Ważną cechą tego promieniowania jest jego polaryzacja. Częstotliwość emitowanego promieniowania zależy od energii elektronu i natężenia pola magnetycznego. Wypromieniowywanie energii przez ektron związane jest z jej zmniejszaniem, dlatego częstotliwość wysyłanej fali zmniejsza się, a promień spiralnego toru ulega zwiększeniu. Ciągłość promieniowania synchrotronowego w czasie wymaga istnienia źródła relatywistycznych elektronów, dostarczającego bezustannie nowych cząstek.
Pył
• Ekstynkcja światła gwiazd: w niektórych obszarach nieba wyraźnie brakuje gwiazd. Spowodowane pochłanianiem ich światła NIEZALEżNIE od długości fali
• Poczerwienienie światła gwiazd: światło niebieskie rozprasza się silniej na ziarnach pyłu niż czerwone. Przebieg wykrytej zależności rozpraszania od długości fali ( ) sugeruje cząstki o rozmiarach w granicach -
Gaz
Skład: 90% wodoru, 10% helu śladowe ilości innych substancji.
• Obłoki molekularnego wodoru : zimne (ok. ), co pozwala na występowanie wodoru w postaci cząsteczkowej. Masy olbrzymie, setki tysięcy do milionów mas Słońca.
• Obłoki neutralnego wodoru (tzw. obszary H I): skupiska wodoru w postaci pojedynczych atomów, temp. rzędu 100 K, obserwowane na fali 21 cm (emitowanej przez elektron w atomie wodoru, który ustawia swój spin anty-równolegle do spinu protonu)
• Obłoki zjonizowanego wodoru (tzw. obszary H II): położone na ogół w pobliżu gorących, młodych gwiazd, których promieniowanie prowadzi do jonizacji wodoru w obłoku. Widoczne w postaci tzw. mgławic emisyjnych, świecących w różnych barwach w zależności od temperatury gazu.