Ewolucja gwiazd

Ewolucja gwiazd





Gwiazd ewolucja, procesy przemiany struktury gwiazd w całym okresie ich istnienia. Głównym procesem określającym ewolucję gwiazd jest zmiana składu chemicznego jej wnętrza w wyniku reakcji termojądrowych.



W związku z tym przez większą część czasu życia gwiazdy zachodzące w niej zmiany następują powoli, w tzw. nuklearnej skali czasowej (okres, w ciągu którego gwiazda jest zdolna wyświecić zasoby swej energii jądrowej). Gwiazda znajduje się wówczas w równowadze zarówno hydrostatycznej, jak i termicznej, a cała produkowana przez nią jasność pochodzi z reakcji jądrowych.



W pewnych etapach ewolucji zmiany w gwieździe następują jednak w znacznie krótszej, termicznej skali czasowej. Gwiazda zachowuje wtedy równowagę hydrostatyczną, ale nie termiczną. W nielicznych wreszcie momentach ewolucji zmiany w gwieździe zachodzą bardzo szybko, w dynamicznej skali czasowej (brak równowagi hydrostatycznej i termicznej). Skale czasowe zależą bardzo silnie od masy gwiazdy: dla gwiazd najmasywniejszych są najkrótsze, dla gwiazd o bardzo małych masach - najdłuższe. Skale czasowe zależą ponadto od stadium ewolucyjnego gwiazdy.



Wszystkie gwiazdy powstają z kurczących się obłoków materii międzygwiazdowej. W pierwszych stadiach proces ten przebiega w dynamicznej skali czasowej. Gdy nastąpi równowaga hydrostatyczna obiektu, dalsza koncentracja przebiega w termicznej skali czasowej (protogwiazdy). W wyniku kontrakcji cały obiekt ogrzewa się i zwiększa swą gęstość. W momencie gdy temperatura w centrum wzrośnie dostatecznie (od kilku do kilkunastu milionów stopni, w zależności od masy gwiazdy), w środkowej części gwiazdy zaczynają wydajnie przebiegać reakcje przemiany wodoru w hel (tzw. spalanie wodoru). Gwiazda osiąga w tym momencie tzw. ciąg główny wieku zerowego. Wyjątek stanowią gwiazdy o masach mniejszych niż ok. 0,08 masy Słońca, w których temperatura centralna nie osiąga nigdy wartości dostatecznej do zapalenia wodoru (po osiągnięciu pewnego maksimum zaczyna opadać). Gwiazdy te nie zatrzymują się na ciągu głównym, lecz kurczą się dalej, stygnąc i ewoluując w kierunku czarnych karłów.



Wszystkie gwiazdy o masach większych niż 0,08 masy Słońca zatrzymują się na ciągu głównym, gdzie spędzają przeszło połowę swojego życia. W okresie tym powoli (nuklearna skala czasowa), w centralnych częściach gwiazd zachodzi spalanie wodoru. 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). Mniej masywne gwiazdy nie mają konwektywnego jądra i wodór wyczerpuje się w nich nierównomiernie (najszybciej w pobliżu centrum).



Ewolucji w stadium ciągu głównego towarzyszą powolny i niezbyt duży (rzędu kilkudziesięciu procent) wzrost promienia i jasności gwiazdy oraz nieznaczny spadek jej temperatury powierzchniowej. Pobyt gwiazdy na ciągu głównym kończy się z chwilą wyczerpania wodoru w centralnej części gwiazdy i wytworzenia się helowego jądra.



Następny etap ewolucji przebiega w termicznej skali czasowej. Jądro gwiazdy kurczy się i ogrzewa, a jej otoczka (części zewnętrzne) ekspanduje i stygnie. Jasność gwiazdy pozostaje w tym okresie w przybliżeniu stała, promień szybko rośnie, a temperatura powierzchniowa szybko maleje. Głównym źródłem energii gwiazdy pozostaje nadal spalanie wodoru, które zachodzi obecnie w cienkiej warstwie otaczającej helowe jądro. Na diagramie H-R (diagram Hertzsprunga-Russella) gwiazda przesuwa się w tym okresie szybko na prawo, przeskakując tzw. przerwę Hertzsprunga. Po przejściu przerwy Hertzsprunga gwiazda znajdzie się, w zależności od masy, w obszarze czerwonych podolbrzymów, olbrzymów lub nadolbrzymów.



Dalszy spadek temperatury powierzchniowej zostanie zahamowany wskutek wytworzenia się na powierzchni gwiazdy grubej warstwy konwektywnej, obejmującej znaczną część całej masy gwiazdy. W tym momencie gwiazda zmienia kierunek swej drogi ewolucyjnej na diagramie H-R i zaczyna przesuwać się do góry, zwiększając swą jasność i promień. Przebieg tego stadium ewolucji zależy ponadto od masy gwiazdy. Gwiazdy o masach poniżej ok. 2-2,5 masy Słońca mają początkowo zbyt małe jądra helowe, by w wyniku ich koncentracji temperatura centralna wzrosła dostatecznie do zapalenia helu. Kontrakcja takich jąder powoduje przede wszystkim wzrost ich gęstości, co przy niezbyt wysokich temperaturach prowadzi do degeneracji materii w jądrze.



Gwiazda w tym stadium (czerwony podolbrzym, następnie olbrzym) składa się z małego jądra, zbudowanego z gęstego, zdegenerowanego gazu, i rozległej, bardzo rozrzedzonej otoczki konwektywnej. Masa zdegenerowanego jądra helowego powoli rośnie w wyniku przemiany wodoru w hel w cienkiej warstwie otaczającej jądro. Towarzyszy temu odpowiednio powolny wzrost temperatury. Ewolucja odbywa się więc znów w nuklearnej skali czasowej (teraz wyraźnie krótszej niż na ciągu głównym).



Gdy masa jądra osiągnie pewną wartość krytyczną (ok. 0,48 masy Słońca dla gwiazd I populacji), temperatura w centrum podnosi się do ok. 100 mln K, co umożliwia wydajny przebieg reakcji przemiany helu w węgiel i tlen. Zapalenie helu przebiega bardzo gwałtownie ze względu na degenerację materii, jednakże gwiazda prawdopodobnie zachowuje równowagę hydrostatyczną. Po zapaleniu helu gwiazda przesuwa się na lewo na diagramie H-R, ewoluując wzdłuż gałęzi horyzontalnej. Gwiazda ma wtedy dwa źródła energii: spalanie helu w konwektywnej części helowego jądra i spalanie wodoru w cienkiej warstwie otaczającej jądro. Ewolucja przebiega w nuklearnej skali czasowej. Po wyczerpaniu helu w centrum, gwiazda powraca (znów w termicznej skali czasowej) w rejon czerwonych olbrzymów wzdłuż gałęzi asymptotycznej. Jej węglowo-tlenowe jądro wówczas kurczy się, a otoczka ekspanduje, źródłem energii jest spalanie wodoru i helu w dwu cienkich warstwach.



W stadium czerwonego olbrzyma (przed i po zapaleniu helu) gwiazda, wskutek różnych procesów, może utracić znaczną część swej masy, co silnie modyfikuje jej dalszą ewolucję. Gdy ilość wodoru w gwieździe, w wyniku spalania i w wyniku utraty masy, staje się bardzo mała, gwiazda zaczyna się kurczyć i przesuwać na lewo na diagramie H-R. Dość szybko staje się mała i bardzo gorąca. Gdy jej temperatura powierzchniowa wzrośnie powyżej 30 000 K, część wyrzuconej uprzednio materii zaczyna świecić w formie mgławicy planetarnej.



Przez dość krótki okres gwiazda pozostaje jądrem mgławicy planetarnej. Zużywa wtedy resztki swego paliwa jądrowego, następnie zaczyna stygnąć i staje się białym (biały karzeł), a później czarnym karłem. Czas tego stygnięcia jest bardzo długi (rzędu miliardów lat). Gwiazdy o małych masach początkowych (poniżej ok. 0,7 masy Słońca) lub te, które utraciły bardzo dużo masy, nie zapalają helu w jądrze, lecz z obszaru czerwonych olbrzymów ewoluują bezpośrednio w rejon mgławic planetarnych.



Odmiennie przebiega ewolucja u gwiazd o większych masach (ponad 2,5 masy Słońca). Jądra helowe takich gwiazd ogrzewają się szybko, a zapalenie helu przebiega spokojnie. Po zapaleniu helu gwiazda odzyskuje równowagę termiczną. Następny etap ewolucji przebiega w nuklearnej skali czasowej, przy czym źródłami energii są: spalanie helu w konwektywnej części jądra i spalanie wodoru w cienkiej warstwie wokół jądra. Gwiazda wykonuje w tym okresie charakterystyczną pętlę na diagramie H-R. Po wyczerpaniu się helu w centralnej części jądra ewolucja znów przebiega w termicznej skali czasowej: węglowo-tlenowe jądro kurczy się, otoczka zaś ekspanduje. Gwiazda znajduje się znów w obszarze czerwonych olbrzymów lub nadolbrzymów i przesuwa się do góry na diagramie H-R, zwiększając swą jasność i tracąc powoli masę. Dalsza ewolucja zależy od masy gwiazdy.



Jądra gwiazd o masach mniejszych niż ok. 8 mas Słońca tracą bardzo znaczne ilości energii przez emisję neutrin. Powoduje to ich stygnięcie i bardzo silną degenerację materii w ich wnętrzach. Masa węglowo-tlenowego jądra stopniowo rośnie w wyniku spalania helu i wodoru w dwu bardzo cienkich warstwach (znów nuklearna skala czasu). Po pewnym czasie jądro zaczyna się ogrzewać i gdy jego masa osiągnie krytyczną wartość ok. 1,4 masy Słońca, w centrum następuje (przy gęstości rzędu mld g/cm3) zapalenie węgla. Proces ten jest bardzo gwałtowny i prowadzi do wybuchu supernowej - bądź bezpośrednio (supernowa typu II), bądź z pewnym opóźnieniem (supernowa typu I). Otoczka gwiazdy rozprasza się w przestrzeni, a jądro zapada tworząc gwiazdę neutronową (pulsary).



W gwiazdy o masach początkowych większych niż ok. 8 mas Słońca węgiel w centrum zapala się spokojnie. Następne fazy ewolucji przebiegają bardzo szybko (o ile zachodzi emisja neutrin). Po wyczerpaniu węgla zapalają się kolejno w jądrze gwiazdy i następnie wyczerpują: tlen, neon, magnez, krzem i nikiel. Końcowym produktem jest jądro żelazne, które wobec braku dalszych źródeł energii jądrowej gwałtownie się zapada (zachodzi przy tym endotermiczna reakcja rozpadu żelaza na hel). Implozji jądra towarzyszy eksplozja otoczki, prowadząca prawdopodobnie do wybuchu bardzo jasnej supernowej. Pozostałością po wybuchu jest czarna dziura. Ostatecznymi produktami ewolucji gwiazd są: przy małych masach początkowych - czarne karły, przy średnich - gwiazdy neuronowe, przy dużych - czarne dziury.