Gwiazda

Z Wikipedii

Gwiazda - ciało niebieskie będące skupiskiem związanej grawitacyjnie materii, w której zachodzą reakcje syntezy jądrowej. Wyzwolona w nich energia jest emitowana w postaci promieniowania elektromagnetycznego, a w szczególności pod postacią światła widzialnego. Gwiazdy mają kształt zbliżony do kuli, zbudowane są głównie z wodoru i helu.

Najbliższa nam gwiazda poza Słońcem, to Proxima (niewidoczna gołym okiem gwiazda związana grawitacyjnie z jasną gwiazdą alfa Centauri), odległa o 39,9 Pm (petametrów) = 4,2 l.y. (lat świetlnych, 1 l.y. = 0,306  pc = 0,946×10¹⁶ m) = 1,29 pc (parseków, 1pc=3,085×10¹⁶ m). Światło z tej gwiazdy biegnie więc 4,2 roku by dotrzeć do Ziemi.

Wiele gwiazd liczy sobie od 1 mld do 10 miliardów lat. Wiek sporej ilości gwiazd może być bliski wiekowi Wszechświata (13,7 miliarda lat). Ich rozmiar zmienia się od kilkunastu kilometrów dla gwiazd neutronowych, do nawet 1000 promieni Słońca w przypadku nadolbrzymów takich, jak Gwiazda Polarna (Polaris) czy Betelgeza (Betelgeuse) w gwiazdozbiorze Oriona. Najbardziej masywną znaną gwiazdą jest Eta Carinae z masą około 100-150 mas Słońca (istnieją sugestie, że maksymalna masa gwiazd jest rzędu 150 mas Słońca).

Najmniejszą znaną gwiazdą, w której zachodzi synteza termojądrowa, jest AB Doradus C, towarzysz AB Doradus A, której masa jest równa tylko 93 masom Jowisza.

Wiele gwiazd jest związanych grawitacyjnie z innymi gwiazdami, tworząc układy podwójne, gromady gwiazd. Gwiazdy nie są jednorodnie rozrzucone we Wszechświecie, ale na ogół zgrupowane w galaktyki liczące od milionów do setek miliardów gwiazd.

Wokół niektórych gwiazd krążą planety.

Niektóre młode gwiazdy otoczone są dyskami protoplanetarnymi.

Gwiazdy widoczne na niebie od dawna łączone były w gwiazdozbiory. Oficjalnego ich pogrupowania dokonała w 1928 Międzynarodowa Unia Astronomiczna (IAU). Wydzielonych zostało 88 gwiazdozbiorów.

Spis treści 1 Nazwa 2 Klasyfikacja gwiazd 3 Słońce - najbliższa gwiazda 4 Astrofizyka gwiazd 5 Budowa gwiazd 6 Powstanie i ewolucja gwiazd 7 Nieastronomiczne gwiazdy 8 Zobacz też 9 Przypisy

[edytuj] Nazwa

Słowo "gwiazda" jest pochodzenia litewsko-słowiańskiego i pierwotnie oznaczało światło (w języku pruskim). W języku greckim gwiazda to αστρον (astron) , w łacińskim "stella" bądź "sidus".

[edytuj] Klasyfikacja gwiazd

Klasyfikacja gwiazd (typy spektralne Morgana-Keenana) zaczyna się od dużych i jasnych gwiazd typu O, a kończy się na gwiazdach klasy M. Rozróżniamy gwiazdy klasy O, B, A, F, G, K, M, R, N, S, co łatwo jest zapamiętać dzięki wierszykowi: "Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweety". Każda klasa ma 9 podklas. Słońce należy do klasy G2.

Większość gwiazd leży na ciągu głównym opisującym zależność jasności gwiazdy od jej typu spektralnego (diagram Hertzsprunga-Russella). W klasyfikacji gwiazd oprócz podania typu spektralnego podaje się również dodatkowo klasę jasności gwiazdy (klasy I do VII).

[edytuj] Słońce - najbliższa gwiazda

Najbliższą nam gwiazdą jest Słońce. Masa przeciętnej gwiazdy zbliżona jest do masy Słońca. Masa Słońca to M_S = 1,9889 * 10³⁰kg, jego promień (równikowy) R_S = 6,959 * 10⁸m. Średnia gęstość Słońca jest niewielka i wynosi około 1 g/cm³, czyli tyle ile wynosi gęstość wody. Produkowana jasność Słońca L_S = 3,826 * 10²⁶Js ^{− 1}. Liczba cząstek jest rzędu 10⁵⁷. Temperatura we wnętrzu Słońca sięga T_c = (13,7 − 16,0) * 10⁶K gęstość: ρ_c = 9,0 * 10⁴kgm ^{− 3} a ciśnienie: P_c = 1,65 * 10¹⁶Pa. Gwiazdy podobnego typu jak Słońce można uważać za idealny zjonizowany gaz wodorowy (71% masy, 92% objętości) i helowy (27% masy, 7% objętości).

Słońce okrąża naszą Galaktykę w odległości od 25 000 do 28 000 lat świetlnych od centrum Galaktyki ze średnią prędkością 217 km/s.

[edytuj] Astrofizyka gwiazd

W wyniku wysokiej temperatury i kwantowego zjawiska tunelowania w gwiazdach zachodzą reakcje termojądrowe, które uwalniają olbrzymie ilości energii w postaci promieniowania w zakresie od fal gamma do podczerwieni. Promieniowanie to rozproszone na materii rozgrzewa ją i w postaci promieniowania cieplnego jest emitowane przez gwiazdę. Syntezie jądrowej w środku gwiazdy towarzyszy również promieniowanie neutrin. Synteza helu we wnętrzu Słońca zachodzi w całej objętości jądra gwiazdy – taką własność mają gwiazdy ciągu głównego na diagramie Hertzsprunga-Russella. Synteza cięższych pierwiastków wymaga wyższych temperatur, gęstości i trwa krócej:

Synteza pierwiastków (do żelaza)	Temperatura v  miliony K	gęstość  (kg/cm3)	Czas trwania syntezy
H	40	0,006	10 miliardów lat
He	190	1,1	1 milion lat
C	740	240	12 000 lat
N	1 600	7400	12 lat
O	2100	16 000	4 lata
S/Si	3400	50 000	1 tydzień
żelazne jądro	10 000	10 000 000	-

Masa gwiazd jest najważniejszym czynnikiem decydującym o szybkości reakcji termojądrowej i tym samym historii gwiazdy. Każda gwiazda powstaje ze skupiska gazu międzygwiezdnego (głównie wodoru), kurczącego się pod wpływem grawitacji. W tym skomplikowanym, niezbyt dobrze przez astronomów rozumianym procesie, powstają ciała niebieskie o najróżniejszych masach. Istnieje minimalna masa, którą składające się z wodoru ciało niebieskie musi mieć by osiągnąć w swoim środku temperatury potrzebne do zaistnienia reakcji termojądrowych. Jest to około 0,08 masy Słońca. Obiekty o masie mniejszej niż ta (lecz nadal dużo większej niż masa Jowisza) są nazywane brązowymi karłami i nie są uważane za gwiazdy.

[edytuj] Budowa gwiazd

Obowiązujący model wnętrza gwiazdy opiera się w większości na obserwacjach Słońca. Nie jesteśmy w stanie mierzyć zachodzących tam procesów bezpośrednio, ale, podobnie, jak w przypadku badań wnętrza Ziemi, możemy obserwować fale sejsmiczne, w tym przypadku fale podłużne.

Jądro to materia w samym centrum gwiazdy. To tutaj (i tylko tutaj, w przypadku gwiazd ciągu głównego) zachodzi proces syntezy jądrowej. Chociaż panujące ciśnienie sprawia, że materia jest około 160 razy gęstsza od wody, występuje ona w formie gazowej, a to dzięki temperaturze rzędu 140 mln. K. Fuzja jądrowa utrzymuje się w stanie samopodtrzymującej się równowagi. Kiedy jej tempo wzrasta, jądro ogrzewa się i rozszerza, co prowadzi do spadku tempa fuzji. Analogicznie, jeżeli tempo spadnie, jądro ochłodzi się i zmniejszy swoje rozmiary, w rezultacie zwiększając tempo fuzji.

Warstwa promienista i konwektywna to obszary między jądrem a fotosferą gwiazdy. W nich zachodzi przewodzenie ciepła (energii) wytworzonej w jądrze w postaci wysokoenergetycznych fotonów (gamma i rentgenowskich. W warstwie promienistej materia jest wystarczająco gorąca i gęsta, by proces ten zachodził dzięki promieniowaniu cieplnemu, w warstwie konwektywnej natomiast przepływ ciepła zapewnia konwekcja ^[1] .

W przypadku gwiazd kilka razy większych od Słońca warstwa konwektywna znajduje się nad jądrem, a warstwa promienista w zewnętrznych warstwach gwiazdy. Dla gwiazd podobnych do Słońca, rozmieszczenie to jest odwrotne, czerwone karły natomiast w ogóle nie posiadają warstwy promienistej.

[edytuj] Powstanie i ewolucja gwiazd

Gwiazdy o masie większej niż podane minimum, po osiągnięciu wystarczającej temperatury w wnętrzu, zaczynają spalać swój wodór, przekształcając go w hel w reakcji termojądrowej. Tempo tego procesu zależy przede wszystkim od masy gwiazdy.

W pewnym momencie wodór we wnętrzu gwiazdy musi się jednak skończyć. Następuje to tym szybciej im większa jest gwiazda. Jeżeli gwiazda jest wystarczająco masywna, w jej wnętrzu może wytworzyć się dostatecznie wysoka temperatura, by doszło do kolejnego stadium reakcji termojądrowych – syntezy helu w węgiel, a dalej kolejnych, jeszcze cięższych pierwiastków w miarę wzrostu temperatury.

W zależności od masy początkowej protogwiazdy ewolucja gwiazdy może przebiegać kilkoma szlakami (patrz artykuł ewolucja gwiazd):

• protogwiazda → czerwony karzeł
• protogwiazda → gwiazda ciągu głównego typu naszego Słońca → czerwony olbrzym → mgławica planetarna → biały karzeł
• protogwiazda → błękitny nadolbrzym → czerwony olbrzym → supernowa → gwiazda neutronowa
• protogwiazda → błękitny nadolbrzym → supernowa → czarna dziura
• protogwiazda → błękitny nadolbrzym → czarna dziura

Niektóre młode gwiazdy mogą wyrzucać strumień materii (dżet) i wtedy zalicza się je do obiektów typu Herbig-Haro. Masywne gwiazdy przechodzą przez stadium gwałtownej eksplozji obserwowanej jako wybuch supernowej. Większość materii gwiazdy jest wyrzucana na zewnątrz, co wyzwala ogromną ilość energii, a gwiazda jest przez pewien czas najjaśniejszym obiektem w galaktyce. Z kolei część masy w środku jest ściskana do tego stopnia, że protony i elektrony łączą się w neutrony, tworząc gwiazdę neutronową. Jeżeli pozostała po wybuchu supernowej gwiazda neutronowa ma masę większą od 3-5 mas Słońca, proces kurczenia się gwiazdy pod wpływem grawitacji postępuje dalej, aż gwiazda zapada się tworząc czarną dziurę.

Ścieżka ewolucji gwiazdy może przebiegać inaczej, jeśli gwiazda należy do ciasnego układu podwójnego, w którym możliwy jest przepływ materii między towarzyszami lub w trakcie ewolucji "zderzy" się z obłokiem gazowo-pyłowym i wchłonie go.

[edytuj] Nieastronomiczne gwiazdy

• Gwiazda Poranna, Gwiazda Wieczorna
• Gwiazda Śmierci
• spadająca gwiazda

[edytuj] Zobacz też

• przegląd zagadnień z zakresu astronomii i astronautyki,
• lista najjaśniejszych gwiazd w poszczególnych gwiazdozbiorach,
• gwiazdy położone najbliżej Ziemi,
• najjaśniejsze gwiazdy,
• ewolucja gwiazd,
• diagram Hertzsprunga-Russella.

Przypisy