Kiedy spoglądamy w nocne niebo, widzimy błyszczący dywan gwiazd. Te migoczące punkciki światła są w rzeczywistości masywnymi kulami plazmy – rozgrzanego helu i wodoru.
Są one zasilane przez fuzję jądrową, występują w wielu różnych formach i mają fascynującą trajektorię ewolucyjną.
A Star Is Born
Gwiazdy powstają w bezpostaciowych obłokach gazu i pyłu zwanych mgławicami. Masy gazu – głównie helu i wodoru – w obrębie tych gwiezdnych żłobków zapadają się pod wpływem własnej grawitacji i zaczynają się rozgrzewać, tworząc protogwiazdy. Temperatury rosną w jądrze tych wirujących protogwiazd, gdy gromadzą one pobliski gaz i pył.
Protogwiazda spędzi około 100 milionów lat w fazie T Tauri. Te duże, lotne gwiazdy nie są jeszcze w stanie wytworzyć fuzji jądrowej, ale mogą zadać potężny cios emitowanym przez siebie wiatrem gwiazdowym. W końcu, gdy jądro gwiazdy osiągnie temperaturę około 27 milionów stopni Fahrenheita, dojdzie do syntezy jądrowej. Atomy wodoru i helu łączą się ze sobą i voila: rodzi się gwiazda.
Ten wybuch energii spowalnia kolaps grawitacyjny. Materiał, który nie zostanie pochłonięty przez nowo narodzoną gwiazdę, może uformować planety, asteroidy i inne obiekty niebieskie. Proces ten może trwać około 100 000 lat, według Universe Today.
Po rozpoczęciu fuzji jądrowej gwiazda przechodzi do następnej fazy, fazy Sekwencji Głównej. Większość gwiazd, które widzimy na nocnym (i dziennym) niebie to gwiazdy ciągu głównego, jak podaje National Geographic. Gwiazdy spędzają większość swojego życia w fazie ciągu głównego.
To jest sklasyfikowane
Istnieje wiele różnych typów gwiazd ciągu głównego. Astronomowie używają sygnatury spektralnej gwiazdy do rozszyfrowania jej składu, jasności, koloru i temperatury. Na podstawie tych obserwacji mogą stwierdzić, jak stara jest gwiazda i jak duża jest. Siedem klas widmowych, uporządkowanych od najgorętszej do najchłodniejszej, to O, B, A, F, G, K i M.
Temperaturę gwiazdy mierzy się w jednostce kelwinów. Temperatura powierzchni gwiazd może wahać się od około 2500 K w najchłodniejszych gwiazdach do około 30 000 K w najgorętszych gwiazdach. (Lawa wybuchająca z wulkanu Kilauea na Hawajach osiąga temperaturę około 1 444 kelwinów). Kolor gwiazdy jest bezpośrednio związany z jej temperaturą. Najgorętsze gwiazdy wyglądają na białe lub niebieskie. Chłodniejsze gwiazdy mają cieplejsze odcienie i często wydają się być żółte, pomarańczowe i czerwone.
Astronomowie charakteryzują jasność gwiazdy mierząc zarówno jej magnitudo, jak i jasność, czyli całkowitą ilość energii, jaką gwiazda wytwarza w ciągu jednej sekundy, a także odległość, w jakiej się znajduje. Gwiazdy można sklasyfikować według ich jasności. Sześć klas, od najjaśniejszej do najciemniejszej, to Ia, Ib, II, III, IV i V.
Masa gwiazdy może określać, jak będzie ona żyć i umierać. Masywniejsze gwiazdy szybciej spalają swój wodór i umierają jako pierwsze. Astronomowie mierzą masę innych gwiazd w „masach słonecznych” w stosunku do naszego Słońca.
Korzystając z tych wszystkich zmiennych, astronomowie wykreślają fazę ewolucji gwiazdy na diagramie Hertzsprunga-Russella.
Najmniejsze gwiazdy nazywane są czerwonymi karłami. Te długo żyjące gwiazdy występują w dużej ilości we wszechświecie i są bardzo ciemne, emitując 0,01 procent energii naszego Słońca. Krótko żyjące hipergiganty, z drugiej strony, mogą osiągać do 100 mas Słońca. Palą się jaśniej, osiągają temperatury rzędu 30 000 kelwinów i są niezwykle rzadkie we wszechświecie.
Nasze Słońce jest żółtym karłem typu G. Nasz najbliższy gwiezdny sąsiad, Proxima Centauri, to czerwony karzeł typu M. Wega, w gwiazdozbiorze Liry, jest niebiesko-białą gwiazdą karłowatą typu A.
Gwiazda Śmierci
Hydrogen jest głównym źródłem paliwa gwiazdy. W końcu gwiazda zużyje cały wodór znajdujący się w jej jądrze, zamieniwszy go na hel. Siły grawitacji spowodują zapadnięcie się jądra, co spowoduje jego ponowne rozgrzanie. Rosnąca temperatura spowoduje reakcje syntezy jądrowej w zewnętrznych warstwach gwiazdy, co spowoduje jej ekspansję i stanie się czerwonym olbrzymem.
Pod koniec swojego życia, czerwone olbrzymy o średniej masie zrzucają swoje zewnętrzne warstwy i zamieniają się w ultra-gęste białe karły. Te maleńkie, gęstsze gwiezdne łuski w końcu zamieniają się w nieuchwytne czarne karły, które są prawie niewykrywalne przez astronomów. Nasze własne Słońce spotka ten los za około 6 miliardów lat.
Nasze Słońce jest jedyną gwiazdą w tym układzie. Nie jest tak wszędzie we wszechświecie. Wiele układów gwiezdnych to tak zwane „układy podwójne”, co oznacza, że składają się z dwóch gwiazd, które krążą wokół siebie. (Pomyśl o Tatooine.) Istnieją również „układy wielokrotne”, które składają się z wielu różnych gwiazd.
Białe karły w układzie podwójnym gwiazd są uwikłane w podstępny cykl. Pochłaniają wodór i inne materiały od swojej gwiazdy towarzyszącej, aż puchną i eksplodują w wybuchu fuzji jądrowej. Po tym jak biały karzeł „przechodzi w nowiu”, ciemnieje i powtarza cykl. W niektórych przypadkach, według NASA, biały karzeł może akreować wystarczająco dużo materiału od swojej gwiazdy towarzyszącej, aby całkowicie eksplodować i stać się supernową.
Zamiast zamieniać się w białego karła, czerwone supergwiazdy, gwiazdy ponad osiem razy większe od masy naszego Słońca, gwałtownie wyrzucają gaz i pył do kosmicznego medium. (Na początku tego roku mówiło się, że Betelgeza może przejść pełną supernową.) Pozostałości tych gwałtownych eksplozji nazywane są gwiazdami neutronowymi.
Największe gwiazdy masowe – te o masie ponad 25 razy większej od naszego Słońca – przechodzą supernowe i pozostawiają czarne dziury wirujące w ich śladach. Po eksplozji cała materia gwiazdy zapada się w jeden punkt, dając początek czarnej dziurze o masie gwiazdowej.
Dodaj komentarz