Jak wygląda ewolucja gwiazd? Jak wyglądają zmiany, których człowiek nie może zaobserwować gołym okiem? Miliardy lat istnienia kosmosu pozwoliły patrzeć na gwiazdy w różnych stadiach rozwoju. Niektóre z nich są naprawdę niezwykłe.
Ewolucja gwiazd — jak powstają gwiazdy?
Początkiem życia każdego ciała niebieskiego jest zawieszona w kosmicznej próżni chmura cząstek. W sprzyjających okolicznościach może się ona stać zaczynem, z którego powstaną gwiazdy – czyli ciała, które są w stanie przeprowadzać fuzję jądrową. Czym są owe „sprzyjające okoliczności”? Przede wszystkim śmiercią innych wielkich gwiazd.
Trwające niewyobrażalnie długo procesy nie łatwo jest śledzić. Nie wiadomo w pełni, jak wygląda ewolucja małych gwiazd. Żyją one bowiem tak długo, że żadna nie zdążyła jeszcze wyczerpać swoich zasobów. Większe słońca istnieją krócej, dzięki czemu wszystkie etapy ich rozwoju zostały już poznane.
Jakie są etapy życia gwiazd?
Ewolucja gwiazd zależy od masy. Ma ona wpływ na to, jak długo trwa życie gwiazd, ich kres i jakiego rodzaju obiektem stają się później – w swoistym życiu po życiu.
Obłoki molekularne
Ewolucja gwiazd zaczyna się od obłoku międzygwiazdowego. Składa się on w zdecydowanej większości z wodoru, który stanowi około 75% jego składu chemicznego. Reszta to prawie wyłącznie hel.
Taki skład chemiczny po milionach lat pozwala na rozpoczęcie fuzji jądrowej, czyli przemianę wodoru w hel i przekształcenie się tym samym skupiska materii w gwiazdę. Pojedynczy obłok może mieć masę od 100 tys. do nawet 10 mln gwiazd takich jak Słońce. Wynika to z faktu, że w każdym powstaje ich wiele. Możliwe jest powstanie nawet kilkuset gwiazd w jednym obłoku międzygwiezdnym.
Materia skumulowana w obłoku staje się budulcem nowych słońc w wyniku oddziaływania pola elektromagnetycznego. Czynnikiem zapłonowym jest wybuch supernowej, czyli eksplozja dogorywającej, bardzo masywnej gwiazdy. Wybuch ten to początek przejścia do kolejnego etapu narodzin gwiazdy. Jest nim faza protogwiazdy.
Protogwiazda
Pod wpływem promieniowania elektromagnetycznego dochodzi do lokalnych zagęszczeń materii, czyli rozszczepiania się obłoku międzygwiazdowego na mniejsze części. Zaczyna on także wirować.
Dalsze zwiększanie gęstości powoduje ponadto, że dotychczas chłodne gazy zaczynają się nagrzewać. Z początkowej temperatury bliskiej zera bezwzględnego (0 K, czyli -273°C) wzrasta do 15 mln K, czyli około 1,5 mld °C. W takiej temperaturze rozpoczyna się fuzja jądrowa. Wydarzenie to jest momentem, od którego nowe ciało niebieskie zaczyna przypominać późniejszą gwiazdę.
Na tym etapie waży się dalszy los nowego słońca. W zależności od ilości zgromadzonej materii stanie się ona brązowym karłem lub jedną z gwiazd ciągu głównego.
Brązowymi karłami są te obiekty, które ze względu na niewielką masę nie są w stanie przeprowadzać syntezy wodoru w hel w sposób ciągły. Robią to prawdopodobnie tylko na początku swojego istnienia. Wypromieniowują one energię niezwykle wolno. Jest to proces tak rozciągnięty w czasie, że nim pierwszy brązowy karzeł zakończy swoje istnienie, miną biliony lat.
Większe skupiska materii tworzą gwiazdy takie jak Słońce, czyli obiekty przeciętnej wielkości. Tam, gdzie zgromadziło się jej wyjątkowo dużo, powstają olbrzymy setki razy większe od Słońca. Niezależnie od wielkości, przechodzą one do najdłuższego okresu swojego życia – ciągu głównego.
Ciąg główny
Od ilości materii zależy całe życie gwiazd. Dotyczy to nie tylko rozmiarów, ale również temperatury, zakresu światła widzialnego, które jest emitowane (czyli koloru) oraz długości życia.
Najmniejsze gwiazdy nazywane są czerwonymi karłami. Określenie to odnosi się właśnie do ich koloru. Ich ewolucja trwać może setki miliardów, a nawet biliony lat. W ich przypadku zachodzi proces podobny do tego opisanego przy karłach brązowych.
W przeciwieństwie do nich czerwone karły są w stanie przeprowadzać ciągłą syntezę wodoru w hel. Ze względu jednak na zbyt małą masę (0,08-0,6 masy Słońca) i niską temperaturę powierzchni (mniej niż 4000 K – ok. 3726°C) niemożliwa jest fuzja helu w cięższe pierwiastki: węgiel oraz metale takie jak m.in. kobalt czy żelazo.
Sprawdź też: Duży, większy, ogromy, TON 618 – największa czarna dziura odkryta do tej pory
Czerwone karły wyczerpują swoje paliwo niezwykle powoli, a po miliardach lat prawdopodobnie zanikają. Ze względu na to, że Wszechświat liczy sobie dopiero 13,8 mld lat, nie jest jednak możliwe potwierdzenie tej hipotezy. Żaden czerwony karzeł nie zdążył po prostu jeszcze dotrzeć do kresu swego istnienia.
Gwiazdy średniej wielkości, takie jak Słońce, żyją zdecydowanie dłużej. Ich czas trwania sięga zwykle kilku miliardów lat. Dla przykładu całkowita długość życia Słońca to 9 mld lat. Jest ono też dużo cieplejsze niż czerwone karły. Na powierzchni temperatura wynosi 5778 K, czyli ok. 5504°C. Gwiazdy takie świecą na żółto.
Im większy obiekt, tym wyższa temperatura panuje na jej powierzchni. Dla przykładu na powierzchni znajdującej się w konstelacji Złotej Ryby gwiazdy R136a1 temperatura dochodzi do 53 000 K (ok. 52 726°C). Taka wartość wpływa na jej kolor. Gwiazda ta świeci bowiem na niebiesko. Jej masa to aż 265 mas Słońca. Kiedyś wartość ta była jeszcze wyższa, wynosząc nawet 320 mas słońca. Tak duży ubytek masy w ciągu zaledwie 2 mln lat istnienia nie wróży R136a1 długiego życia. Istnieć będzie „tylko” przez kilkanaście milionów lat.
Istnieją jeszcze większe ciała niebieskie. Największa obecnie znana gwiazda Stephenson 2-18 jest nawet 2150 razy większa od Słońca. W przeciwieństwie do R136a1 nie jest to jednak już gwiazda ciągu głównego. To czerwony nadolbrzym, czyli obiekt kończący swoje życie.
Czerwony olbrzym, nadolbrzym
Wyczerpanie się wodoru w jądrze wymusza syntezę jego zasobów znajdujących się coraz bliżej powierzchni. Dochodzi wówczas do dwóch przeciwnych procesów. Jądro gwiazdy kurczy się, podczas gdy powierzchnia rozszerza. Emisja coraz mniejszej ilości promieniowania na coraz większej powierzchni zmienia kolor światła widzialnego: staje się ono czerwone.
Z czasem wyczerpuje się również wodór na powierzchni. Rozpoczyna się synteza helu w coraz cięższe pierwiastki. W przypadku gwiazd wielkości Słońca na końcu dochodzi do fuzji w węgiel. Stan ten może trwać kilka milionów lat. Na samym końcu dochodzi do odrzucenia powłoki zewnętrznej. To już koniec gwiazdy. Nie oznacza to jednak, że „znika” ona ze Wszechświata. W zależności od masy przemienia się w jeden z trzech rodzajów obiektów kosmicznych: białego karła, gwiazdę neutronową lub czarną dziurę.
Koniec życia gwiazdy — co potem?
Po gwieździe zostaje tylko rozgrzane jądro – biały karzeł. Jest ono niezwykle zagęszczone. Naparstek materii białego karła na Ziemi ważyłby wiele ton. W ciągu kolejnych miliardów lat jądro będzie się stopniowo ochładzać. Biały karzeł zamieni się w czarnego. Niecałe 14 mld lat istnienia Wszechświata to jednak zbyt mało, by powstał taki obiekt.
Bardzo masywne gwiazdy (ok. 10-20 razy bardziej niż Słońce) na koniec swojego życia syntezują hel w bardzo ciężkie pierwiastki: najpierw żelazo, a potem m.in. w iryd, osm czy uran. Właśnie dzięki temu procesowi mogą istnieć we Wszechświecie pierwiastki cięższe niż żelazo.
Duże gwiazdy zapadają się tak bardzo, że nie stają się białymi karłami a gwiazdami neutronowymi. Są to ciała niebieskie, których materia jest jeszcze bardziej zagęszczona. Waga naparstka ich materii to nawet kilka miliardów ton.
Sprawdź też: Jaka jest najjaśniejsza gwiazda? Najjaśniejsze gwiazdy widoczne na nocnym niebie i we wszechświecie
Gwiazdy neutronowe powstają w wyniku wybuchu zwanego supernową. Gwałtownie kurczące się jądro gwiazdy doprowadza do tego, że ujemne elektrycznie elektrony krążące wokół jąder atomowych łączą się z dodatnimi protonami, tworząc obojętne neutrony. To one stanowią większość składu materii gwiazdy.
Gwiazdy o masie większej niż 20 Słońc również kończą żywot w wyniku eksplozji supernowej. W ich wypadku zapadanie się jądra doprowadza do powstania czarnej dziury, czyli obiektu o nieskończonym oddziaływaniu grawitacyjnym, masie i gęstości. W jej środku znajduje się osobliwość. W miejscu tym prawdopodobnie załamują się wszystkie prawa fizyki. Co w niej jest i czy cokolwiek? Tego nie wiadomo.
Różne rodzaje gwiazd
Gwiazdy klasyfikowane są ze względu na masę i temperaturę. Ta z kolei związana jest z barwą światła widzialnego, które emituje i jasnością. Oprócz wspomnianych już typów słońc istnieją jeszcze inne kategorie, do których są przypisywane.
Błękitne olbrzymy świecą kilka razy mocniej niż Słońce. Na ich powierzchni panuje temperatura przekraczająca 20 000 K (ok. 19 726°C). Większość wyemitowanego przez nie światła nie jest jednak dostrzegana przez człowieka, ponieważ jest to w większości promieniowanie ultrafioletowe.
Największe gwiazdy nazywane są hiperolbrzymami. Są to obiekty ponad 100 razy większe niż Słońce. Te zaś, które są najgorętsze, to gwiazdy Wolfa-Rayeta. Do tej grupy zalicza się obiekty o temperaturze powyżej 25 000 K (ok. 24 726°C). Nie zawsze są tak duże, jak hiperolbrzymy. Mogą mieć masę 25 Słońc lub więcej. R1361a1 należy więc do obu grup: hiperolbrzymów i gwiazd Wolfa-Rayeta.
Życie gwiazd to kosmiczna wersja ciągu życia i śmierci. Odrzucana przez umierające gwiazdy materia staje się budulcem nowego pokolenia słońc, które przez kolejne miliardy lat będą rozświetlać mroki kosmosu. Żyjąc, same stają się fundamentem życia. Być może wiele z nich jest właśnie taką podstawą – zupełnie jak Słońce, bez którego nie istniałoby życie na Ziemi.
Komentarze 
„Gwiazdy o masie 0,1 masy Słońca wypalają się ok. 20 bilionów lat”.
Czy to nie pomylka? 20 bilionow lat to ponad tysiac razy dluzej niz wiek calego Wszechswiata. Skad taka wiedza? Chyba ze to pomylka translacyjna z ang. Czesto sie zdarza bo u nich bilion to nasz miliard, a z kolei nasz bilion to tysiac razy miliard
To prawda Macieju – naniosłem stosowne poprawki. 20 bilionów to zdecydowanie za dużo.