Podobnie jak każda żywa istota, gwiazdy przechodzą naturalny cykl. Zaczyna się od narodzin, trwa przez okres życia charakteryzujący się zmianami i wzrostem, a kończy na śmierci. Oczywiście mówimy tutaj o gwiazdach, a sposób, w jaki się rodzą, żyją i umierają, jest zupełnie inny od wszystkich znanych nam form życia.
Po pierwsze, ramy czasowe są zupełnie inne i trwają miliardy lat. Również zmiany, które przechodzą w trakcie ich życia, są również zupełnie inne. A kiedy umierają, konsekwencje są, powiedzmy, znacznie bardziej widoczne? Rzućmy okiem na cykl życia gwiazd.
Chmury molekularne:
Gwiazdy zaczynają się jako ogromne chmury zimnego gazu cząsteczkowego. Chmura gazowa mogłaby unosić się w galaktyce przez miliony lat, ale potem pewne wydarzenie powoduje, że zaczyna ona zapadać się pod wpływem własnej grawitacji. Na przykład, gdy galaktyki zderzają się, regiony zimnego gazu otrzymują kopniak, którego potrzebują, aby zacząć się zapadać. Może się również zdarzyć, gdy fala uderzeniowa pobliskiej supernowej przechodzi przez region.
Gdy zapada się, chmura międzygwiezdna rozpada się na coraz mniejsze kawałki, a każda z nich zapada się do wewnątrz. Każdy z tych elementów stanie się gwiazdą. Gdy chmura zapada się, energia grawitacyjna powoduje jej podgrzanie, a zachowanie pędu od wszystkich pojedynczych cząstek powoduje, że wiruje.
Protostar:
Gdy materiał gwiezdny przyciąga się coraz mocniej, nagrzewa się, odpychając przed dalszym zapadaniem grawitacyjnym. W tym momencie obiekt jest znany jako protostar. Protostar otacza dysk okołogwiazdowy z dodatkowego materiału. Niektóre z nich nadal spiralnie do wewnątrz, nakładając dodatkową masę na gwiazdę. Reszta pozostanie na miejscu i ostatecznie utworzy układ planetarny.
W zależności od masy gwiazd protogwiazdowa faza ewolucji gwiezdnej będzie krótka w porównaniu z całkowitą długością życia. Dla tych, którzy mają jedną masę słoneczną (tj. Taką samą masę jak nasze Słońce), trwa ona około 1000 000 lat.
T Tauri Star:
Gwiazda T Tauri zaczyna się, gdy materiał przestaje spadać na protogwiazdę i uwalnia ogromną ilość energii. Są tak nazwane ze względu na prototyp gwiazdy używanej do badania tej fazy ewolucji Słońca - T Tauri, gwiazda zmienna zlokalizowana w kierunku gromady Hiady, około 600 lat świetlnych od Ziemi.
Gwiazda T Tauri może być jasna, ale to wszystko pochodzi z jej energii grawitacyjnej z zapadającego się materiału. Centralna temperatura gwiazdy T Tauri nie wystarcza, aby utrzymać fuzję w jej jądrze. Mimo to gwiazdy T Tauri mogą wydawać się tak jasne, jak gwiazdy głównej sekwencji. Faza T Tauri trwa około 100 milionów lat, po czym gwiazda wejdzie w najdłuższą fazę swojego rozwoju - fazę Sekwencji Głównej.
Główna sekwencja:
W końcu temperatura jądra gwiazdy osiągnie punkt, w którym może rozpocząć się fuzja jądra. Jest to proces, przez który przechodzą wszystkie gwiazdy, gdy przekształcają protony wodoru, przez kilka etapów, w atomy helu. Ta reakcja jest egzotermiczna; oddaje więcej ciepła, niż potrzebuje, a więc rdzeń gwiazdy o głównej sekwencji uwalnia ogromną ilość energii.
Energia ta zaczyna się jako promienie gamma w jądrze gwiazdy, ale gdy trwa ona długą, powolną podróż z gwiazdy, spada ona na długości fali. Całe to światło wypycha gwiazdę na zewnątrz i przeciwdziała sile grawitacyjnej ciągnąc ją do wewnątrz. Gwiazda na tym etapie życia jest utrzymywana w równowadze - tak długo, jak długo wystarczają zapasy paliwa wodorowego.
A jak długo to trwa? To zależy od masy gwiazdy. Najmniej masywne gwiazdy, takie jak czerwone karły z połową masy Słońca, mogą wysysać paliwo przez setki miliardów, a nawet biliony lat. Większe gwiazdy, takie jak nasze Słońce, zwykle będą siedzieć w głównej fazie sekwencji przez 10-15 miliardów lat. Największe gwiazdy mają najkrótsze życie i mogą trwać kilka miliardów, a nawet kilka milionów lat.
Czerwony olbrzym:
W ciągu swojego życia gwiazda przekształca wodór w hel w jądrze. Hel gromadzi się, a paliwo wodorowe wyczerpuje się. Kiedy gwiazda zużywa paliwo wodoru w swoim rdzeniu, wewnętrzne reakcje jądrowe zatrzymują się. Bez tego lekkiego ciśnienia gwiazda zaczyna kurczyć się do wewnątrz poprzez grawitację.
Proces ten podgrzewa powłokę wodoru wokół rdzenia, która następnie zapala się w fuzji i powoduje, że gwiazda ponownie się rozjaśnia, 1 000–10 000 razy. Powoduje to, że zewnętrzne warstwy gwiazdy rozszerzają się na zewnątrz, wielokrotnie zwiększając rozmiar gwiazdy. Oczekuje się, że nasze własne Słońce rozleje się na kulę, która sięga aż do orbity Ziemi.
Temperatura i ciśnienie w jądrze gwiazdy ostatecznie osiągną punkt, w którym hel może się stopić z węglem. Gdy gwiazda osiągnie ten punkt, kurczy się i nie jest już czerwonym olbrzymem. Gwiazdy o wiele masywniejsze niż nasze Słońce mogą kontynuować w tym procesie, przesuwając się w górę tabeli elementów, tworząc coraz cięższe atomy.
Biały karzeł:
Gwiazda o masie naszego Słońca nie ma ciśnienia grawitacyjnego, aby stopić węgiel, więc gdy skończy się hel w jądrze, będzie martwa. Gwiazda wyrzuci swoje zewnętrzne warstwy w przestrzeń kosmiczną, a następnie skurczy się, ostatecznie stając się białym karłem. Ta gwiezdna pozostałość może zacząć się na gorąco, ale nie ma już w niej reakcji fuzji. Ochłodzi się przez setki miliardów lat, ostatecznie stając się temperaturą tła Wszechświata.
Napisaliśmy wiele artykułów o cyklu gwiazd na żywo w Space Magazine. Oto jaki jest cykl życia Słońca ?, Co to jest czerwony olbrzym ?, Czy Ziemia przetrwa, gdy słońce stanie się czerwonym gigantem ?, Jaka jest przyszłość naszego Słońca?
Chcesz więcej informacji o gwiazdach? Oto publikacje prasowe Hubblesite na temat gwiazd i więcej informacji z NASA wyobrażających sobie Wszechświat.
Nagraliśmy kilka odcinków Astronomy Cast o gwiazdach. Oto dwa, które mogą Ci się przydać: Odcinek 12: Skąd pochodzą gwiazdy dziecka ?, Odcinek 13: Gdzie idą gwiazdy, gdy umierają? Oraz Odcinek 108: Życie słońca.
Źródła:
- NASA: Jak gwiazdy tworzą się i ewoluują?
- NASA: Życie i śmierć gwiazd
