gwiazdy
 
Encyklopedia
gwiazdy,
obiekty astronomiczne — kule gazowe o masach porównywalnych z masą Słońca, świecące przez znaczną część życia wskutek zachodzących w nich reakcji termojądrowych.
Gołym okiem można dostrzec na niebie ok. 6000 gwiazd z 1011 gwiazd należących do naszej Galaktyki. Blask gwiazd może się znacznie zmieniać (gwiazdy zmienne, np. nowe, supernowe). Odległości gwiazd są wyznaczane na podstawie pomiaru ich paralaks rocznych lub też porównania ich jasności absolutnej i obserwowanej; najbliższą gwiazdą (prócz Słońca) jest Proxima (4,2 lat świetlnych). Masy gwiazd wyznaczane na podstawie III prawa Keplera z ruchów gwiazd podwójnych, są zawarte w granicach od kilku setnych do 100 mas Słońca. Pod względem wielkości rozróżnia się nadolbrzymy (promienie do 1000 razy większe od promienia Słońca), olbrzymy, karły (do których należy Słońce), białe karły (promień porównywalny z promieniem Ziemi), gwiazdy neutronowe (promień rzędu 10 km); gwiazdy te różnią się bardzo między sobą średnią gęstością (); np. Antaresa (nadolbrzym) wynosi 10–6 ( — średnia gęstość Słońca), Arktura (olbrzym) — 4 · 10–4 , Syriusza B (biały karzeł) — ok. 105, gwiazdy neutronowej — ok. 1012. Temperatura powierzchniowa określa wygląd widma (klasyfikacja widmowa gwiazd) oraz barwę gwiazd; dla gwiazd ciągu głównego na diagramie Hertzsprunga–Russella zawiera się w granicach od poniżej 3000 K do ok. 50 000 K. Większość gwiazd występuje w galaktykach, w których część z nich tworzy gromady (gwiazd gromady).
Ewolucja gwiazd, ciąg zmian w strukturze gwiazd, zachodzących w czasie ich istnienia. Przyczyną ewolucji gwiazd jest zmiana składu chemicznego materii w wyniku reakcji termojądrowych, stanowiących źródło energii promieniowanej przez gwiazdy. Przebieg i szybkość zmian ewolucyjnych zależą głównie od masy gwiazd. Gwiazdy powstają najprawdopodobniej w wyniku samograwitacyjnego kurczenia się obłoków materii międzygwiazdowej; po zakończeniu procesu kontrakcji, tzn. po osiągnięciu przez protogwiazdę stanu równowagi hydrostatycznej i termicznej, w gwiazdach o masach większych od 0,08 masy Słońca rozpoczyna się termojądrowa przemiana atomów wodoru w atomy helu, tzw. spalanie wodoru (obiekty o masie mniejszej niż 0,08 masy Słońca nigdy nie osiągają we wnętrzu temperatury zapłonu wodoru, nie zalicza się ich więc do gwiazd, tylko do obiektów podgwiazdowych, zwanych brązowymi karłami). Czas trwania tej fazy, zwanej fazą ciągu głównego (gdyż gwiazda znajduje się wówczas na ciągu głównym na diagramie Hertzsprunga–Russella), zależy w dużym stopniu od początkowej masy gwiazd i zawiera się w granicach od ok. 10 mln lat dla gwiazd o masie ok. 1,5 masy Słońca do ponad 10 mld lat dla gwiazd o masach Słońca. Po wyczerpaniu się wodoru we wnętrzu dalsza ewolucja gwiazd przebiega znacznie szybciej. Jądro gwiazdy kurczy się i ogrzewa, części zewnętrzne natomiast rozszerzają się i stygną; gwiazda wchodzi w fazę czerwonego olbrzyma. Głównym źródłem energii jest spalanie wodoru w cienkiej warstwie otaczającej helowe jądro. Dalsze losy gwiazdy zależą od jej masy; gwiazdy o masach mniejszych od ok. 2 mas Słońca pozostają w tej fazie przez dłuższy czas, dopóki masa jądra helowego nie osiągnie krytycznej wartości ok. 0,48 mas Słońca; temperatura w jej wnętrzu osiąga wówczas wartość rzędu 100 mln K, wystarczającą do zapoczątkowania reakcji przemiany helu w węgiel i tlen. Po wyczerpaniu helu w jądrze, tlenowo-węglowe jądro kurczy się jeszcze bardziej, a otoczka rozszerza się, gwiazda wchodzi w krótką fazę mgławicy planetarnej. W gwiazdach o masach mniejszych od ok. 0,7 masy Słońca nie występuje zapalanie się helu w jądrze i gwiazdy te bezpośrednio przechodzą w stadium mgławicy planetarnej; po wyczerpaniu reszty zapasów paliwa jądrowego, jądro mgławicy planetarnej zaczyna stygnąć, przechodząc w fazę białego, a następnie czarnego karła; czas stygnięcia jest bardzo długi, rzędu mld lat. W gwiazdach o masach większych od ok. 2,5 mas Słońca po zakończeniu fazy ciągu głównego zapala się hel w jądrze i gwiazdy pozostają w fazie czerwonego olbrzyma aż do chwili utworzenia jądra węglowo-tlenowego. Jeżeli masa gwiazdy jest mniejsza od ok. 8 mas Słońca, jądro węglowe zapala się gwałtownie po osiągnięciu masy ok. 1,4 masy Słońca i gwiazda kończy ewolucję prawdopodobnie jako supernowa. W gwiazdach o masach początkowych większych od ok. 8 mas Słońca najpierw zapala się węgiel, a następnie tlen, neon, magnez, krzem i nikiel; końcowym produktem jest jądro żelaza, które z braku dalszych źródeł energii termojądrowej gwałtownie zapada się grawitacyjnie (zapadanie grawitacyjne), wytwarzając gwiazdę neutronową, a w szczgólnych przypadkach czarną dziurę, warstwy zewnętrzne natomiast ekspandują w wybuchu bardzo jasnej supernowej. Końcowe stadia ewolucji gwiazd nie są jeszcze dobrze poznane.
Gwiazdy magnetyczne, karły typów widmowych B, A i F mające silne pola magnetyczne o indukcji rzędu 0,1 tesli i większej; w ich atmosferach występują duże — w stosunku do Słońca — nadwyżki niektórych pierwiastków ciężkich; wykazują zmiany obserwowanych charakterystyk z okresem rotacji; wśród najchłodniejszych gwiazd magnetycznych wykryto regularne zmiany blasku o małej (rzędu 1% lub mniej) amplitudzie i krótkich (ok. 10 min) okresach, będące przypuszczalnie wynikiem pulsacji nieradialnych.
Gwiazdy neutronowe, obiekty gwiazdowe o niewielkim promieniu (rzędu 10 km) i bardzo dużej gęstości (średnio 1017 kg/m3), zbudowane z materii składającej się głównie z neutronów. Gwiazda neutronowa jest końcowym stadium ewolucji gwiazd o masach ok. 5–30 mas Słońca; powstaje podczas wybuchu supernowej typu II w wyniku grawitacyjnego zapadnięcia zdegenerowanego jądra węglowego; w jej wnętrzu nie ma czynnych źródeł energii; struktura gwiazdy neutronowej jest określona przez warunek równowagi siły grawitacji i ciśnienia materii neutronowej. Teoretyczne modele gwiazd neutronowych przewidują następujący schemat ich budowy: warstwa zewnętrzna grubości od kilku do kilkunastu cm tworzy atmosferę gwiazdy neutronowej zbudowaną z gorącej plazmy o temperaturze (w chwili powstania) rzędu 1010 K. Bezpośrednio pod atmosferą, do głębokości ok. 1 km, rozciąga się krystaliczna skorupa zbudowana głównie z jąder żelaza, chromu, niklu, kobaltu i jąder innych pierwiastków grupy żelaza. W miarę wzrostu głębokości, w coraz większym stopniu następuje tzw. neutronizacja materii (zdegenerowana materia w coraz większym stopniu składa się z trwałych neutronów); na głębokości ok. 5 km materia przechodzi w postać zdegenerowanej kwantowej cieczy neutronowej (ciecz kwantowa). W samym wnętrzu znajduje się najprawdopodobniej twarde jądro o gęstości rzędu 1018 kg/m3 zbudowane z cząstek subjądrowych (mezonów, hiperonów i in.). Stabilne gwiazdy neutronowe mogą mieć masy od ok. 1,4 do 3 mas Słońca. W obiektach o mniejszych masach gęstość jest niewystarczająca do rozpoczęcia neutronizacji materii, natomiast obiekty o większych masach nie mogą być podtrzymywane przez ciśnienie neutronów i zapadają się dalej, tworząc czarne dziury. Gwiazdy neutronowe o szczególnie silnym polu magnetycznym (ok. 1011 T) noszą nazwę magnetarów. W wyniku zapadania gwiazdy znacznemu przyspieszeniu ulega jej obrót: młode gwiazdy neutronowe mają okresy obrotu rzędu setnych części sekundy. Silne pola magnetyczne przy powierzchni oraz szybki obrót wywołują zjawiska pozwalające obserwować gwiazdy neutronowe w postaci pulsarów radiowych. Akrecja materii na gwiazdy neutronowe w układzie podwójnym jest przyczyną świecenia bersterów.
Gwiazdy Wolfa–Rayeta, gwiazdy o bardzo dużych temperaturach powierzchniowych (ok. 50 tysięcy K) i stosunkowo dużych jasnościach absolutnych (–2m do –4m), charakteryzujące się obecnością w widmie linii emisyjnych wodoru i helu oraz, niekiedy — węgla i azotu; mają rozległe atmosfery, z których następuje wypływ materii z dużymi prędkościami (ok. 2000 km/s). Prawdopodobnie gwiazdy te odpowiadają późnym stadiom ewolucji gwiazd masywnych, poprzedzającym stadium białego karła; pierwsze gwiazdy tego typu odkryli astronomowie francuscy: Ch.J.E. Wolf i G.A.P. Rayet.
Gwiazdy zmienne, gwiazdy zmieniające jasność obserwowaną (blask) w czasie krótkim w porównaniu z czasem ich zmian ewolucyjnych. Zmiany jasności gwiazdy mogą występować w wąskich przedziałach widma (np. w niektórych liniach widmowych), szerokich przedziałach widma (np. w zakresie widzialnym), a także w całym obserwowanym zakresie widma elektromagnetycznego. Przyczyny zmian jasności gwiazd zmiennych mogą być geometryczne lub fizyczne. Te pierwsze decydują o zmienności ciasnych gwiazd podwójnych (gwiazdy zaćmieniowe), wywołują również np. zmiany jasności gwiazd soczewkowanych, tj. gwiazd, których jasność wzrasta jednorazowo na kilka dni lub tygodni, wskutek przewidzianego przez ogólną teorię względności efektu soczewkowania grawitacyjnego. Przyczyny fizyczne, występujące w gwiazdach pojedynczych, decydują o zmienności supernowych (wybuch), pojedynczych gwiazd aktywnych, tj. gwiazd wykazujących dużą aktywność magnetyczną (powstawanie i zanik podobnych do słonecznych plam gwiazdowych, rozbłyski) oraz gwiazd pulsujących, czyli gwiazd zmiennych, w których zmiany jasności są związane z okresowym pęcznieniem i kurczeniem się gwiazdy sferycznej (pulsacje radialne) lub okresową zmianą kształtu gwiazdy (pulsacje nieradialne). Najważniejsze typy gwiazd pulsujących radialnie to cefeidy, gwiazdy typu RR Lyrae i gwiazdy typu δ Scuti. Cefeidy klasyczne (typu δ Cephei) są to bardzo jasne nadolbrzymy typów widmowych F, G i K, zmieniające blask z okresami od ok. 1 do 100 dni i z amplitudą do 2 wielkości gwiazdowych; są gwiazdami skrajnej populacji I o masach powyżej 3 mas Słońca; ścisła zależność istniejąca między jasnościami absolutnymi cefeid i ich okresami zmian służy do wyznaczania odległości do układów gwiazdowych, w których się one znajdują. Charakterystyki obserwacyjne podobne do cefeid klasycznych mają cefeidy populacji II (typu W Virginis) o masach równych 0,5–0,8 masy Słońca. Gwiazdy pulsujące typu RR Lyrae są olbrzymami o masach równych 0,5–0,7 masy Słońca, typu widmowego A, o okresach zmian ok. 0,2–1 doby oraz amplitudach równych 0,5–2 wielkości gwiazdowych; wszystkie mają niemal jednakowe jasności absolutne (ok. 100 razy większe od Słońca), co pozwala na wykorzystanie ich do wyznaczania odległości, podobnie jak w przypadku cefeid; są gwiazdami skrajnej populacji II i często występują w gromadach kulistych. Gwiazdy pulsujące typu δ Scuti są gwiazdami ciągu głównego typu widmowego A, o okresach zmian ok. 0,5–5 h i amplitudach mniejszych niż 0,9 wielkości gwiazdowej; mają masy ok. 2 mas Słońca. Do gwiazd pulsujących radialnie należą też chłodne gwiazdy typu Mira Ceti — tzw. Miry, RV Tauri i R Coronae Borealis; wszystkie one mają długie (sięgające paru lat), nieregularne okresy zmian i znaczne amplitudy zmian blasku. Gwiazdy pulsujące nieradialnie to m.in. gwiazdy typu β Cephei (albo β Canis Maioris); są to podolbrzymy typu widmowego B z okresami zmian 2–8 h i amplitudami mniejszymi od 0,1 wielkości gwiazdowej; mają masy nieco mniejsze niż 10 mas Słońca i są zapewne w stadium ewolucyjnym tuż po wypaleniu wodoru w jądrze. Nieradialnie pulsują też niektóre gwiazdy magnetyczne i niektóre białe karły (typu ZZ Ceti); wszystkie one mają krótkie (rzędu minut) okresy i małe (mniej niż parę procent) amplitudy zmian.
Bibliografia
L. OSTER Astronomia współczesna, Warszawa 1978;
E. PITTICH, D. KALMANČOK Niebo na dłoni, Warszawa 1988;
J.M. KREINER Astronomia z astrofizyką, Warszawa 1992.
Ilustracje
Gwiazdy, rodzinny portret rodzących się gromadnie gwiazd w Małym Obłoku Magellanafot. NASA
Narodziny gwiazd w Wielkim Obłoku Magellana fot. M. Heydari-Malayeri (Paris Observatory)/NASA
Mgławica 30 Doradus fot. NASA
Przeglądaj encyklopedię
Przeglądaj tabele i zestawienia
Przeglądaj ilustracje i multimedia