Ewolucja gwiazd
Autor: Róża Chojnacka
"Wszystko ma swój czas,
i jest wyznaczona godzina
na wszystkie sprawy pod niebem:
Jest czas rodzenia i czas umierania."
(Koh 3,1-3)
Pojęcie ewolucji gwiazd i diagram H-R
Ewolucja jest pojęciem wieloznacznym i wiele dziedzin życia i nauk zaobserwowało podobne procesy przemiany, stąd pojęcie ewolucji odnosi się m.in. do: w biologii do ewolucji biologicznej w filozofii do ewolucjonizmu, w astronomii do ewolucji gwiazdowej itd. Ponadto ewolucja może oznaczać manewr zespołu okrętów stosowany przy przejściu z jednego szyku, kursu lub też akrobację lotniczą.
W tym artykule zajmę sie ewolucją gwiazd. Pojęcie ewolucji gwiazd odnosi się do zmian, które następują w gwiazdach w trakcie ich starzenia się, w całym okresie ich życia. Ponieważ ewolucja trwa miliardy lat, nie jesteśmy w stanie obserwować zachodzących zmian bezpośrednio. Astronomowie najpierw konstruują teorie ewolucji gwiazd w taki sposób, aby były zgodne z prawami fizyki, a następnie sprawdzają swoje teorie, obserwując rzeczywiste gwiazdy.
Do sprawdzania zgodności teorii z obserwacjami służą diagramy Hertzsprunga-Russella. Każda kropka na diagramie H-R przedstawia jakąś gwiazdę, której temperatura (lub typ widmowy) można odczytać na osi poziomej, a moc promieniowania (lub absolutną wielkość gwiazdową) na osi pionowej. Okazuje się, ze gdy na diagram H-R naniesiemy kilka tysięcy przypadkowo wybranych gwiazd, ułożą się one w określonych obszarach. Ten rozkład gwiazd sugeruje istnienie istotnej zależności między mocą promieniowania gwiazdy a jej temperaturą – w przeciwnym razie kropki byłyby rozrzucone przypadkowo po całym wykresie.
Około 90% gwiazd leży w pasie zwanym ciągiem głównym, który przebiega od lewej górnej części diagramu (gorące, bardzo jasne niebieskie olbrzymy) do prawej dolnej (zimne, słabo świecące czerwone karły). Większość z pozostałych 10% gwiazd przypada albo na prawy górny obszar wykresu (zimne, jasne czerwone olbrzymy i nadolbrzymy), albo na lewy dolny róg (gorące białe karły).
Narodziny
Gwiazdy tworzą się z materii znajdującej się w przestrzeni kosmicznej. Miejscem narodzin gwiazd są najprawdopodobniej obłoki międzygwiazdowe, złożone z materii gazowej i pyłowej. Najbliższym obszarem, gdzie właśnie teraz tworzą się nowe gwiazdy jest Mgławica w Orionie (M42), położona 1500 lat świetlnych od nas, w gwiazdozbiorze Oriona. (Warto zapamiętać to miejsce, gdyż w quizie pojawia się pytanie o miejsce narodzin gwiazd). Mgławicę w Orionie widać na załączonej ilustracji jako mglistą plamkę, widać ją gołym okiem pod pasem Oriona.
Czas życia
Protogwiazda to gwiazda w chwili narodzin. Tworzy się ona przypadkowo w zgęszczeniach wewnątrz turbulentnych obłoków gazu i pyłu w przestrzeni kosmicznej i jest w całości utrzymywana przez siłę grawitacji. Obłoki, w których tworzą się protogwiazdy różnią się pod względem masy i rozkładu pierwiastków chemicznych; od tego właśnie zależy cykl życia gwiazdy, czyli czas, w którym gwiazda ulega kolejnym etapom ewolucji. Spośród gwiazd o podobnym składzie chemicznym, gwiazdy o bardzo dużej masie ewoluują szybciej; gwiazdom o bardzo małej masie ewolucja zajmuje najwięcej czasu.
Starość
Gwiazda ciągu głównego świeci równomiernie aż do czasu, gdy cały dostępny wodór w jej rdzeniu zostanie zamieniony w hel. Potem gwiazda zaczyna umierać.
Nasze Słońce jest przeciętną gwiazdą średniej wielkości. Od około pięciu miliardów lat świeci stabilnie, jak wypada gwieździe ciągu głównego, i tak samo będzie świecić przez następne pięć miliardów lat.
Najszybciej umierają jasne gwiazdy, o bardzo dużej masie i temperaturze, gdyż najszybciej zużywają swój wodór. Masywne niebieskie olbrzymy, jak Rigel w gwiazdozbiorze Oriona, tylko przez kilka milionów lat świecą jako gwiazdy ciągu głównego.
Słabo świecące, zimne gwiazdy o najmniejszych masach żyją najdłużej, ponieważ najwolniej konsumują swoje paliwo wodorowe. Najstarszymi i najliczniej występującymi gwiazdami ciągu głównego są czerwone karły o małych masach. Żyją one wiele miliardów lat.
Śmierć
Wszystkie gwiazdy, aczkolwiek w różnym tempie, ewoluują prawie w ten sam sposób aż do czasu, gdy ich rdzeń składa się już głównie z węgla. Ostatni etap ewolucji gwiazdy, czyli sposób, w jaki w końcu umiera, zależy przede wszystkim od jej masy.
Małe gwiazdy, do około 1,4 masy Słońca, umierają spokojnie, cicho gasnąc w kosmicznej czerni. Gwiazdy o bardzo dużej masie kończą gwałtowną eksplozją, rozbłyskując jasno, nim oddadzą życie. Supernowa jest gigantyczną eksplozja gwiazdy.