Gwiazdy - referat

Co to są Gwiazdy?

Gwiazda to ciało niebieskie będące skupiskiem związanej grawitacyjnie materii, w której zachodzą reakcje syntezy jądrowej. Wyzwolona w nich energia jest emitowana w postaci promieniowania elektromagnetycznego, a w szczególności pod postacią światła widzialnego. Gwiazdy mają kształt zbliżony do kuli, zbudowane są głównie z wodoru i helu.

Gwiazdy wokół nas

Najbliższa nam gwiazda poza Słońcem, to Proxima (niewidoczna gołym okiem gwiazda związana grawitacyjnie z jasną gwiazdą alfa Centauri ), odległa o 39,9 Pm (petametrów) = 4,2 l.y. (lat świetlnych, 1 l.y. = 0,306 pc = 0,9461016 m) = 1,29 pc (parseków, 1pc=3,0851016 m). Światło z tej gwiazdy biegnie więc 4,2 roku by dotrzeć do Ziemi.

Wiek i Waga Gwiazd

Wiek wielu gwiazd jest między miliardem a 10 miliardami lat. Wiek wielu gwiazd może być bliski wiekowi Wszechświata (13,7 miliarda lat). Ich rozmiar zmienia się od kilkunastu kilometrów dla gwiazd neutronowych, do nawet 1000 promieni Słońca w przypadku nadolbrzymów takich, jak Gwiazda Polarna (Polaris) czy Betelgeza (Betelgeuse) w gwiazdozbiorze Oriona. Najbardziej masywną znaną gwiazdą jest Eta Carinae z masą około 100-150 mas Słońca (istnieją sugestie, że maksymalna masa gwiazd jest rzędu 150 mas Słońca). Najmniejszą znaną gwiazdą w której zachodzi synteza termojądrowa jest AB Doradus C, towarzysz AB Doradus A, której masa jest równa tylko 93 masom Jowisza.

Barwy gwiazd

Gwiazdy emitują pełną paletę barw: od czerwieni, przez pomarańczową, żółtą, aż po niebiesko-białą.

Często różnice te są łatwo dostrzegalne, np. w gwiazdozbiorze Oriona, królującym na wieczornym grudniowym niebie.

Dwie najjaśniejsze gwiazdy różnią się bardzo kolorem: widnieją na północno-wschodnich krańcach Betelgeuse jest czerwona, a Rigel - na północnym zachodzie konstelacji niebiesko biała.

Materia budująca gwiazdy jest tak gorąca, że przybiera postać gazu. Ten gaz jest bardzo, bardzo gorący i dlatego emituje światło i ciepło.

Barwa światła mówi o temperaturze powierzchni gwiazdy.

Klasyfikacja gwiazd

Klasyfikacja gwiazd (typy spektralne Morgana-Keenana) zaczyna się od dużych i jasnych gwiazd typu O, a kończy się na gwiazdach klasy M. Rozróżniamy gwiazdy klasy O, B, A, F, G, K, M, R, N, S, co łatwo jest zapamiętać dzięki wierszykowi: "Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweety". Każda klasa ma 9 podklas. Nasze Słońce należy do klasy G2. Większość gwiazd leży na ciągu głównym opisującym zależność jasności gwiazdy od jej typu spektralnego (diagram Hertzsprunga-Russella). W klasyfikacji gwiazd oprócz podania typu spektralnego podaje się również dodatkowo klasę jasności gwiazdy (klasy I do VII).

Narodziny Gwiazdy

Gwiazdy utworzyły się z gazów i pyłów zawartych w międzygwiazdowej przestrzeni galaktyki. Nazywa się je materią międzygwiazdową.

W normalnych warunkach materia ta jest niewidoczna, kiedy jednak oświetli ją gorąca, błyszcząca gwiazda, wtedy ujawnia się jasna mgławica o różnym zabarwieniu.

Siła zawiadującą cały procesem tworzenia się gwiazdy, a także jej dalszym życiem, jest grawitacja. Według jednej z teorii, chmura materii międzygwiazdowej, kiedy przenika przez spiralne ramię galaktyki, zaczyna się zagęszczać, a jej wewnętrzne siły grawitacji narastają. Procesy kondensacji w takich okolicznościach gwałtownie się zwiększają.

W miarę procesów gęstnienia (kondensacji), materia rozpada się na kawałki i robi się coraz gęstsza. W środku dowolnego z jakich kawałków temperatura przekracza milion stopni - mamy do czynienia z protogwiazdą. Za sprawą tak wysokiej ciepłoty rozpoczyna się synteza jąder wodoru. Energia wyzwala w centrum protogwiazdy powstrzymuje dalsze zagęszczanie - powstała nowa gwiazda.

Resztki materii formują płaski dysk, krążący wokół gwiazdy.

Dojrzałe Gwiazdy

Gwiazda, która powstała i poczęła świecić, jest tworem pozostającym w nie zmienionym stanie praktycznie przez wiele lat.

W jądrze gwiazdy, blisko jej centrum, wodór zamieniany jest w hel, a wydzielająca się przy tym energia czyni wnętrze gwiazdy skrajnie gorącym. Ta energia odprowadzana jest z powierzchni gwiazdy w postać światła i ciepła.

Gaz tworzony w gwieździe ma tendencję do rozszerzania się, zdolny jest do utrzymania na sobie jej masy, zapobiegając dalszemu zagęszczaniu.

Taka sytuacja trwa tak długa, jak długo we wnętrzu gwiazdy jest wystarczająco dużo wodoru. Z chwilą wyczerpania się jego zasobów gwiazda ze stadium dojrzałego przechodzi w okres starości.

Olbrzymy

Dojrzałe stadium życia gwiazdy kończy się z chwilą wyczerpania wodoru w jej jądrze. Zużyła cały zasób energii, która dotąd zapewniała jej stabilność. Jądro gwiazdy nie jest już w stanie udźwignąć reszty masy i poczyna się kurczyć. Gęstnieje, a temu towarzyszy wzrost temperatury, który wyzwala reakcję jądrowe w warstwach okalających jądro. Energia wydzielana w tych warstwach powoduje, że rozszerzają się i stygną. Gwiazda "puchnie" i przybiera czerwoną barwę. Nazywamy ją wtedy czerwonym olbrzymem.

Typowy czerwony olbrzym jest około 100 razy większy od Słońca. Kiedy ono, za ok. 5 miliardów lat, zamieni się w czerwonego olbrzyma, rozrośnie się tak znacznie, że być może pochłonie najbliżej leżące planety: Merkurego, Wenus i prawdopodobnie Ziemię.

Wiele czerwonych olbrzymów zmienia okresowo swą jasność. Dzieje się tak, ponieważ rytmicznie kurczą się i rozszerzają. Nazywamy je zmiennymi.

Supernowe i Pulsary

Wielkie gwiazdy, zawierające dużo więcej materii niż Słońce kończą żywot w widowiskowy sposób. Jądra takich gwiazd są tak bardzo ściśnięte i gorące, że zachodzą tam bardziej złożone reakcje jądrowe. Po zużyciu zapasów wodoru jądro zagęszcza się, wzrasta w nim temperatura, umożliwiając rozpoczęcie reakcji jądrowych angażujących atomy węgla. W rezultacie powstają jeszcze cięższe pierwiastki. Po wyczerpaniu się zasobów węgla, cały cykl rozpoczyna się ponownie, obejmując kolejne pierwiastki. Te różne fazy następują szybko po sobie, gdyż kolejne reakcje atomowe produkują coraz mniej energii, jądro się zapada i cała gwiazda wybucha w jednym wielkim niewyobrażalnym "bum". Ta eksplozja rozbłyska jaśniejszym światłem niż dałoby łącznie 100 milionów Słońc. Nazywamy ją supernową.

W następstwie wybuchu supernowej większość ulega zniszczeniu. Zdarza się jednak, że ocaleje jądro. To, co przetrwa wybuch jest skurczone do rozmiarów jakby gigantycznego jądra atomu. To coś nazywamy gwiazdą neutronową, ponieważ zbudowane jest głównie z neutronów. Ilość tej substancji mieszcząca się na łyżeczce do herbaty ważyłaby ponad milion ton. Gwiazda neutronowa zawiera mniej więcej tyle materii co Słońce, ale ma średnicę zaledwie 10 kilometrów. Nie emituje widzialnego światła, a jedynie fale radiowe. Gwiazdy te wirują bardzo szybko, a wraz z nimi emitowana przez nie wiązka fal radiowych. Przypomina to latarnię morską. Za każdym razem, gdy wiązka taka trafi na Ziemię, rejestrujemy impuls promieniowania. Stąd nazwa obiektu: pulsar.

Jak umierają gwiazdy?

Wiele gwiazd przez większość okresu starości trwa jako czerwone olbrzymy. Ich jądra zbudowane są z bardzo gorącego i ściśniętego helu. Kiedy temperatura w centrum gwiazdy osiągnie 200 milionów stopnie, helowe jądro rozpoczyna reagować.

W następstwie nowych procesów jądrowych powstają cięższe pierwiastki: węgiel, azot i tlen. Energia wytwarzana w tych procesach chwilowo powstrzymuje kurczenie się gwiazdy.

Otoczka gwiazdy poszerza się tak znacznie, że w konsekwencji najbardziej zewnętrzne warstwy uwalniane są w formie wodorowej "bańki". Wyrzucony gaz tworzy ,mgławicę planetarną.

W centrum mgławicy planetarnej zawsze jest niebiesko-biała gwiazda. To dawne jądro bardzo skurczonego i rozgrzanego czerwonego olbrzyma, pozbawione utraconej otoczki. Takie gwiazdy nazywamy białymi karłami. Mają mniej więcej tę samą masę co Słońce, ale rozmiary takie jak Ziemia. Cechują się bardzo dużą gęstością, tysiące razy większą niż woda.

Słońce i wszystkie inne gwiazdy o podobnej masie, kończą życie jako białe karły. Nie rozwijają się już dalej. Poczynają stygnąć, by po miliardach lat przekształcić się w ciemne (czerwone) karły