Ewolucja gwiazdy w zależności od masy.

Przyglądając się niebu w pogodną, bezksiężycową noc trudno nie ulec fascynacji jego pełną spokoju niezmiennością. Gwiazdy wciąż układają się w te same wzory i świecą z tą samą jasnością. Arystoteles uważał niezmienność nieba za prawo natury. Na Ziemi –mniemał –wszystkie rzeczy zmieniają się i obumierają, najpierw się tworzą, a potem giną, na niebie natomiast wszystko jest niezmienne, doskonałe i wieczne. Każdy z nas widzi, że wszystko na Ziemi rodzi się, rośnie, zamiera, niszczeje i ginie, natomiast Słońce i wszystkie inne ciała niebieskie zdają się trwać wiecznie, bez jakichkolwiek zmian. Z czasem dostrzeżono, iż na niebie zachodzą zmiany, wszechświat zaś jak wszystko ulega zmianom. Owe zmiany na niebie nie ograniczają się do pogody. Patrząc na spokojne, nocne niebo, możemy czasem dostrzec poruszający się po sklepieniu świetlny punkt, który blednie, aż wreszcie znika. Tenże punkt, który nazywamy „spadającą gwiazdą w istocie nią nie jest, gdyż żadna gwiazda nie zniknie w ten sposób ze sklepienia niebieskiego. Rodzi się pytanie, w jaki sposób rozpoczynają i kończą swoje życie gwiazdy? Na to pytanie spróbuję dziś znaleźć odpowiedź ...

Ewolucja gwiazdy składa się z kilku etapów, podczas trwania każdej fazy zmienia się jej wielkość i temperatura. Długość życia i przebieg ewolucji gwiazdy zależy głównie od jej masy: im większa masa, tym szybciej gwiazda zużywa zawarte w niej gazy. Im masywniejsza jest gwiazda, tym więcej zawiera wodoru, lecz wymaga też odpowiednio więcej ciepła, by pomimo silniejszych oddziaływań grawitacyjnych zachować swoje rozmiary. Ta wymagana ilość ciepła wzrasta szybciej niż masa gwiazdy. Oznacza to, że większe zapasy paliwa gwiazdy masywnej zużywane są szybciej niż niewielkie zapasy małej gwiazdy. A zatem, im większa masa, tym krótszy jest czas życia gwiazdy (okres, kiedy jest normalną gwiazda –reaktorem, w którym zachodzi reakcja syntezy termojądrowej).

Wszystko ma swój początek, gwiazdy rodzą się grupowo wewnątrz mgławic (m.in. planetarnych) tj. podczas kurczenia się ogromnych chmur gazu oraz pyłów (mgławic), których temperatura wzrasta w miarę zmiany wielkości. W wyniku fali uderzeniowej, spowodowanej wybuchem supernowej, w mgławicy wystąpi lokalna, grawitacyjna fluktuacja gęstości, wtedy też gwiazda zaczyna świecić. Pod wpływem własnej grawitacji obszar podwyższonej gęstości zapada się, staje się coraz gęstszy i gorętszy, by ostatecznie, po zapoczątkowaniu reakcji termojądrowych przeobrazić się w jedną lub więcej gwiazd: protogwiazdę. Owa protogwiazda przekształca się w gwiazdę, gdy w jej wnętrzu zainicjowane zostaną reakcje termojądrowe, podczas których jądra wodoru łączą się w jądra helu. Gdy w procesie tych reakcji zasoby wodoru wyczerpują się, zaczynają w gwieździe przebiegać inne reakcje, w których tworzą się coraz cięższe pierwiastki . Proces ten nazywany jest nukleosyntezą, utrzymuje gwiazdę przy życiu poprzez wytwarzanie dostatecznych ilości energii, która w postaci promieniowania elektromagnetycznego uchodzi z jej jądra, zapobiegając zapadaniu się warstw zewnętrznych.

Najprostszy jest przypadek gwiazdy takiej, jak Słońce, ani bardzo dużej, ani bardzo małej. Gwiazda tego typu ewoluuje ’grzecznie’ i przeżywa swoje życie z umiarkowaną prędkością. Zaraz po osiągnięciu stadium mgławicy planetarnej jest skurczona i dość gorąca – właśnie skończyła spalanie helu. Po uformowaniu mgławicy centralna gwiazda ochładza się i dalej kurczy, oświetlając przy tym promieniowaniem ultrafioletowym gaz wokół i tym samym powodując jego świecenie na zasadzie lampy fluorescencyjnej.

Promieniowanie wydostające się z jądra starzejącej się gwiazda ciągu głównego o masie mniejszej niż trzy masy Słońca (masa Słońca: 1 989 kwadrylionów ton) powoduje, że jej zewnętrzne warstwy rozszerzają się i ochładzają – gwiazda wtenczas staje się czerwonym olbrzymem. O stadium, w którym gwiazda staje się gigantem lub też czerwonym olbrzymem opowiem dokładniej. Wszystkie gwiazdy o masach większych niż 0,08 masy Słońca zatrzymują się na ciągu głównym, gdzie spędzają przeszło połowę swojego życia. W gwiazdach o masach większych niż 1,2 masy Słońca wodór wyczerpuje się równomiernie w obrębie konwektywnego jądra obejmującego od kilku do kilkudziesięciu procent całej masy gwiazdy (największe jądra mają gwiazdy o dużych masach). Odmiennie przebiega ewolucja u gwiazd o większych masach (ponad 2,5 masy Słońca) inaczej też mające około 10 mas Słońca, które są na początku niebieskie i stają się czerwonymi nad olbrzymami, ale o nich opowiem później. Jądra helowe gwiazd posiadających 2,5 mas Słońca ogrzewają się szybko, a zapalenie helu przebiega spokojnie. Jądra gwiazd o masach mniejszych niż ok. 8 mas Słońca tracą bardzo znaczne ilości energii przez emisję neutrin. Po pewnym czasie jądro zaczyna się ogrzewać i gdy jego masa osiągnie krytyczną wartość ok. 1,4 masy Słońca, gwiazda wchodzi w krótką fazę supernowej. Prawie jednocześnie z tym zewnętrzne warstwy gwiazdy w wyniku wybuchu zostają wyrzucone z ogromną prędkością rzędu 10 000 km/s. Gwiazdy o masie do 1,4 masy naszego Słońca po wyczerpaniu wodorowego paliwa spalają powstały na skutek reakcji termojądrowych hel. Natomiast gwiazdy, a w miarę jak zużywają wodór rosną.

Gwiazda opuszcza ciąg główny, gdy zestarzeje się na tyle, że rozpoczyna się w niej proces spalania helu w reakcjach termojądrowych. Zaczyna cierpieć na ’przerost wieku dojrzałego’ i puchnie, stając się czerwonym olbrzymem lub jeśli jest bardzo masywna – nadolbrzymem. Następnie staje się gwiazdą zmienną i odrzuca zewnętrzne warstwy, tworząc wokół siebie mgławicę planetarną. Jest to początek umierania gwiazdy. Jasność gwiazdy pozostaje w tym okresie stała, promień szybko rośnie, a temperatura powierzchniowa szybko maleje. Głównym źródłem energii gwiazdy pozostaje nadal spalanie wodoru, które zachodzi w cienkiej warstwie otaczającej helowe jądro. W tym czasie powłoka gwiazdy zwiększa się , a jej kolor staje się bardziej czerwony. Umierające czerwone olbrzymy tracą do 90% swojej masy , która tworzy mgławicę planetarną wokół zapadającego się jądra . W miarę kurczenia się jądra , zawarta w nim materia zostaje ściśnięta bardziej niż to kiedykolwiek możliwe na ziemi . W końcu materia stawia opór dalszej kompresji, a jądro staje się białym karłem wielkości ziemi. Jego masa nie przekracza 1/4 masy słońca . Gęstość białych karłów jest tak wielka , że łyżeczka ich materii ważyła by 1,4 tony. Po pewnym czasie, reakcje syntezy w jądrze całkowicie zanikają, zapada się ono w sobie, stając się niezwykle gęste. Jego blask stopniowo słabnie, a biały karzeł przekształca się w zimnego, nieaktywnego, czarnego karła, który stygnie przez mld lat. Taki koniec czeka gwiazdy o małej masie. Jeżeli masa gwiazdy równa się co najmniej dziesięciu masom Słońca, wówczas staje się w końcu nadolbrzymem. Ich bardzo wysoka temperatura odpowiada dużej rozpiętości barw: od czerwonej do błękitnej. Nadolbrzymy, których masa przekracza dziesięciu masom Słońca, giną w potężnej eksplozji, nazywanej supernową. Blask supernowej może przewyższyć jasność całej galaktyki. Jeśli po wybuchu powstanie jądro o masie pomiędzy 1,4 a 3 masy Słońca, to kurczy się ono, tworząc gwiazdę neutronową. Natomiast jądro, którego masa przekracza 3 masy Słońca, zapada się pod wpływem własnej grawitacji, tworząc czarną dziurę. Po gwieździe, która wybuchła jako supernowa, pozostaje zapadające się jądro. Jeśli jego masa przekracza trzy masy Słońca, to siła grawitacji jest w stanie przezwyciężyć wszelki opór materii. Teoria przewiduje, że jądro zapada się do punktu o zerowej objętości, lecz nieskończonej masie, czyli też gęstości. Pole grawitacyjne osobliwości jest tak silne, że przestrzeń wokół niej ulega zakrzywieniu, tworząc obiekt zwany czarną dziurą, z której nie mogą uciec ani materia, ani światło. Gdy eksploduje gwiazda o bardzo dużej masie (supernowa II typu), może pozostawić po sobie gwiazdę o masie większej od Słońca, ściśniętej w niezwykle gęstą kulę o średnicy zaledwie 16 km. Takie gwiazdy noszą nazwę gwiazd neutronowych. Ogólnie przyjmuje się, że górna granica masy gwiazdy neutronowej leży w przedziale od 1,5 do 3 (a prawie na pewno nie więcej niż 5) mas Słońca. Taki obiekt nazywany jest gwiazdą neutronową. Gdy jej średnica wynosi ok. 10 km, to gwiazda wówczas przestaje się zapadać. Niektóre gwiazdy neutronowe obserwujemy jako pulsary, które wysyłają dwie wiązki promieniowania świetlnego. W gwiazdach o masach początkowych większych od ok. 8 mas Słońca najpierw zapala się węgiel, a następnie tlen, neon, magnez, krzem i nikiel; końcowym produktem jest jądro żelaza, które z braku źródeł energii termojądrowej zapada się grawitacyjnie, a gdy zostają rozbite siły wiążące kwarki, powstaje gwiazda kwarkowa utworzona z plazmy kwarkowo-gluonowej.

Supernowe typu I są zwykle jaśniejsze, o wielkości absolutnej sięgającej –18,6, czyli przekraczającej jasność Słońca 2,5 miliarda razy. W przeciętnej galaktyce takie supernowe występuje średnio raz na 140 lat. Ponieważ są prawie zawsze podobnej jasności, ich obserwacja pozwala astronomom na wyznaczanie odległości do dalekich galaktyk. Supernowe II typu są zupełnie inne, są nieco ciemniejsze, dochodząc w maksimum rozbłysku do jasności miliard razy przewyższającej słoneczną. Powstają w wyniku gwałtownego zapadania się samotniej gwiazdy. Wydarzenia takie mają miejsce średnio raz na 91 lat w typowej galaktyce. Supernowe typu I po osiągnięciu maksymalnej jasności bledną w bardzo regularny sposób, podczas gdy u tych drugiego typu, proces ten przebiega nieregularnie. Nasuwa się pytanie, czy każda mała gwiazda może stać się supernową typu I? Aby tak się stało gwiazda musiałaby mieć nie tylko określoną wielkość –porównywalną ze Słońcem, musiałaby też reprezentować specjalny rodzaj gwiazdy. W gwiazdach typu I właściwie nie występuje wodór, co oznacza, ze ich ewolucja dobiega do końca. A zatem supernowe typu I to eksplozje białych karłów. Białe karły pozostawione same sobie nie wybuchają i są dość stabilne. Czasami wchodzą w skład ciasnych układów podwójnych. W takim wypadku, gdy gwiazda towarzysząca białemu karłowi w trakcie swojej ewolucji osiągnie stadium czerwonego olbrzyma, jej materia „przelewa się” do dysku akrecyjnego, który systematycznie powiększa masę białego karła. Tak więc, ostatecznymi produktami ewolucji gwiazd są: przy małych masach początkowych - czarne karły, przy średnich - gwiazdy neuronowe, przy dużych - czarne dziury.

Niektóre gwiazdy kończą swój żywot bardzo efektownie, rozrywane przez ogromne wybuchy. Inne, po mniej gwałtownych zaburzeniach, spokojnie znikają z niebieskiego widnokręgu w ciągu milionów lat. Każda gwiazda będzie ewoluować troszkę inną drogą, a gdy już zgaśnie, eksploduje, zrobi miejsce nowo się rodzącej, która wzejdzie i być może zostanie słońcem jakichś planet, podobnych do naszej Ziemi.
BIBLIOGRAFIA:
* Multimedialna Encyklopedia PWN 2000
* Świat Wiedzy: „Ewolucja gwiazd”
* Isaac Asimov, przekład Marzena i Andrzej Reichowie, Wybuchające gwiazdy, Wydawnictwo „Alfa”, Warszawa 1989