Co to jest gwiazda???
Gwiazda to ogromna kula gor╣cego, £wiec╣cego gazu. Parametry gwiazdy, takie jak barwa, temperatura, rozmiary i jasno£µ bywaj╣ bardzo zr≤┐nicowane, gdy┐ zale┐╣ od jej masy i od wewnΩtrznych zmian, jakie wystΩpuj╣ w poszczeg≤lnych gwiazdach na kolejnych etapach ewolucji.
Klasyfikacja gwiazd.
Gwiazdy klasyfikowane s╣ ze wzglΩdu na cechy swoich widm. Rozszczepiaj╣c promieniowanie gwiazdy, naukowcy uzyskuj╣ widmo, kt≤re ukazuje natΩ┐enie tego promieniowania na r≤┐nej d│ugo£ci fali. Na podstawie widma mo┐na wyznaczyµ temperaturΩ, barwΩ i sk│ad chemiczny gwiazdy. Istnieje 7 g│≤wnych typ≤w widmowych, oznaczanych literami; ka┐dy typ dzieli siΩ na podtypy, oznaczane cyframi od 0 do 9.
Jasno£µ gwiazdy.
Jasno£µ w £wietle widzialnym wyra┐ana jest w wielko£ciach gwiazdowych (magnitudo): im ni┐sza wielko£µ gwiazdowa, tym ja£niejsza gwiazda. Wielko£µ widoma stanowi miarΩ jasno£ci cia│a niebieskiego widzianego z Ziemi: im wiΩksza odleg│o£µ do danego cia│a, tym wiΩksz╣ drogΩ przebywa £wiat│o, ulegaj╣c rozproszeniu, a zatem tym mniejsza jego jasno£µ. Wielko£µ absolutna stanowi jasno£µ, jak╣ mia│oby dane cia│o umieszczone w odleg│o£ci 32,6 lat £wietlnych. Terminem "jasno£µ" okre£lamy natΩ┐enie promieniowania gwiazdy we wszystkich lub poszczeg≤lnych d│ugo£ciach fali. Je£li na przyk│ad m≤wimy, ┐e jasno£µ gwiazdy wzrasta, oznacza to, i┐ emituje ona wiΩcej zar≤wno £wiat│a widzialnego, jak i promieniowania podczerwonego oraz ultrafioletowego. Jednak┐e widome i absolutne wielko£ci gwiazdowe stanowi╣ miarΩ wy│╣cznie jasno£ci gwiazdy w £wietle widzialnym. Jasno£µ gwiazdy zale┐y przede wszystkim od jej masy oraz od tego, w kt≤rym stadium swego cyklu ewolucyjnego siΩ ona znajduje. Im wiΩksza masa gwiazdy, tym bΩdzie ona gΩstsza, gorΩtsza i ja£niejsza w por≤wnaniu z gwiazdami o ni┐szej masie na podobnym etapie ewolucji. Dwie gwiazdy o tym samym polu powierzchni i tej samej temperaturze powierzchniowej bΩd╣ mia│y tΩ sam╣ jasno£µ i tΩ sam╣ barwΩ. Gdy gwiazda ekspanduje, jej temperatura powierzchniowa spada. Na przyk│ad ┐≤│te gwiazdy ci╣gu g│≤wnego, takie jak S│o±ce, przemieniaj╣ siΩ w pewnym momencie w ch│odniejsze, o wiele wiΩkszych rozmiar≤w gwiazdy, zwane czerwonymi olbrzymami. Jakkolwiek powierzchnia takiej gwiazdy ciemnieje - jednostkowa powierzchnia wysy│a mniej promieniowania - to jasno£µ gwiazdy zwiΩksza siΩ, gdy┐ pole jej powierzchni ca│kowitej wzros│o, wskutek czego wiΩksza jest │╣czna ilo£µ promieniowania wysy│anego w przestrze±. Ten przyrost jasno£ci gwiazdy oznacza, ┐e jej widoma i absolutna wielko£µ gwiazdowa tak┐e wzrastaj╣. Gwiazdy na nocnym niebie migoc╣, czyli zmieniaj╣ jasno£µ w kr≤tkim okresie czasu. Zjawisko to wywo│uj╣ ruchy powietrza w ziemskiej atmosferze. Gdy poszczeg≤lne elementy objΩto£ci powietrza przemieszczaj╣ siΩ w r≤┐ny spos≤b, £wiat│o gwiazdy za│amuje siΩ w niejednakowym stopniu, wskutek czego natΩ┐enie £wiat│a, docieraj╣cego do oka obserwatora, szybko siΩ zmienia, powoduj╣c efekt migotania.
Barwy gwiazd.
Barwa gwiazdy ma £cis│y zwi╣zek z jej temperatur╣ powierzchniow╣. Na podstawie znajomo£ci jednego z tych parametr≤w mo┐na wyzna-czyµ drugi. Gwiazdy b│Ωkitne s╣ gwiazdami najgorΩtszymi; temperatura gwiazd bia│ych jest nieco ni┐sza. NastΩpnie mamy gwiazdy ┐≤│te i pomara±czowe, oraz najch│odniejsze ze wszystkich - czerwone. Temperatura gwiazd b│Ωkitnych dochodzi do 50 000 oC, podczas gdy temperatura czerwonych wynosi zaledwie 2000 oC. Gwiazdy emituj╣ £wiat│o o wszystkich d│ugo£ciach fali, jednak┐e ich barwa (typ widmowy) wyznaczona jest przez d│ugo£µ fali, na kt≤rej natΩ┐enie promieniowania gwiazdy jest najwiΩksze. Br╣zowe kar│y to po prostu niedosz│e gwiazdy. Ich jasno£µ jest tak niska, ┐e pierwszego br╣zowego kar│a odkryto dopiero w 1995 roku. îwiec╣ s│abym blaskiem, gdy┐ grawitacyjne zapadanie siΩ powoduje wzrost temperatury. Jednak ich masa, stanowi╣ca mniej ni┐ 8 % masy S│o±ca, nie wystarcza, by dosz│o do zapocz╣tkowania reakcji j╣drowych, bez kt≤rych nie s╣ w stanie dor≤wnaµ jasno£ci╣ prawdziwym gwiazdom. Wiele gwiazd ma imiona. CzΩsto s╣ one pochodzenia arabskiego, co stanowi dziedzictwo staro┐ytnych arabskich astronom≤w z VIII i IX wieku n.e. Jednak┐e olbrzymia wiΩkszo£µ gwiazd nie posiada nazwy w│asnej. Normalnie gwiazdy oznacza siΩ liter╣ greckiego alfabetu i │aci±sk╣ nazw╣ gwiazdozbioru, do kt≤rego nale┐╣. Ten system oznacze± zosta│ wprowadzony przez niemieckiego mi│o£nika astronomii Johanna Bayera (1572-1625) w opublikowanym przez niego w 1603 roku atlasie nieba. Bayer przyj╣│ zasadΩ, ┐e najja£niejsza gwiazda w danym gwiazdozbiorze oznaczana jest greck╣ liter╣ a (pierwsza litera greckiego alfabetu), druga pod wzglΩdem jasno£ci liter╣ b, i tak dalej. W oznaczeniu konkretnej gwiazdy │aci±ska nazwa gwiazdozbioru wystΩpuje w dope│niaczu. Na przyk│ad najja£niejsza gwiazda w gwiazdozbiorze úabΩdzia (Cygnus) znana jest jako a Cygni ("alfa úabΩdzia"). Poniewa┐ alfabet grecki liczy zaledwie 24 litery, mo┐liwo£ci systemu Bayera s╣ ograniczone. Niekiedy u┐ywa siΩ przy literach greckich wskaƒnik≤w cyfrowych na oznaczenie gwiazd po│o┐onych blisko siebie, na przyk│ad a5 Orionis i a6 Orionis, b╣dƒ te┐ liter alfabetu │aci±skiego (a, b, c, A, B, C) lub cyfr (1, 2, 3).
Wykres ewolucji gwiazd.
Diagram Hertzsprunga-Russella (diagram H-R), narzΩdzie o podstawowym znaczeniu dla astronom≤w, przedstawia zale┐no£µ absolutnej wielko£ci gwiazd od ich typ≤w widmowych (barw), b╣dƒ te┐ od temperatury powierzchniowej, kt≤ra jest £ci£le zwi╣zana z typem widmowym. Gwiazdy na diagramie H-R skupiaj╣ siΩ w kilka grup, odpowiadaj╣cych r≤┐nym etapom cyklu ewolucyjnego. Wykres ten pomaga wyja£niµ przebieg ewolucji gwiazd i ustaliµ zwi╣zki zachodz╣ce miΩdzy ich w│asno£ciami.
Masa gwiazdy.
Masa gwiazdy okre£la, ile materii siΩ w niej mie£ci. Zazwyczaj podaje siΩ j╣ jako wielokrotno£µ masy S│o±ca, kt≤ra s│u┐y w tym przypadku za jednostkΩ miary. Masa wiΩkszo£ci gwiazd zawiera siΩ miΩdzy 0,08 a 60 mas S│o±ca, ale masa kilku gwiazd dochodzi do 120 mas S│o±ca. To, ┐e jedna gwiazda ma wiΩksz╣ masΩ od drugiej, nie oznacza, ┐e jest od niej wiΩksza. Rozmiary gwiazd zale┐╣ od tego, jak gΩsto upakowana jest materia w ich wnΩtrzu. GΩsto£µ okre£la, ile masy mie£ci siΩ w danej objΩto£ci. RozpiΩto£µ tego parametru jest bardzo du┐a. Betelgeza, pulsuj╣cy czerwony nadolbrzym, jest gwiazd╣ o bardzo niskiej gΩsto£ci. Jej przeciΩtne rozmiary s╣ oko│o 400 razy wiΩksze od S│o±ca, co sprawia, ┐e jej objΩto£µ jest 64 miliony razy wiΩksza od objΩto£ci S│o±ca. Jednak masa Betelgezy przekracza masΩ S│o±ca zaledwie 13-krotnie, a zatem jej gΩsto£µ £rednia jest 3500 razy ni┐sza od gΩsto£ci powietrza, podczas gdy £rednia gΩsto£µ S│o±ca jest 1400 razy wy┐sza od gΩsto£ci powietrza.
Gwiazdy podw≤jne.
Ponad po│owa wszystkich gwiazd wystΩpuje w postaci uk│ad≤w dwu lub wiΩcej gwiazd, utrzymywanych si│ami grawitacji. W uk│adzie podw≤jnym dwie gwiazdy okr╣┐aj╣ wsp≤lny £rodek masy. Na og≤│ jedna z gwiazd jest zbyt s│aba, by mo┐na j╣ by│o dostrzec z Ziemi. Astronomowie rozpoznaj╣, ┐e widoczna gwiazda nale┐y do uk│adu podw≤jnego, gdy wykazuje ona cykliczne wahania jasno£ci lub gdy obserwuje siΩ zak│≤cenia jej ruchu, odpowiadaj╣ce oddzia│ywaniu grawitacyjnemu jakiego£ bliskiego cia│a.
Ewolucja gwiazd.
Gwiazdy rodz╣ siΩ, £wiec╣ przez miliony czy miliardy lat, a nastΩpnie umieraj╣. Ewolucja gwiazdy sk│ada siΩ z kilku etap≤w, podczas kt≤rych wielko£µ i temperatura gwiazdy ulegaj╣ gwa│townym zmianom. D│ugo£µ ┐ycia i przebieg ewolucji zale┐╣ g│≤wnie od masy gwiazdy. Im wiΩksza masa, tym szybciej gwiazda zu┐ywa zawarte w niej gazy w reakcjach j╣drowych i tym szybciej umiera. Najbardziej masywne gwiazdy ┐yj╣ kilka milion≤w lat; gwiazdy o mniejszej masie mog╣ £wieciµ kilkadziesi╣t miliard≤w lat.
Materia miΩdzygwiazdowa.
Obszary miΩdzy gwiazdami wype│nia tzw. o£rodek miΩdzygwiazdowy, z│o┐ony g│≤wnie z wodoru i helu. Na og≤│ o£rodek ten ma postaµ ob│ok≤w, kt≤re niekiedy mo┐na obserwowaµ jako mg│awice, je┐eli same emituj╣ lub rozpraszaj╣ £wiat│o pobliskich gwiazd lub te┐ przes│aniaj╣ £wiat│o innych obiekt≤w. MateriΩ miΩdzygwiazdow╣ wzbogacaj╣ cz╣stki wiatr≤w gwiazdowych oraz materia wyrzucana z umieraj╣cych gwiazd. Rozk│ad i temperatura tej materii maj╣ charakter nier≤wnomierny, a jej gΩsto£µ jest miliardy razy mniejsza od gΩsto£ci powietrza. Promieniowanie kosmiczne tworz╣ cz╣stki o du┐ej energii, przemierzaj╣ce przestrze± prawie z prΩdko£ci╣ £wiat│a. Pierwotne promieniowanie kosmiczne to wysokoenergetyczne cz╣stki, kt≤re po wej£ciu w ziemsk╣ atmosferΩ - pod wp│ywem zderze± z innymi cz╣stkami - wytwarzaj╣ wt≤rne promieniowanie kosmiczne. Promieniowanie kosmiczne o najwy┐szej energii powstaje w galaktykach aktywnych i kwazarach.
Narodziny gwiazd.
Gwiazdy rodz╣ siΩ grupowo wewn╣trz ob│ok≤w gazowo-py│owych. Proces ten zaczyna siΩ, gdy w ob│oku wyst╣pi lokalna fluktuacja gΩsto£ci, na przyk│ad wywo│ana przez falΩ uderzeniow╣, powsta│╣ po wybuchu supernowej. Pod wp│ywem w│asnej grawitacji obszar podwy┐szonej gΩsto£ci zapada siΩ, staje siΩ coraz gΩstszy i gorΩtszy, by ostatecznie, po zapocz╣tkowaniu reakcji j╣drowych, przeobraziµ siΩ w jedn╣ lub wiΩcej gwiazd. Pocz╣tkowo ob│ok gazu i py│u ma temperaturΩ kilka stopni powy┐ej zera bezwzglΩdnego (-273,15 oC). We wnΩtrzu gwiazdy temperatura wynosi co najmniej 10 milion≤w stopni. Protogwiazdy emituj╣ pewne ilo£ci ciep│a i £wiat│a, jeszcze zanim rozb│ysn╣ pe│nym blaskiem jako w│a£ciwe gwiazdy. Py│ mg│awicy otaczaj╣cej protogwiazdΩ w znacznej czΩ£ci poch│ania to promieniowanie, a nastΩpnie emituje je, g│≤wnie w podczerwonej czΩ£ci widma. Jakkolwiek astronomowie nie obserwuj╣ £wiecenia protogwiazd bezpo£rednio, mog╣ wykryµ ich obecno£µ w mg│awicy, przy pomocy teleskop≤w rejestruj╣cych promieniowanie podczerwone.
Gromady gwiazd.
Gromad╣ nazywamy skupisko gwiazd, powi╣zanych si│ami wzajemnego oddzia│ywania grawitacyjnego. Gwiazdy tworz╣ce gromadΩ powsta│y w tym samym czasie z tego samego ob│oku gazowo-py│owego, s╣ wiΩc jednorodne pod wzglΩdem wieku i sk│adu chemicznego. Nale┐╣ jednak do r≤┐nych typ≤w, gdy┐ maj╣ r≤┐ne masy. Gromady dziel╣ siΩ na kuliste i otwarte. Starsze gromady kuliste zajmuj╣ sferyczne halo, otaczaj╣ce j╣dro naszej Galaktyki; m│odsze gromady otwarte wystΩpuj╣ w obrΩbie jej dysku.
Gromady otwarte.
Gromada otwarta jest luƒnym skupiskiem, zawieraj╣cym nawet kilka tysiΩcy gwiazd. W naszej Galaktyce znamy oko│o 1200 gromad otwartych, wszystkie rozmieszczone w obrΩbie dysku galaktycznego. Typowa £rednica gromad otwartych to kilka lat £wietlnych; zawieraj╣ one m│ode gwiazdy o silnym blasku, tzw. gwiazdy I populacji. Gromady otwarte ulegaj╣ w ko±cu rozproszeniu pod wp│ywem grawitacji innych obiekt≤w w Galaktyce.
Gromady kuliste.
Gromady kuliste to gΩste skupiska, licz╣ce od kilkudziesiΩciu tysiΩcy do kilkuset tysiΩcy gwiazd. Rozmiar typowej gromady wynosi oko│o 100 lat £wietlnych. Ma ona w przybli┐eniu kszta│t sferyczny, a gwiazdy skupiaj╣ siΩ g│≤wnie w jej centrum. W sk│ad gromad kulistych wchodz╣ stare gwiazdy II populacji. W naszej Galaktyce znamy oko│o 150 gromad kulistych, z kt≤rych wiΩkszo£µ rozmieszczona jest w halo otaczaj╣cym j╣dro. W 1974 roku z radioteleskopu w Arecibo wys│ano w kierunku gromady kulistej M 13 komunikat, sk│adaj╣cy siΩ z 1679 sygna│≤w binarnych (czyli ci╣g≤w jedynek i zer), w kt≤rym zakodowano podstawowe informacje o Uk│adzie S│onecznym, wygl╣dzie cz│owieka i strukturze DNA (substancji przenosz╣cej informacjΩ genetyczn╣ wszystkich ┐ywych kom≤rek). Przes│anie to dotrze do M 13 dopiero oko│o roku 30 000.
îmierµ gwiazd.
Gwiazda wchodzi w schy│kow╣ fazΩ ewolucji, gdy reakcje syntezy j╣der w jej wnΩtrzu ustan╣, przez co jej struktura staje siΩ niestabilna. Gwiazda o stosunkowo ma│ej masie spala swoje paliwo j╣drowe powoli, przez miliardy lat, a nastΩpnie przekszta│ca siΩ w czerwonego olbrzyma, by w ko±cu rozpa£µ siΩ, tworz╣c mg│awicΩ planetarn╣ wok≤│ bia│ego kar│a. Gwiazda o du┐ej masie zu┐ywa paliwo szybciej, w ci╣gu milion≤w lat, a nastΩpnie przekszta│ca siΩ w nadolbrzyma, by wybuchn╣µ w postaci supernowej, po kt≤rej pozostaje gwiazda neutronowa lub czarna dziura.
Bia│e kar│y.
Umieraj╣c, czerwone olbrzymy trac╣ do 90 % swojej masy, kt≤ra tworzy mg│awicΩ planetarn╣ wok≤│ zapadaj╣cego siΩ j╣dra. W miarΩ kurczenia siΩ j╣dra, zawarta w nim materia zostaje £ci£niΩta bardziej, ni┐ bΩdzie to kiedykolwiek mo┐liwe na Ziemi. W ko±cu materia stawia op≤r dalszej kompresji, a j╣dro staje siΩ bia│ym kar│em wielko£ci Ziemi. Jego masa nie przekracza 1,4 mas S│o±ca. GΩsto£µ bia│ych kar│≤w jest tak wielka, ┐e │y┐eczka ich materii wa┐y a┐ 1,4 tony.
Supernowe.
Nadolbrzymy, o masie przekraczaj╣cej 10 mas S│o±ca, gin╣ w potΩ┐nej eksplozji, nazywanej supernow╣. Blask supernowej mo┐e przewy┐szyµ jasno£µ ca│ej galaktyki. Przez pewien czas mo┐na j╣ ogl╣daµ z Ziemi jako now╣, bardzo jasn╣ gwiazdΩ. Je£li po wybuchu zostanie j╣dro o masie miΩdzy 1,4 a 3 masy S│o±ca, kurczy siΩ ono, tworz╣c gwiazdΩ neutronow╣. J╣dro, kt≤rego masa przekracza 3 masy S│o±ca, zapada siΩ dalej pod wp│ywem w│asnej grawitacji, tworz╣c czarn╣ dziurΩ. Energia wyzwolona podczas wybuchu supernowej mo┐e zniszczyµ kilkadziesi╣t tysiΩcy planet wielko£ci Ziemi. Supernowe nie s╣ jednak wy│╣cznie czynnikiem niszcz╣cym: dziΩki ich wybuchom pierwiastki wytworzone we wnΩtrzu gwiazd rozprowadzane s╣ w £rodowisku miΩdzygwiazdowym. J╣dra atom≤w wΩgla, wchodz╣ce w sk│ad cz╣steczek organicznych, z kt≤rych sk│ada siΩ nasze po┐ywienie i nasze cia│a, powsta│y kiedy£ w│a£nie wewn╣trz gwiazd.
Pulsary i gwiazdy neutronowe.
J╣dro gwiazdy mo┐e przetrwaµ wybuch supernowej. Je£li masa j╣dra wynosi od 1,4 do 3 mas S│o±ca, to pod wp│ywem grawitacji zapadnie siΩ ono poza stadium bia│ego kar│a. Wchodz╣ce w jego sk│ad protony i elektrony zostan╣ £ci£niΩte do tego stopnia, ┐e powstan╣ z nich neutrony. Taki obiekt nosi nazwΩ gwiazdy neutronowej. Gdy jej £rednica wynosi oko│o 10 km, gwiazda przestaje siΩ zapadaµ. Niekt≤re gwiazdy neutronowe obserwujemy jako pulsary, kt≤re wysy│aj╣ dwie wi╣zki promieniowania. Pulsary to rotuj╣ce gwiazdy neutronowe, emituj╣ce cykliczne wi╣zki fal radiowych. CzΩsto£µ emisji wi╣zek odpowiada prΩdko£ci, z jak╣ obraca siΩ pulsar. Pulsary wolne obracaj╣ siΩ raz na 4 sekundy, pulsary szybkie - 30 razy na sekundΩ. PrΩdko£µ obrotowa pulsar≤w podw≤jnych mo┐e osi╣gaµ 1000 obrot≤w na sekundΩ. Niekt≤re pulsary emituj╣ te┐ silne promieniowanie rentgenowskie i £wiat│o widzialne.
Czarne dziury.
Po gwiezdzie, kt≤ra wybuch│a jako supernowa, pozostaje zapadaj╣ce siΩ j╣dro. Je£li jego masa przekracza 3 masy S│o±ca, si│a grawitacji jest w stanie przezwyciΩ┐yµ wszelki op≤r materii. Teoria przewiduje, ┐e j╣dro zapada siΩ do punktu o zerowej objΩto£ci, lecz niesko±czonej gΩsto£ci, kt≤ry nosi nazwΩ osobliwo£ci. Pole grawitacyjne osobliwo£ci jest tak silne, ┐e przestrze± wok≤│ niej ulega zakrzywieniu, tworz╣c obiekt zwany czarn╣ dziur╣, z kt≤rej nic, nawet £wiat│o, nie mo┐e siΩ wydostaµ. Aby Ziemia sta│a siΩ czarn╣ dziur╣, nale┐a│oby j╣ £cisn╣µ do £rednicy 1 cm. Granica czarnej dziury nazywana jest horyzontem zdarze±. Nic, co znajdzie siΩ wewn╣trz horyzontu zdarze±, nie mo┐e ju┐ wydostaµ siΩ z czarnej dziury. Grawitacja na powierzchni horyzontu zdarze± jest tak ogromna, ┐e ksi╣┐ka, wa┐╣ca na Ziemi 1 kG, umieszczona w odleg│o£ci 6 metr≤w wa┐y│aby bilion ton.
Starzenie siΩ gwiazd.
Protogwiazda przekszta│ca siΩ w gwia-zdΩ, gdy w jej wnΩtrzu zainicjowane zostan╣ reakcje j╣drowe, podczas kt≤rych j╣dra wodoru │╣cz╣ siΩ w j╣dra ciΩ┐szego pierwiastka - helu. Gdy w miarΩ starzenia siΩ gwiazdy zasoby wodoru wyczerpuj╣ siΩ, zaczynaj╣ w niej przebiegaµ inne reakcje, w kt≤rych tworz╣ siΩ coraz ciΩ┐sze pierwiastki. Proces ten, nazywany nukleosyntez╣, utrzymuje gwiazdΩ przy ┐yciu poprzez wytwarzanie dostatecznych ilo£ci energii, kt≤ra w postaci promieniowania elektromagnetycznego uchodzi z jej wnΩtrza, zapobiegaj╣c zapadaniu siΩ warstw zewnΩtrznych.Najstarsze gwiazdy w galaktykach spiralnych, takich jak Droga Mleczna, wystΩpuj╣ w ogromnym halo, otaczaj╣cym centralnie po│o┐one j╣dro.
Gwiazdy ci╣gu g│≤wnego.
Podczas reakcji syntezy, zachodz╣cych w j╣drze, z wodoru powstaje hel. Gdy wod≤r siΩ wypali, helowe j╣dro gwiazdy zapada siΩ, ogrzewaj╣c otaczaj╣c╣ je pow│okΩ wodoru, a┐ osi╣gnie ona temperaturΩ wystarczaj╣c╣ do rozpoczΩcia w niej reakcji syntezy. Wytworzona w tej nowej reakcji energia wywiera ci£nienie na zewnΩtrzne warstwy gwiazdy, kt≤re rozszerzaj╣ siΩ i och│adzaj╣. W zale┐no£ci od pierwotnej masy gwiazda przeobra┐a siΩ w nadolbrzyma lub czerwonego olbrzyma. Po przedstawieniu ich w│asno£ci na diagramie Hertzsprunga-Russella, oko│o 90 % gwiazd przypada na szerokie pasmo, nosz╣ce nazwΩ ci╣gu g│≤wnego.
Synteza j╣der.
Gwiazdy £wiec╣ dziΩki reakcji syntezy j╣der. Aby mog│o do niej doj£µ, temperatura we wnΩtrzu gwiazdy musi wynosiµ co najmniej 10 milion≤w stopni. Z proton≤w (j╣der wodoru) powstaj╣ wtedy j╣dra helu. W procesie tym 0,7 % masy wodoru zamienia siΩ w energiΩ. W gwiazdach o niewielkiej masie, takich jak S│o±ce, zachodzi tylko najprostsza reakcja, znana jako │a±cuch proton-proton. W starszych gwiazdach o wiΩkszej masie nastΩpuj╣ te┐ bardziej z│o┐one reakcje, w kt≤rych powstaj╣ coraz ciΩ┐sze pierwiastki. Temperatura we wnΩtrzu gwiazd ci╣gu g│≤wnego wynosi co najmniej 10 milion≤w oC. W tak wysokiej temperaturze dochodzi do zainicjowania proces≤w syntezy j╣drowej. Temperatura powierzchniowa gwiazd zawiera siΩ w granicach od 3000 do 40 000 oC.
Czerwone olbrzymy.
Starzej╣ca siΩ gwiazda ci╣gu g│≤wnego o masie mniejszej ni┐ trzy masy S│o±ca zawiera j╣dro helowe otoczone pow│ok╣, w kt≤rej wod≤r przemienia siΩ w hel. Promieniowanie wydostaj╣ce siΩ z gwiazdy sprawia, ┐e jej zewnΩtrzne warstwy rozszerzaj╣ siΩ i och│adzaj╣ - gwiazda staje siΩ czerwonym olbrzymem. Temperatura w j╣drze wzrasta, umo┐liwiaj╣c przemianΩ helu w wΩgiel. Po zu┐yciu helu, warstwy zewnΩtrzne odrywaj╣ siΩ, tworz╣c mg│awicΩ planetarn╣, a j╣dro zapada siΩ do postaci bia│ego kar│a. ZewnΩtrzne warstwy czerwonego olbrzyma wypychane s╣ na zewn╣trz pod ci£nieniem promieniowania. W miarΩ rozszerzania siΩ warstwy te och│adzaj╣ siΩ i zmieniaj╣ barwΩ z ┐≤│tej na czerwon╣.
Ch│odne olbrzymy.
Podczas gdy temperatura we wnΩtrzu gwiazd ci╣gu g│≤wnego - takich jak S│o±ce, wynosi oko│o 15 milion≤w stopni, temperatura we wnΩtrzach czerwonych olbrzym≤w dochodzi do 100 milion≤w stopni. Jednak temperatura powierzchniowa czerwonych olbrzym≤w jest ni┐sza ni┐ w przypadku gwiazd ci╣gu g│≤wnego, bowiem ich powierzchnia jest bardziej oddalona od j╣dra. Gdy S│o±ce stanie siΩ czerwonym olbrzymem, co nast╣pi za oko│o 5 miliard≤w lat, jego £rednica wzro£nie z 1,4 miliona km do co najmniej 200 milion≤w km.
Nadolbrzymy.
Gwiazda ci╣gu g│≤wnego o masie co najmniej 10 mas S│o±ca staje siΩ w ko±cu nadolbrzymem. Reaktor j╣drowy w jego wnΩtrzu syntetyzuje coraz ciΩ┐sze pierwiastki w temperaturze kilku miliard≤w oC. Temperatura na powierzchni gwiazdy waha siΩ od 3500 do 50 000 oC, czemu odpowiada du┐a rozpiΩto£µ barw od czerwonej do b│Ωkitnej. Jasno£µ nadolbrzym≤w - nawet o stosunkowo ch│odnej powierzchni - przekracza tysi╣ce razy jasno£µ S│o±ca ze wzglΩdu na wielko£µ powierzchni promieniuj╣cej.
Kosmiczna alchemia.
WiΩkszo£µ znanych obecnie pierwiastk≤w, takich jak wΩgiel, tlen, azot, ┐elazo, powsta│a w wyniku reakcji syntezy j╣drowej we wnΩtrzu masywnych gwiazd.»elazne j╣dra nadolbrzym≤w osi╣gaj╣ temperaturΩ od 3 do 5 miliard≤w stopni. NajwiΩkszy znany nadolbrzym, Betelgeza w gwiazdozbiorze Oriona, ma £rednicΩ przekraczaj╣c╣ 400 razy £rednicΩ S│o±ca, a w jego objΩto£ci zmie£ci│yby siΩ 64 miliony S│o±c. Jasno£µ najbardziej masywnych nadolbrzym≤w - o masie przekraczaj╣cej sto mas S│o±ca - jest oko│o milion razy wiΩksza ni┐ jasno£µ S│o±ca.
Gwiazdy zmienne.
Jasno£µ gwiazd zmiennych wykazuje regularne lub nieregularne zmiany. Zmienne kataklizmiczne, do kt≤rych zaliczamy nowe i supernowe, mog╣ wskutek wybuchu staµ siΩ nagle kilka tysiΩcy razy ja£niejsze. Zmienne pulsuj╣ce, kt≤re na og≤│ s╣ czerwonymi olbrzymami, cyklicznie puchn╣ i kurcz╣ siΩ, co wi╣┐e siΩ odpowiednio z poja£nieniem i pociemnieniem. Zmienne kataklizmiczne i pulsuj╣ce zmieniaj╣ zar≤wno jasno£µ rzeczywist╣, jak i widom╣. W przypadku zmiennych zaµmieniowych zmiany dotycz╣ tylko jasno£ci widomej; spowodowane jest to wzajemnym przes│ania-niem gwiazd w uk│adzie podw≤jnym.
Wskaƒniki odleg│o£ci.
Do gwiazd zmiennych nale┐╣ miΩdzy innymi cefeidy. Ich nazwa pochodzi od pierwszej znanej gwiazdy tego typu, Delta Cephei w gwiazdozbiorze Cefeusza. Okres (czas jednej pulsacji) cefeidy jest £ci£le zwi╣zany z jej jasno£ci╣ rzeczywist╣: im d│u┐szy okres, tym wiΩksza jasno£µ. Por≤wnanie rzeczywistej jasno£ci cefeidy z jasno£ci╣ widom╣ pozwala obliczyµ jej odleg│o£µ. Jasno£µ cefeid jest bardzo du┐a, tote┐ mo┐na je dostrzec nawet w innych galaktykach. Gwiazdy te dostarczaj╣ astronomom najdok│adniejszej metody wyznaczenia odleg│o£ci galaktyk. Nuklosynteza stanowi proces, w wyniku kt≤rego powstaj╣ w gwiazdach coraz bardziej z│o┐one pierwiastki chemiczne. Pierwiastki te zostaj╣ nastΩpnie wyrzucone w przestrze± miΩdzygwiazdow╣, gdzie tworz╣ materiΩ, z kt≤rej zbudowane jest wszystko we Wszech£wiecie - w tym i my sami. Wydajno£µ tego procesu i rodzaj wytworzonych pierwiastk≤w zale┐╣ od masy gwiazdy.
Gwiazdy o ma│ej masie.
We wszystkich gwiazdach proces nukleosyntezy rozpoczyna siΩ od przemiany wodoru w hel w ich j╣drach. Wod≤r to najprostszy i najbardziej rozpowszechniony pierwiastek. Gdy w gwiazdach o masie mniejszej ni┐ dziesiΩµ mas S│o±ca prawie ca│y wod≤r w j╣drze przemieni siΩ w hel, j╣dro zaczyna siΩ zapadaµ, a nastΩpnie ogrzewaµ, doprowadzaj╣c do zap│onu wodoru w pow│oce otaczaj╣cej j╣dro. Gdy wod≤r z pow│oki przemienia siΩ w hel, temperatura w j╣drze wzrasta na tyle, ┐e zostaj╣ zainicjowane reakcje przemiany helu w wΩgiel. Po wyczerpaniu siΩ helu w j╣drze, reakcje syntezy w takich gwiazdach ustaj╣.
Gwiazdy o du┐ej masie.
W gwiazdach, kt≤rych masa przekracza 10 mas S│o±ca, pocz╣tkowe etapy nukleosyntezy przebiegaj╣ podobnie. Gwiazdy masywne zu┐ywaj╣ jednak swe paliwo j╣drowe o wiele szybciej ni┐ gwiazdy o ma│ej masie, poniewa┐ temperatura i ci£nienie w ich wnΩtrzu s╣ o wiele wy┐sze. Podczas gdy w gwieƒdzie takiej jak S│o±ce wod≤r ulega wypaleniu w ci╣gu 10 miliard≤w lat, gwieƒdzie o du┐ej masie mo┐e to zaj╣µ mniej ni┐ 10 milion≤w lat - jedn╣ tysiΩczn╣ tego czasu. Kiedy gwiazda o du┐ej masie spali hel (trwa to oko│o p≤│ miliona lat), wzrost temperatury w jej j╣drze umo┐liwi dalsze reakcje syntezy, w kt≤rych powstan╣ coraz ciΩ┐sze pierwiastki. Pocz╣tkowo wΩglowe j╣dro zapada siΩ, ogrzewaj╣c otaczaj╣c╣ je drug╣ pow│okΩ, zawieraj╣c╣ siΩ wewn╣trz pierwszej pow│oki. Ta nowa pow│oka sk│ada siΩ z helu ulegaj╣cego przemianie w wΩgiel. Tymczasem w j╣drze, w ci╣gu mniej ni┐ tysi╣ca lat, wΩgiel przemienia siΩ w tlen. Podczas gdy j╣dro zapada siΩ, tworzy siΩ wok≤│ niego trzecia pow│oka - tym razem ze spalaj╣cego siΩ wΩgla. Tlen w j╣drze w czasie oko│o 6 miesiΩcy przemienia siΩ w krzem, kt≤ry z kolei w ci╣gu 1 dnia przechodzi w ┐elazo, daj╣c ostatecznie j╣dro ┐elazne o temperaturze 3-5 miliard≤w stopni, otoczone piΩcioma pow│okami, w kt≤rych zachodz╣ nadal reakcje syntezy. Dalsze reakcje syntezy w j╣drze wymagaj╣ dostarczenia energii, wobec czego j╣dro gwa│townie siΩ zapada. Wywo│uje to eksplozjΩ gwiazdy, a w przestrze± zostaje wyrzucona bogata w pierwiastki materia, z kt≤rej p≤ƒniej powstaj╣ inne gwiazdy i planety. Im wiΩksza masa gwiazdy, tym wy┐sza temperatura i ci£nienie w jej wnΩtrzu, i tym wiΩksza r≤┐norodno£µ reakcji syntezy. Zarazem gwiazdy bardziej masywne zu┐ywaj╣ szybciej swoje "paliwo", co sprawia, ┐e umieraj╣ m│odo.