Niektóre eksplodują i stają się czarnymi dziurami, inne żyją przez biliony lat. Jak wygląda ewolucja gwiazd?

W tym artykule:

1. Jak dochodzi do powstawania gwiazd?
2. Kiedy powstały gwiazdy?
3. Jak długo żyją gwiazdy?
4. Etapy ewolucji gwiazd

Wszystko, co we Wszechświecie ma swój początek, musi mieć także koniec. Dotyczy to także gwiazd. Ciała niebieskie, które rozświetlają nocne niebo, zmieniają się nieustannie, przy czym należy podkreślić, że proces ten trwa tak długo, że człowiek nie jest w stanie go zaobserwować.

Współczesna nauka potrafi jednak określić cykl życia gwiazdy. Stało się to możliwe, gdy naukowcy zaczęli obserwować wiele obiektów i porównywać ich stadia. Na tej podstawie określili poszczególne etapy życia gwiazdy i określili przybliżony czas trwania procesu ewolucji.

Jak dochodzi do powstawania gwiazd?

Twórcą Wszechświata jest chaos, a to oznacza, że wszystko, co znajduje się w przestrzeni, to dzieło przypadku. Gwiazdy nie stanowią tu wyjątku.

Skąd wiemy, jaki wiek ma gwiazda?

Po stuleciach patrzenia przez teleskopy w nocne niebo wiemy całkiem sporo o gwiazdach. Astronomowie są w stanie określić kluczowe atrybuty każdej gwiazdy, takie jak jej masa czy skład. W jaki...

Ciała niebieskie, o których mowa, powstają w mgławicach, nazywanych gwiezdnymi żłobkami. Najbliższy Ziemi obiekt tego typu to Wielka Mgławica w Orionie. Znajdujące się w jej wnętrzu obłoki zapadają się pod wpływem działania siły grawitacji, formując zalążek nowej gwiazdy, czyli protogwiazdę.

Wcześniej wspomnieliśmy, że powstawanie nowych gwiazd jest dziełem przypadku. Nie ma w tym nawet krzty przesady, bo ewolucja tych ciał niebieskich zależy od tego, w jaki sposób połączą się ze sobą molekuły obecne w mgławicach. Chodzi tu przede wszystkim o masę nowej gwiazdy – czynnik, który w największym stopniu wpływa na jej dalszy los.

Gwiazdy masywne powstają właściwie tak samo, jak obiekty o mniejszej masie. Jedyna różnica polega na tym, że w obszarze, w którym doszło do ich uformowania, dostępny był większy rezerwuar materii. Inna teoria wskazuje, że większa masa niektórych gwiazd wynika z tego, że na etapie formowania protogwiazdy powstawało obok siebie kilka ciał niebieskich, dzięki czemu te były w stanie ściągnąć więcej materii.

Kiedy powstały gwiazdy?

Obecny stan wiedzy naukowej pozwala stwierdzić, że pierwsze gwiazdy rozpoczęły swój cykl życia 250–300 milionów lat po Wielkim Wybuchu. Okres ten nazywany jest kosmicznym świtem.

Zanim rozbłysły pierwsze gwiazdy i powstały najstarsze galaktyki, cały Wszechświat spowijała ciemność, a w przestrzeni unosiły się wyłącznie chmury wodorowe. Taki stan trwał przez kilkaset milionów lat, zanim uformowały się wszystkie niesamowite struktury, tworzące znany nam kosmos.

Do takich wniosków doszli astronomowie z University of Cambridge i University College London oraz współpracujący z nimi naukowcy z University of California i University of Texas. Badacze dokonali pomiarów sześciu najodleglejszych galaktyk, które dotąd udało się zaobserwować. Przy pomocy Kosmicznego Teleskopu Hubble'a i Kosmicznego Teleskopu Spitzera obliczyli ich wiek na ok. 200–300 milionów lat i na tej podstawie określili wiek najstarszych gwiazd, które są w nich obecne.

Jak długo żyją gwiazdy?

Skoro ewolucja gwiazd przebiega różnymi drogami, różny jest także czas ich życia. Niektóre gwiazdy żyją bardzo krótko, inne – wprost przeciwnie. W tym miejscu należy jednak zaznaczyć, że przysłówek „krótko” użyty w kontekście cyklu życia gwiazdy należy rozpatrywać w skali Wszechświata, nie życia na Ziemi.

Jak umrze nasza Galaktyka? Wyparuje. Pozostanie po niej rozległe cmentarzysko martwych gwiazd

Pozostałości po gwiazdach naszej Galaktyki mogą być wypychane poza Drogę Mleczną – uważają badacze z Instytutu Astronomicznego w Sydney. Oznaczałoby to, że nasza Galaktyka powoli traci ...

Najkrócej żyją gwiazdy, których masa jest wielokrotnie większa większa od masy Słońca. Takie obiekty trwają w przestrzeni przez kilkadziesiąt milionów lat. Skoro masywne gwiazdy mają najwięcej „paliwa”, dlaczego kończą się najszybciej? Wynika to z tego, że w ich przypadku reakcje syntezy poszczególnych pierwiastków zachodzą najszybciej, przez co gwiazda emituje znaczną energię.

Gwiazdy o masie mniejszej niż masa Słońca mogą istnieć dziesiątki, setki miliardów lat, a może nawet biliony lat. Dzieje się tak, ponieważ takie obiekty wolniej zużywają swoje paliwo.

Etapy ewolucji gwiazd

Narodziny nowej gwiazdy w gwiezdnym żłobku to proces, którego nie jesteśmy w stanie zaobserwować. Wynika to z faktu, że na tym etapie formujące się ciało niebieskie wciąż jeszcze jest otoczone gęstą chmurą pyłu i gazu. Dopiero gdy gwiazda rozbłyśnie swoim naturalnym światłem, staje się dla nas widoczna.

W jaki sposób naukowcy określają etap ewolucji poszczególnych gwiazd? Służy do tego diagram Hertzsprunga-Russela. Układ ten składa się z dwóch osi. Pionowa, rosnąca od środka diagramu, określa jasność absolutną gwiazd, natomiast pozioma, rosnąca do środka układu, wskazuje ich temperaturę (barwę). Dane naniesione na diagram obrazują poszczególne etapy życia już istniejących ciał niebieskich. Zacznijmy jednak od początku.

Obłoki molekularne

Gwiazdy powstają z obłoków molekularnych, czyli mieszaniny gazów i pyłów, które składają się przede wszystkim z atomów wodoru i helu. Nazwa „obłok” może nasuwać skojarzenie z niewielkimi, krótkotrwałymi obiektami. Dlatego w tym miejscu wypada wspomnieć, że obiekty, o których mowa, mierzą nawet 300 lat świetlnych i mają masę nawet 10 milionów mas Słońca.

W następstwie różnych procesów fizyko-chemicznych, obłoki molekularne mogą dzielić się na mniejsze obiekty, zderzać się ze sobą, ale z czasem zaczynają zapadać się pod wpływem działania grawitacji. To właśnie w tym momencie zaczyna powstawać gwiazda.

Protogwiazda

W sprzyjających okolicznościach, zjawisko zapadania (nazywane kolapsem grawitacyjnym) obłoku molekularnego o masie ok. 50 mas Słońca prowadzi do uformowania tzw. protogwiazdy. Pod tym pojęciem kryje się coś w rodzaju zalążka przyszłej gwiazdy, ukrytego w pyłowo-gazowym obłoku.

Na tym etapie formowania przyszłej gwiazdy dochodzi do wzrostu lokalnej gęstości i temperatury. Gdy drugi z wymienionych czynników osiągnie wartość ok. 15 mln K, rozpoczyna się proces syntezy jądrowej. Jeżeli protogwiazda zgromadzi odpowiednią ilość materii, wchodzi w fazę przed ciągiem głównym.

Na tym etapie nie zachodzi jeszcze proces „spalania” wodoru w jądrze. Gwiazdy kurczą się, co doprowadza do wzrostu temperatury. To sprawia, że obiekt zaczyna spalać deuter (cięższy izotop wodoru), a bardziej masywne przyszłe gwiazdy – lit. Gdy te źródła energii ulegną wyczerpaniu, dochodzi do uformowania promienistego jądra. To doprowadza do dalszego wzrostu temperatury, aż do 10 mln K. Wówczas rozpoczyna się synteza z udziałem wodoru.

Ciąg główny

Na tym etapie gwiazda rozpoczyna swój faktyczny żywot i na diagramie Hertzsprunga-Russela wchodzi w tzw. ciąg główny, w którym pozostaje przez ok. 80–90 proc. czasu trwania swojego cyklu życia. To nie tylko najdłuższy, ale także najspokojniejszy etap życia gwiazdy.

Wybuch supernowej to kosmiczna katastrofa na ogromną skalę. Ale można ją przewidzieć – twierdzą naukowcy

Supernową – jeden z najsilniejszych wybuchów we Wszechświecie – można przewidzieć. Jak to zrobić? Zdaniem astronomów z Japonii istnieją znaki zapowiadające eksplozję czerwonego nadolb...

Zachodzące wówczas reakcje spalania jądrowego paliwa (wodoru) są stabilne, przez co ciało niebieskie świeci niezmiennym blaskiem. Obiekty o małej masie emitują światło, które my odbieramy jako czerwony blask. Masywne gwiazdy emitują światło białe lub niebieskawe.

Masywne gwiazdy zużywają wodór w najszybszym tempie. Zdaniem naukowców, obiekty o masie przekraczającej 10 mas Słońca pozostają w ciągu głównym przez ok. 13 mln lat. Najmniejsze gwiazdy, o masie 0,1 masy Słońca, mogą wypalać się przez 20 bilionów lat. Ciała niebieskie równe masie Słońca pozostają w ciągu głównym przez ok. 9 mld lat.

Czerwony olbrzym

Gdy paliwo wodorowe ulegnie wyczerpaniu, gwiazda odchodzi od ciągu głównego i przechodzi do gałęzi olbrzymów (staje się tzw. czerwonym olbrzymem). Są to gwiazdy o niewielkiej temperaturze, za to bardzo jasne, co wynika z ich ogromnych rozmiarów.

Gdy dochodzi do wyczerpania wodoru, centralny obszar gwiazdy zaczyna się kurczyć. Temu procesowi towarzyszy rozszerzenie zewnętrznego obszaru gwiazdy. Taki obiekt może osiągnąć promień nawet 100 razy większy niż na ciągu głównym. Obszary zewnętrzne ulegają ochłodzeniu (stąd kolor czerwony), ale jądro gwiazdy rozgrzewa się coraz bardziej. Gdy temperatura osiąga wartość 100 mln K, rozpoczyna się reakcja jądrowego „spalania” helu.

W przypadku gwiazd mniej masywnych (jak Słońce), reakcja ta zachodzi mozolnie, co prowadzi do rozbłysku helowego – wybuchu wewnątrz gwiazdy. Taka gwiazda zaczyna tracić jasność i na diagramie osiada na tzw. gałęzi horyzontalnej. Po wypaleniu zapasów helu, osiadają na tzw. asymptotycznej gałęzi olbrzymów.

Masywne gwiazdy znacznie płynniej dochodzą do etapu spalania helu. W ich przypadku, proces ten rozpoczyna się tuż po wypaleniu wodoru. Niektóre z nich tworzą tzw. helowy ciąg główny.

Co dzieje się dalej? To zależy od masy gwiazdy.

Biały karzeł, czarny karzeł

Gwiazdy z asymptotycznej gałęzi olbrzymów stają się tzw. gwiazdami AGB, które pozostawiają po sobie zdegenerowaną pozostałość jądra, tzw. białego karła. Wcześniej odrzucają zewnętrzną materię i w ten sposób tworzą mgławice planetarne. W miarę stygnięcia, biały karzeł zmieni się w czarnego karła.

Supernowa

Masywne gwiazdy kończą życie w znacznie bardziej dramatyczny sposób. W ich przypadku, jądro zapada się pod własnym ciężarem, co skutkuje wybuchem supernowej – potężnym, gwałtownym rozbłyskiem.

Materia po zderzeniu gwiazd neutronowych leci z prędkością nadświetlną. To niemożliwe, więc skąd to złudzenie?

Naukowcy policzyli z ogromną precyzją, z jaką prędkością porusza strumień materii wyrzucony w kosmos po zderzeniu dwóch gwiazd neutronowych. Pierwsze szacunki wskazywały, że była to prę...

Jeżeli gwiazda miała 10–20 mas Słońca, pozostawi po sobie gwiazdę neutronową. Obiekty o masie 20–100 mas Słońca tworzą czarne dziury. W tym miejscu należy jednak podkreślić, że nauka wciąż nie potrafi odpowiedzieć, czy to zjawisko ma faktyczny związek z wybuchem supernowej. Jeżeli nie, oznaczałoby to, że najbardziej masywne gwiazdy znikają nagle i bez żadnego wybuchu.

Nasz ekspert

Artur Białek

Dziennikarz i redaktor. Wcześniej związany z redakcjami regionalnymi, technologicznymi i motoryzacyjnymi. W „National Geographic” pisze przede wszystkim o historii, kosmosie i przyrodzie, ale nie boi się żadnego tematu. Uwielbia podróżować, zwłaszcza rowerem na dystansach ultra. Zamiast wygodnego łóżka w hotelu, wybiera tarp i hamak. Prywatnie miłośnik literatury.