Końcowe stadia ewolucji gwiazd

Biały karzeł

Biały karzeł jest ostatnim etapem ewolucji niezbyt dużej gwiazdy (porównywalnej pod względem rozmiaru i masy do naszego Słońca), w której przez większość życia zachodziły reakcje syntezy jąder wodoru w jądra helu. Gdy zużyty zostaje prawie cały wodór, a w rdzeniu gwiazdy pozostają jądra helu, reakcja termojądrowa ustaje i znów górę bierze grawitacja. Powoduje ona kurczenie się rdzenia gwiazdy. Jednocześnie warstwy zewnętrzne gwiazdy rozszerzają się wielokrotnie – powstaje tzw. czerwony olbrzym. W zapadającym się rdzeniu gwiazdy wzrasta tak bardzo temperatura, że rozpoczyna się synteza jąder helu. Powstają wtedy cięższe jądra: węgla i tlenu.

Łączenie jąder helu wymaga wyższej temperatury niż łączenie jąder wodoru, ponieważ jądra helu mają większe ładunki niż jądra wodoru (protony) i silniej odpychają się silami elektrostatycznymi. Potrzebna jest większa energia kinetyczna, czyli większa temperatura, aby przezwyciężyć to odpychanie.

Po wyczerpaniu się zapasu helu, gdy rdzeń gwiazdy wypełniają jądra węgla i tlenu, synteza jądrowa ustaje i niezrównoważone siły grawitacji ponownie powodują zapadnięcie się jądra wnętrza gwiazdy i utworzenie białego karła. W tym procesie zostają odrzucone zewnętrzne warstwy gwiazdy. Biały karzeł to gwiazda o rozmiarach podobnych do rozmiaru Ziemi i gęstości rzędu ${10}^6\text{g}/{\text{cm}}^3$, w której ustały procesy syntezy termojądrowej. Biały karzeł początkowo ma wysoką temperaturę i dlatego świeci białym światłem. W ciągu kolejnych miliardów lat stopniowo stygnie, świecąc coraz słabiej.

Zewnętrzne warstwy gwiazdy, odrzucone w procesie powstawania białego karła, tworzą tzw. mgławice planetarne.

Tak kończą swój żywot gwiazdy niewielkie, których masy nie przekraczają 3 mas Słońca. Wewnątrz gwiazd bardziej masywnych temperatura osiąga wartość umożliwiającą syntezę jąder cięższych niż węgla i tlenu. Powstają jądra magnezu, krzemu, siarki i w końcu jądra żelaza. Na jądrach żelaza kończy się proces nukleosyntezy w gwiazdach. Podczas syntezy jąder lżejszych od żelaza wydziela się energia (są to reakcje egzoenergetyczne), natomiast aby nastąpiła synteza jąder cięższych od żelaza, konieczne jest dostarczenie energii z zewnątrz (są to reakcje endoenergetyczne).

Gwiazdy neutronowe i pulsary

W momencie ustania syntezy jądrowej w dużej gwieździe wydarzenia przybierają bardzo dynamiczny charakter – gwiazda wybucha jako tzw. supernowa. Otoczka gwiazdy zostaje gwałtownie odrzucona, zaś rdzeń, o masie zbliżonej do masy Słońca i składający się głównie z jąder żelaza, kurczy się gwałtownie, zgniatany gigantyczną siłą grawitacji. W ułamkach sekund jego promień zmniejsza się od kilku tysięcy do około dziesięciu kilometrów. Gęstość materii osiąga wartości charakterystyczne dla jąder atomowych. W tym stanie elektrony i jądra atomowe nie mogą istnieć niezależnie. Atomy rozpadają się, a elektrony łączą się z protonami, tworząc neutrony. W reakcji tej emitowane są także neutrina – obojętne elektrycznie cząstki, o masie znacznie mniejszej niż masa elektronu, które niemal swobodnie ulatują z wnętrza zapadającej się gwiazdy. Powstaje gwiazda neutronowa: kula o wnętrzu składającym się prawie całkowicie z neutronów, otoczona cienką żelazną skorupą. Można ją porównać do gigantycznego jądra atomowego zawierającego 99,5% neutronów i tylko 0,5% protonów.

Gwiazdy neutronowe są zbyt małe, aby mogły być obserwowane tylko w zakresie widzialnym, np. gołym okiem czy za pomocą teleskopu. Jednak możemy je dostrzec dzięki temu, że emitują niezwykle silne promieniowanie elektromagnetyczne w całym zakresie częstotliwości: od promieniowania rentgenowskiego do fal radiowych. Źródła tego promieniowania znajdują się na biegunach magnetycznych gwiazdy. Promieniowanie wysyłane jest do wnętrza stożka (il. 1.82).

Gwiazda neutronowa wiruje niezwykle szybko wokół własnej osi. Obowiązuje tu ta sama zasada wzrostu szybkości wirowania, co przy kurczeniu się obłoku podczas tworzenia się gwiazdy – tu też mamy do czynienia z kurczeniem się i zagęszczaniem materii. Jednak w przypadku gwiazdy neutronowej wzrost prędkości wirowania jest dużo większy, gdyż gwiazda kurczy się do niezwykle małych rozmiarów.

Szybkozmienne źródła promieniowania elektromagnetycznego pulsujące okresowo odkryto w 1967 r. i nazwano je pulsarami. Początkowo podejrzewano nawet związek pulsarów z pozaziemskimi cywilizacjami, jednak szybko okazało się, że to gwiazdy neutronowe, których istnienie przewidzieli wcześniej astrofizycy badający ewolucję gwiazd.

Czy wszystkie gwiazdy neutronowe możemy obserwować w postaci pulsarów? Jeśli Ziemia nie znajdzie się w przestrzeni omiatanej snopem promieniowania z gwiazdy, to taka gwiazda nie zostanie zaobserwowana bezpośrednio z Ziemi. Możemy jednak pośrednio wnioskować o jej istnieniu, gdy, przykładowo, jest ona składnikiem układu podwójnego gwiazd, a jej towarzysz jest dla nas widoczny.

Czarna dziura

Gwiazdy o największych masach, przewyższających kilkanaście razy masę Słońca, kończąc swój żywot, wybuchają jako supernowe, ale w przeciwieństwie do gwiazd neutronowych, zapadają się do czarnej dziury. To obiekt wytwarzający tak wielkie siły grawitacji, że nic, nawet światło, nie może się z niego wydostać.

Nie potrafimy opisać wnętrza czarnej dziury, bo nie ma odpowiedniej teorii, która opisywałaby ogromne siły grawitacji na mikroskopowych odległościach.

Z teorii grawitacji (ogólnej teorii względności) wynika, że każde ciało ściśnięte do odpowiednio małej objętości może stać się czarną dziurą. Jeśli ciało o masie $M$ ściśniemy w kuli o promieniu nie większym niż $R_{\text{Schw}}$, zwanym promieniem Schwarzschilda [wym. szwarcszilda], to zapadnie się ono do czarnej dziury. Promień Schwarzschilda wyraża się wzorem $R_{\text{Schw}}=2G\frac{M}{c^2}$, gdzie $M$ – masa ciała, $G$ – stała grawitacji, $c$ – prędkość światła.

Supernowe

Supernową nazywamy stan przejściowy gwiazdy, wyjątkowo burzliwy, prowadzący do powstania gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury. Wybuch supernowej to zjawisko zapoczątkowane gwałtownym zapadnięciem się jądra masywnej, wypalonej gwiazdy, podczas którego zewnętrze warstwy opadają z prędkością rzędu 100000 km/s, odbijając się od rdzenia, zawierającego głównie jądra żelaza. Przeciwbieżne strumienie materii zderzają się i wytwarzają falę uderzeniową, która przechodzi przez materię. Wydziela się przy tym tyle energii, że możliwa staje się endoenergetyczna synteza pierwiastków cięższych od żelaza: ołowiu, złota, uranu itp. W końcu zewnętrzne warstwy gwiazdy zostają odrzucone na ogromne odległości. To wybuch supernowej – największa eksplozja obserwowana w kosmosie. W trakcie wybuchu supernowej materia międzygwiazdowa zostaje wzbogacona o pierwiastki cięższe od helu, które wchodzą w skład kolejnych populacji nowo powstających gwiazd i planet. Obecność na Ziemi żelaza i innych ciężkich pierwiastków nie jest więc przypadkowa: powstały one w wybuchu supernowej. Weszły one również w skład nowo powstającej gwiazdy, naszego Słońca, i jej układu planetarnego.

Wybuchy gwiazd supernowych widoczne gołym okiem są zjawiskami niezwykle rzadkimi. W listopadzie 1572 r. w gwiazdozbiorze Kasjopei pojawiła się nowa gwiazda o takiej jasności, że widoczna była za dnia. Opisał ją duński astronom Tycho Brahe w pracy Stella Nova. Dziś wiemy, że był to wybuch supernowej. Wybuch nastąpił w naszej Galaktyce w odległości 7500 lat świetlnych od Słońca. Od tego wydarzenia upłynęło ponad 400 lat. Materia z wybuchu utworzyła w tym czasie kulę gazu i pyłu o średnicy 20 lat świetlnych (il. 1.84).

Populacje

Pierwsze gwiazdy – nazywamy je gwiazdami III populacji (generacji) – powstały z zagęszczeń pierwotnej materii w najwcześniejszych epokach rozwoju Kosmosu. Miały one w swoim składzie wodór i hel (z bardzo małą domieszką litu). W czasie swego istnienia „produkowały” w swych wnętrzach niewielkie ilości pierwiastków cięższych niż hel. Czas ich życia w skali kosmicznej nie był długi. Był to okres rzędu kilkudziesięciu milionów lat – gwiazdy III populacji już dawno zakończyły swój żywot, wybuchając i tworząc obłoki rozproszonej materii.

Obłoki pozostałe po gwiazdach III populacji umożliwiły powstanie następnego pokolenia – gwiazd II populacji. W czasie swojego życia „wyprodukowały” one znaczne ilości jąder atomowych wszystkich znanych nam pierwiastków, w tym węgla, niezbędnego do powstania życia na Ziemi. Węgiel w połączeniu z wodorem tworzy bowiem olbrzymią różnorodność związków organicznych – węglowodorów. Związki te są podstawowym budulcem nas samych i wszystkich pozostałych żywych organizmów.

Najmłodsze gwiazdy I populacji (należy do nich Słońce) zawierają do 3% pierwiastków ciężkich (dla porównania gwiazdy II populacji – ok. 1%).

Obserwowane przez nas obecnie gwiazdy należą do I i II populacji. Mogą się one znacznie różnić masą. Najlżejsze mają masę nieco mniejszą od jednej dziesiątej masy Słońca, największe są około 150 razy bardziej masywne niż Słońce. Różnią się między sobą także składem chemicznym.

Gwiazdy I populacji nadal powstają we wnętrzach olbrzymich obłoków materii międzygwiazdowej i, podobnie jak ich poprzedniczki, kończą swój żywot, rozpraszając materię w olbrzymich obszarach Kosmosu.

Diagram H-R

Astronomowie, obserwując i badając gwiazdy, przypisywali im różne właściwości. Poszukiwali też prawidłowości i związków między tymi właściwościami. Diagram Hertzsprunga-Russela [wym. herspruna rasla] przedstawia najbardziej znany związek: między temperaturą powierzchni gwiazdy a mocą, z jaką gwiazda emituje promieniowanie elektromagnetyczne ze swej powierzchni. Te dwie wielkości są odłożone, odpowiednio, na osi odciętych i na osi rzędnych diagramu H-R. Trzeba tu zaznaczyć, że ze względów historycznych, oś odciętych wskazuje malejącą temperaturę powierzchni gwiazdy, zaś na osi rzędnych zaznacza się, w skali logarytmicznej, stosunek mocy promieniowania gwiazdy do mocy promieniowania Słońca, traktowanej jako swoisty wzorzec.

Większość obserwowanych przez astronomów gwiazd układa się na diagramie wzdłuż przekątnej – jest to tzw. ciąg główny. Słońce jest gwiazdą ciągu głównego , tak jak większość gwiazd, które widzimy na niebie gołym okiem. Ich położenie zależy przede wszystkim od ich masy: bardziej masywne gwiazdy świecą intensywniej i są gorętsze, więc znajdują się po stornie „górnej i lewej” ciągu głównego. Odwrotnie, reakcje jądrowe wewnątrz gwiazd mniej masywnych są mniej wydajne. W efekcie tworzą one „dolną i prawą” część ciągu głównego.

Położenie gwiazdy na diagramie wynika z jej budowy, historii powstania oraz etapu życia, w jakim się znajduje.

W trakcie ewolucji gwiazdy jej położenie na diagramie się zmienia. Przykładowo nasze Słońce w przyszłości opuści ciąg główny, stając się czerwonym olbrzymem, a następnie powędruje w obszar białych karłów – patrz sekcja Co czeka nasze Słońce.