Gwiazdy ciągu głównego

Report
GWIAZDY CIĄGU GŁÓWNEGO
CIĄG GŁÓWNY
Ciąg główny na diagramie Hertzsprunga
Russella przedstawia krzywą, wzdłuż której zgrupowana
jest większość gwiazd z okolic Słońca. Gwiazdy na niej
położone nazywa się gwiazdami ciągu
głównego lub karłami. Najzimniejsze z nich to czerwone
karły. Ciąg główny nie jest
jedynie wąską linią na wykresie. Ma rozmyty charakter.
Jest wiele powodów tego rozmycia, ale jednym z
zasadniczych jest fakt, że masa gwiazdy nie jest jedynym
parametrem determinującym ewolucję gwiazdy. Innymi
parametrami są: pole magnetyczne, prędkość obrotowa
gwiazdy, a przede wszystkim skład chemiczny.
Słońce jest gwiazdą ciągu głównego już od około 5
miliardów lat i będzie na nim przebywać jeszcze drugie
tyle. Gdy wodór w jądrze zostanie wypalony, gwiazda
powiększy się i stanie się na pewien czas czerwonym
olbrzymem.
Gwiazdy ciągu głównego to ciała niebieskie wysyłające
energię świetlną powstałą w wyniku reakcji syntezy
wodoru w hel. Masa gwiazdy waha się od 1/12 masy Słońca
do około 150 mas Słońca.
Jasność gwiazdy jest mierzona w wielkościach
gwiazdowych; obiekt 1 wielkości gwiazdowej jest około 2,5
razy jaśniejszy od obiektu 2 wielkości. Wielkość gwiazdowa,
inaczej magnitudo (m) może być ujemna (czym bardziej
ujemna tym jasność jest większa). Obserwowana wielkość
gwiazdowa odpowiada jasności widzianej z Ziemi.
Absolutna wielkość gwiazdowa to taka, jaką
przypisalibyśmy gwieździe, gdybyśmy obserwowali ją z
odległości 10 parseków (32,5 roku świetlnego). Światło
gwiazdy możemy rozszczepiać w celu zbadania jej widma.
Ciemne prążki w widmie (linie absorpcyjne) znajdują się w
charakterystycznych położeniach odpowiadających
poszczególnym pierwiastkom i na ich podstawie można
określić skład chemiczny atmosfery gwiazdy.
Chłodniejsze gwiazdy, takie jak czerwone,
pomarańczowe czy żółte karły, mają dużo mniejsze
rozmiary oraz jasności niż gwiazdy innych kolorów.
Gorętsze niebieskie oraz białe gwiazdy są jednak tak
duże, że różnica w tych parametrach pomiędzy nimi a
tak zwanymi "gigantami" nie jest już aż tak duża, dla
największych gwiazd wręcz nie da się jej bezpośrednio
obserwować. Dla tych gwiazd terminy "karzeł„
oraz "gigant" odnoszą się do różnic w liniach
spektralnych, które wskazują na to, czy gwiazda
znajduje się na ciągu głównym, czy nie. Niemniej
jednak bardzo gorące gwiazdy ciągu głównego,
pomimo że mają one w przybliżeniu te same rozmiary
i jasność, co olbrzymy o tej samej temperaturze, w
dalszym ciągu nazywa się "karłami".
Każda gwiazda emituje cząstki w
postaci wiatru gwiazdowego, co skutkuje
ciągłym odpływem jej materii w
przestrzeń kosmiczną. W przypadku
większości gwiazd ubytek ten jest
praktycznie niezauważalny – na przykład
Słońce w ciągu roku traci 10−14, przez cały
okres jego życia złoży się to na 0,01%
całkowitej masy. Wielkie gwiazdy mogą
jednak przez rok stracić od 10−7 do
10−5, co istotnie wypływa na przebieg ich
ewolucji. Gwiazdy o masie początkowej
przewyższającej 50 mogą podczas obecności
na ciągu głównym pozbyć się w ten sposób
ponad połowy swojego budulca. Planety
oddziałuje na wiatr gwiazdowy i tworzy
łukową falę uderzeniową.
Czas, którą gwiazda spędzi na ciągu
głównym, zależy w przeważającym stopniu
od ilości paliwa, jaką dysponuje, oraz tempa
przebiegu procesu jego spalania, to znaczy od
masy początkowej oraz jasności gwiazdy.
Szacuje się, że w wypadku Słońca ten etap
życia potrwa 10 miliardów lat. Według
obowiązujących teorii wszystkie gwiazdy o
Masach początkowych mniejszych od 0,8,
niezależnie od tego, kiedy powstały, powinny
znajdować się na ciągu głównym .
GWIAZDY MAŁO MASYWNE
Najmniejsze gwiazdy – czerwone karły (o masie 0,08-0,4) – zwiększają
swoją temperaturę i na krótko zyskują barwę niebieską, po czym
stopniowo kurczą się, aż nie staną się białymi karłami
 Gwiazdy o masie pomiędzy 0,4 a 8 kończą swój pobyt na ciągu głównym
przejściem do fazy następujących po sobie naprzemiennie kolapsów i
rozszerzeń. W czasie kolapsu temperatura jądra gwiazdy rośnie, w
wyniku czego reakcje fuzji zaczynają zachodzić także w warstwach
gwiazdy bezpośrednio do niego przylegających. Powstająca w ten sposób
nadwyżka energii powoduje rozszerzanie i schładzanie zewnętrznych
warstw gwiazdy, przez co przyjmuje ona coraz bardziej czerwony kolor.
 Czerwony olbrzym o masie do 2,25 kontynuuje fuzję wodoru w
powłokach otaczających jądro. W końcu centrum gwiazdy zastaje
ściśnięte dostatecznie, aby rozpocząć syntezę węgla i tlenu z helu, w
miarę jej przebiegu gwiazda stopniowo zmniejsza rozmiar, a
temperatura jej powierzchni rośnie. W większych gwiazdach jądro po wyczerpaniu
wodoru przechodzi bezpośrednio do spalania helu. Gdy hel w jądrze zostanie
zużyty, synteza jest kontynuowana w powłoce wokół węglowo-tlenowego centrum.

DUŻE GWIAZDY
Wielkie gwiazdy, o masie przynajmniej 8, podczas fazy spalania helu w
węgiel rozszerzają się, tworząc czerwone nadolbrzymy. Po wyczerpaniu
helu w jądrze zdolne są one przeprowadzać tam fuzję cięższych
pierwiastków.
Aby do tego doszło, jądro stopniowo kurczy się, a rosnące w nim
temperatura oraz ciśnienie powodują w końcu "zapłon" węgla.
Analogiczny proces zachodzi następnie dla neonu,tlenu oraz krzemu. Gdy w
czerwonym nadolbrzymie nastąpi spowolnienie reakcji jądrowych, może on
wejść w analogiczną do błękitnego olbrzyma fazę, nazywaną błękitnym
nadolbrzymem, przed osiągnięciem tego stadium gwiazda przechodzi przejściową
fazę żółtego nadolbrzyma
Końcowy etap życia takiej gwiazdy nadchodzi z chwilą, gdy zaczyna ona
produkować radioaktywny izotop niklu 56Ni, rozpadający się szybko
do kobaltu 56Co i
ostatecznie do trwałego izotopu żelaza 56Fe.
 Największe gwiazdy (>30) po przejściu niestabilnej fazy jasnej błękitnej gwiazdy
zmiennej przeobrażają się w gwiazdy Wolfa-Rayeta, których zewnętrzne warstwy
atmosfery
rozdziera potężny wiatr gwiazdowy, powodujący znaczny ubytek masy.

EWOLUCJA GWIAZD
Duży wpływ na ewolucję gwiazdy ma ilość
wchodzących w jej skład pierwiastków
cięższych od helu. W astronomii wszystkie takie
pierwiastki uważane są za metale, a
charakterystyka określająca ich stężenie nosi
nazwę metaliczności. Metaliczność oddziałuje na
to, w jakim czasie gwiazda spali swoje
paliwo, wpływa na kształt jej pola magnetycznego
oraz determinuje siłę wiatru gwiazdowego. Obłoki
z czasem wzbogaca coraz więcej metali
pochodzących od gwiazd, które, kończąc swe życie,
uwalniają je w przestrzeń kosmiczną. Pobyt
gwiazdy na ciągu głównym dobiega końca wraz z
wyczerpaniem wodoru w jądrze, całkowicie
zamienionego w hel w wyniku reakcji nuklearnych.
EWOLUCJA PO CIĄGU GŁÓWNYM
Dysk akrecyjny
Brązowy
karzeł
Protogwiazda
Czerwony karzeł
Protogwiazda
Czerwony karzeł
Brązowy karzeł
Gwiazda ciągu
głównego
Czerwony olbrzym
Biały karzeł
Czerwony
olbrzym
Gwiazda ciągu
gł. i biały karzeł
Czerwony
olbrzym
Czerwony
nadolbrzym
Mgławica
planetarna
Czerwony
nadolbrzym
Błękitny
olbrzym
Supernova
Błękitny
olbrzym
Supernova
Hiperolbrzym
Gwiazda
neutronowa
Hiperolbrzym
Gwiazda
neutronowa
Pulsar
Czarna dziura
Czarna Dziura
Ciąg główny na diagramie Hertzsprunga
Russella przedstawia krzywą, wzdłuż której
zgrupowana jest większość gwiazd z okolic Słońca. Gwiazdy na niej położone
nazywa się gwiazdami ciągu głównego lub karłami.
 Gwiazdy ciągu głównego to ciała niebieskie wysyłające energię świetlną
powstałą w wyniku reakcji syntezy wodoru w hel. Masa gwiazdy waha się od
1/12 masy Słońca do około 150 mas Słońca.
 Najmniejsze gwiazdy – czerwone karły (o masie 0,08-0,4)
 Czerwony olbrzym masa do 2,25
 Wielkie gwiazdy, o masie przynajmniej 8, podczas fazy spalania helu w
węgiel rozszerzają się, tworząc czerwone nadolbrzymy
 Największe gwiazdy (>30) po przejściu niestabilnej fazy jasnej błękitnej
gwiazdy zmiennej przeobrażają się w gwiazdy Wolfa-Rayeta, których
zewnętrzne warstwy atmosfery rozdziera potężny wiatr gwiazdowy,
powodujący znaczny ubytek masy
 Duży wpływ na ewolucję gwiazdy ma ilość
pierwiastków cięższych od helu. W astronomii wszystkie takie pierwiastki
uważane są za metale, a charakterystyka określająca ich stężenie nosi
nazwę metaliczności. Metaliczność oddziałuje na to, w jakim czasie gwiazda spali
Swoje paliwo, wpływa na kształt jej pola magnetycznego
oraz determinuje siłę wiatru gwiazdowego.


similar documents