Ewolucja gwiazd

Ewolucja gwiazd to procesy przemiany struktur gwiazd w całym okresie ich istnienia. Głównym procesem określającym ewolucję gwiazd jest zmiana składu chemicznego jej wnętrza w wyniku reakcji termojądrowych.

Gwiazdy powstają podczas kurczenia się ogromnych chmur gazu oraz pyłów (mgławic), których temperatura wzrasta w miarę zmiany wielkości. Kiedy temperatura w ich centrum dochodzi do 10 milionów stopni, zaczynają się reakcje termojądrowe. W wyniku syntezy jądrowej cztery jądra atomów wodoru tworzą jedno jądro helu oraz energię. Im większa jest masa gwiazdy, tym szybciej wypala ona wodór. Po spaleniu helu w centrum gwiazdy zachodzą nowe reakcje jądrowe, podczas których wytwarzają się coraz cięższe pierwiastki chemiczne. 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 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.To stadium rozwoju gwiazdy nazywamy gigantem lub czerwonym olbrzymem

Dalszy spadek temperatury powierzchniowej zostaje zatrzymany przez wytworzenie się na powierzchni gwiazdy grubej warstwy konwektywnej, obejmującej znaczną część całej masy gwiazdy. W tym momencie gwiazda zmienia kierunek swej drogi ewolucyjnej i zwiększa swoją 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.

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, a 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 zwiekszając 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 dwóch bardzo cienkich warstwach. 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