Gwiazdy - żyć szybko, umierać młodo

"Koń, jaki jest, każdy widzi" - brzmiało hasło "koń" w pierwszej polskiej encyklopedii. Podobnie wiele osób może dzisiaj powiedzieć o gwiazdach. Gwiazda, jaka jest, każdy widzi i to bez względu na to, czy mamy na myśli Angelinę Jolie czy Syriusza w gwiazdozbiorze Wielkiego Psa. Gdyby to było takie proste, Wszechświat byłby niezmiernie nudny. Na szczęście już pobieżny obserwator, zadzierając głowę do góry, stwierdzi, że różne gwiazdy różnie świecą. I jest to zależnie nie tylko od odległości między nimi a nami, ale też od rozmiarów tych gwiazd i temperatury ich powierzchni.

Na początku XX wieku (tak, tak, to nie pomyłka) duński astronom Ejnar Hertzsprung zauważył zależność między temperaturą powierzchni gwiazdy a jej barwą. W 1913 roku astronom Henry Russell posunął naprzód i uzupełnił przemyślenia Hertzsprunga i tak powstał diagram Hertzsprunga-Russela (w skrócie H-R) klasyfikujący wszystkie nam znane gwiazdy ze względu na ich temperaturę powierzchniową, barwę i masę. A po co się bawić w takie klasyfikowanie, ktoś zapyta. Ano ważne to jest wielce, ponieważ masa gwiazdy i jej temperatura mogą nam powiedzieć, jaki los stanie się jej udziałem. Czy będzie dogorywać sobie pocichu nie doczekawszy nawet jednej reakcji termojądrowej niczym skromna stara panna nie zaznawszy mężczyzny, czy wprost przeciwnie żyć będzie rozrzutnie, hucznie, ale krótko i będzie można, patrząc na jej koniec, powiedzieć: "jaka piękna katastrofa".

h-r

Diagram H-R. Obrazek stąd

Niektóre gwiazdy mają bardzo niską masę i w trakcie swojego "życia" niezmiernie powoli przemieniają w reakcjach termojądrowych wodór w hel. Nigdy nie osiągną temperatury potrzebnej do zainicjowania syntezy helu po wyczerpaniu się zapasów wodoru. Stają się czerwonymi karłami. Wypromieniowują energię, jaką udało im się zgromadzić, ochładzają się stopniowo i przechodzą w stadium brązowych karłów a potem czarnych. Na diagramie H-R są na dole po prawej, pod gwiazdami ciągu głównego. Ponieważ cały ten proces trwa niezmiernie długo (miliardy lat), Wszechświat jest jeszcze zbyt młody, by gwiazdy-mikrusy zdążyły osiągnąć stadium czarnego karła.

Gwiazdy "normalne", czyli gwiazdy ciągu głównego żyją jak porządna gwiezdna klasa średnia. Przelewać to się może nie przelewa i rozrzutnie żyć nie mogą, ale strasznej biedy również nie ma. Po rozpoczęciu przemiany wodoru w hel praktycznie niezmiennie funkcjonują przez kilka miliardów lat. W chwili, gdy skończą się zapasy wodoru i będą musiały spalać hel, a potem kolejne cięższe pierwiastki, gwałtownie puchną (no, gwałtownie w skali kosmicznej, czyli na przestrzeni milionów lat) i stają się czerwonymi olbrzymami. Słońce jako czerwony olbrzym za kilka miliardów lat wchłonie Merkurego, Wenus i Ziemię, a jego powierzchnia będzie sięgała niemal orbity Marsa.

cykl słońca

Cykl życiowy Słońca. Obrazek stąd

Będąc w "podeszłym wieku" odrzucają zewnętrzne warstwy jako mgławicę planetarną i stają się białymi karłami z bardzo wysoką temperatura powierzchni. Ponieważ jednak nie mogą dalej syntezować pierwiastków (cała zabawa kończy się na dojściu do żelaza, które jest tak stabilne, że nie pali się w żadnej reakcji termojądrowej), stopniowo stygną, stając się czerwone, potem brązowe i w końcu czarne.

Inny los czeka gwiazdy znajdujące się w lewym i prawym górnym roku diagramu H-R. To olbrzymy i nadolbrzymy. Biało-niebieskie charakteryzują się ogromną temperaturą powierzchni (nawet 50000 st. C), czerwone są chłodniejsze (do 3500 st. C). Te gwiazdy funkcjonują tak, jakby za motto obrały sobie powiedzenie "żyć szybko i umierać młodo". Ponieważ mają ogromne masy, bardzo szybko zużywają cały zapas wodoru. Największe "przeskakują" stadium ciągu głównego. Stają się niestabilne. Kończą żywot jako gwiazdy neutronowe lub czarne dziury po efektownym "bum" w postaci wybuchu supernowej.

Po obu końcach "masowych" natkniemy się na ekstrema. Najmniejszą znaną gwiazdą, w której zachodzą reakcje termojądrowe, jest AB Doradus C, towarzysz AB Doradus A ważąca tyle co 95 Jowiszów (Słońce jest 1000 razy cięższe niż Jowisz). Najbardziej masywną znaną gwiazdą jest Eta Carinae z masą około 100-150 mas Słońca. Gdyby ją "wtłoczyć" w nasz Układ Słoneczny, jej górne warstwy sięgnęłyby powierzchni Saturna. Właściwie z czystym sumieniem możemy uznać, że jej dni są policzone.


0 komentarze :

Prześlij komentarz