Gwiazda
From Celestia
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 Betelgeuse (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 |
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).
Słońce - najbliższa gwiazda
Najbliższą nam gwiazdą jest Słońce.
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.
Źródło
Źródło: Wikipedia (autorzy, na licencji CC-BY-SA 3.0)
