(ostatnia modyfikacja ²¹/₀₇.2020)

  

Wszystkie gwiazdy powstają z chmur gazu i pyłu kondensujących się w kosmosie. Tylko skład chemiczny tej chmury i ilość materiału w chmurze, która kondensuje się w rzeczywistą gwiazdę, determinuje to, co dziać się będzie z gwiazdą przez cały czas jej życia.

   Gdy międzygwiezdna chmura gazu zaczyna się kondensować pod wpływem własnej grawitacji, każda niewielka ilość rotacji zostanie wzmocniona, tak jak w przypadku wirującej łyżwiarki figurowej, która obraca się szybciej, gdy podnosi ręce. W końcu małe wiry utworzą się w tej coraz szybciej wirującej, zapadającej się chmurze. To te wiry, które ostatecznie utworzą zbiorowiska gwiazd.

   Gaz opadający do centrum wiru uwalnia ogromną ilość ciepła, gdy zaczyna zderzać się ze sobą. Im bardziej obłok się kurczy, tym staje się cieplejszy i bardziej nieprzezroczysty, aż stanie się wystarczająco gorący i wystarczająco gęsty, aby świecić. Taki obiekt nazywa się protogwiazdą; możemy zobaczyć takie obiekty z Ziemi, pod warunkiem, że otaczający go obłok gazu i pyłu jest wystarczająco cienki, aby nie przysłaniać go całkowicie.

   Kiedy protogwiazda prawie zakończy zapadanie się pod własnym ciężarem, osiągnie maksymalną temperaturę. Na powierzchni będzie w rzeczywistości cieplej niż wtedy, gdy stanie się gwiazdą ciągu głównego. Ale to temperatura głęboko w jego rdzeniu determinuje los protogwiazdy. W większości przypadków całkowita masa protogwiazdy będzie mniejsza niż około osiem procent masy Słońca, a temperatura i ciśnienie rdzenia nie będą wystarczająco wysokie, aby mogły rozpocząć się reakcje termojądrowe; lub, jeśli tak, początkowy wybuch aktywności jądrowej wypchnie zewnętrzne warstwy protogwiazdy na zewnątrz i rozrzedzi rdzeń na tyle, aby zgasić reakcje syntezy jądrowej. Taka „nieudana gwiazda” nazywana jest brązowym karłem i jest prawdopodobnie jednym z najobfitszych, choć trudnych do wykrycia, obiektów w galaktyce.

   W niektórych przypadkach, na szczęście, masa protogwiazdy (a tym samym najwyższa temperatura rdzenia) będzie wystarczająco wysoka, aby wywołać stabilne reakcje termojądrowe. Wkrótce potem energia syntezy jądrowej uwolniona z nowego rdzenia gwiezdnego osiąga swoją powierzchnię, początkowe skurcze porodowe dobiegają końca, a nowo narodzona gwiazda osiada na ciągu głównym, gdzie spędzi większość swojego produktywnego życia ♥.

   Ponieważ gwiazdy przebywając na ciągu głównym nie kurczą się znacząco z upływem czasu, cała energia promieniowania gwiazdy na ciągu głównym musi zostać wytworzona w rdzeniu przez spalanie wodoru. Istnieją dwa różne rodzaje reakcji spalania wodoru, w których może przechodzić gwiezdny materiał rdzenia. Gwiazdy ciągu głównego lżejsze niż około 1,8 masy Słońca łączą wodór z helem poprzez łańcuch proton-proton. Jest to dość prosta reakcja jądrowa: (1) dwa protony łączą się ze sobą, tworząc jądro deuteru i uwalniając zarówno neutrino, jak i pozyton (pozyton ostatecznie anihiluje z elektronem wypromieniowując energię); (2) następnie inny proton zderza się z jądrem deuteru, tworząc jądro helu-3 i wydzielając foton promieniowania gamma; (3) wreszcie, kolejne jądro helu-3 utworzone w krokach 1 i 2 powyżej zderza się z tym jądrem helu-3, przekształcając je w zwykłe jądro helu-4 i uwalniając dwa protony. Całkowity czas reakcji dla całego procesu wynosi około miliona lat.

   Cięższe gwiazdy ciągu głównego wykorzystują swoje wyższe temperatury rdzenia, aby szybciej spalać wodór w hel w procesie zwanym cyklem CNO. Jest to sześcioetapowy proces, w którym zwykły węgiel-12 jest rodzajem katalizatora jądrowego. Wynik netto jest taki sam: cztery protony zamieniają się w jądro helu-4 i dwa pozytony, uwalniając przy tym energię, podczas gdy wszystkie inne materiały biorące udział w reakcji wychodzą bez zmian. (Zauważ, że ponieważ węgiel jest wymagany do tej reakcji, gwiazdy populacji galaktycznego halo będą zbyt ubogie w pierwiastki ciężkie, aby spalanie w cyklu CNO przebiegać mogło na dużą skalę; ciężkie gwiazdy ciągu głównego w halo galaktycznym używają łańcucha proton-proton tak jak robią to lżejsze gwiazdy). W przeciwieństwie do wolnego łańcucha proton-proton, cykl reakcji CNO jest około tysiąc razy szybszy, a jego ukończenie zajmuje około tysiąca lat. Oznacza to, że cięższe gwiazdy ciągu głównego, które są bogate w pierwiastki ciężkie, będą świecić znacznie jaśniej niż lżejsze gwiazdy również należące do ciągu głównego. Oznacza to również, że cięższe gwiazdy znacznie szybciej spalą zapasy paliwa jądrowego w swoim jądrze.

   A co dzieje się z gwiazdą, kiedy osiągnie koniec swojego cyklu życia, kiedy w jej jądrze wyczerpie się około połowy dostępnego paliwa i nie może już dłużej podtrzymywać reakcji syntezy wodoru w takim tempie, jak kiedyś? Cóż, podobnie jak jej właściwości podczas życia na ciągu głównym, wszystko zależy od masy gwiazdy.

  
   

Gwiazdy, których masa na ciągu głównym zawiera się w przedziale od około 0,5 do 3,5 masy Słońca, zaczną swój ostatni etap życia, powoli rozszerzając się w czerwonego olbrzyma. Kiedy ilość paliwa potrzebnego do spalania w rdzeniu wodoru w hel nie jest wystarczająca, gwiazda nie może dłużej utrzymywać nacisku zewnętrznych warstw i zaczyna kurczyć się pod własnym ciężarem. Gdy zapadnie rozpocznie się, warstwy zewnętrzne położone nad rdzeniem opadają na niego podgrzewając się jednocześnie. Wkrótce cienka warstwa znajdująca się bezpośrednio nad rdzeniem stanie się wystarczająco gorąca i wystarczająco gęsta, aby mogły rozpocząć się w niej reakcje termojądrowe – a ponieważ warstwa ta ma wystarczającą ilość wodoru (w przeciwieństwie do wyczerpanego rdzenia), rozpoczyna się spalanie wodoru w hel; przebiega ono szybciej niż w rdzeniu w czasie przebywania na ciągu głównym. Dodatkowe ciepło i ciśnienie w tej warstwie pochodzące od palącego się wodoru powstrzymują zapadanie się górnych warstw; w rzeczywistości warstwy te zaczynają się rozszerzać i będą się powiększać, aż gwiazda stanie się Czerwonym Olbrzymem.

   Po kilku milionach lat zapas wodoru również w tej warstwie wyczerpie się a spalanie ustanie. Bez ciepła i ciśnienia pochodzących od spalania gwiazda skurczy się ponownie pod własnym ciężarem. Mówiąc krótko, super-zagęszczony rdzeń może rozbłysnąć do życia, spalając hel w węgiel przez krótką chwilę mierzoną dosłownie w sekundach (szybkość reakcji dla fuzji helu jest około miliona milionów razy większa niż fuzja wodoru), ale ponieważ fuzja helu wytwarza wiele mniej energii niż synteza wodoru i ponieważ rdzeń jest tak głęboko zakopany w gwieździe, ten błysk helu nie będzie widoczny i jest przewidziany tylko teoretycznie. Wreszcie, gdy ten ostatni impuls energii generowany przez błysk helu powoli dociera do powierzchni, gwiazda po raz drugi staje się czerwonym olbrzymem, zrzuca do połowy swojej masy w przestrzeń międzygwiezdną jako tak zwana „mgławica planetarna” i pozostawia tylko swój rdzeń zbudowany z popiołu po spalaniu.

   Jednak wypalony rdzeń, który pozostaje po gwieździe, jest nadal fascynującym obiektem. Waży około połowy tego, co gwiazda w czasie gdy przebywała na ciągu głównym, ale jest mniejszy niż Uran czy Neptun. Jest gorętszy niż gwiazda, kiedy znajdowała się na ciągu głównym, i wydziela promieniowanie ciała doskonale czarnego, tak jak robiłaby to gorąca gwiazda; jednak nie wytwarza własnej energii i świeci po prostu dlatego, że jeszcze nie ostygł. Jego grawitacja powierzchniowa może być ponad 100 000 razy większa od grawitacji powierzchniowej Ziemi. Jego średnia gęstość wynosi ponad tonę na centymetr sześcienny; jest tak niewiarygodnie gęsty, że wszystkie atomy, z których się składa, są upakowane razem tak ciasno, jak pozwalają na to prawa fizyki, co czyni go całkowicie nieściśliwym gazem „zdegenerowanym elektronowo”. Ta dziwaczna, bardzo gęsta gwiezdna pozostałość nazywana jest białym karłem.

   Teoria opisująca zdegenerowany gaz elektronów przewiduje, że najwyższa masa, jaką może osiągnąć biały karzeł, jest równa około 1,4 masy Słońca; nazywa się granicą Chandrasekhara. Każdy większy nacisk na najbardziej wewnętrzne atomy rdzenia wcisnąłby ich elektrony do jąder, które orbitują, zamieniając wszystkie protony i elektrony gwiazdy w neutrony. Jak dotąd nie znaleziono białych karłów o masie większej niż 1,4 masy Słońca, więc teoria wydaje się być solidna.

   Mała powierzchnia i wysokie ciepło właściwe białego karła oznaczają, że taki obiekt musiałby długo stygnąć - dłużej nawet niż obecnie szacowany wiek Wszechświata (13,6 miliarda lat). Gdyby wszechświat był starszy o kilkaset miliardów lat, spodziewalibyśmy się, że zamieszkują go białe karły, które ostygły poniżej punktu, w którym świecą; te obiekty niektórzy nazywają czarnymi karłami.

   
   

Gwiazda ciągu głównego o masie od ok. 1,4 do 3,5 mas Słońca opuści ciąg główny tak samo, jak gwiazdy jaśniejsze, zapadając się trochę, tworząc powłokę spalającą wodór, zamieniając się w czerwonego olbrzyma (lub zmienną typu cefeidy, taką jak Gwiazda Polarna), zmniejszając się ponownie w miarę spalania wodoru gdy powłoka wyczerpuje swoje paliwo, a następnie świeci jaśniej, gdy jej rdzeń przechodzi przez fazę spalania helu. Teraz jednak różnica polega na tym, że spalanie helu na węgiel w jądrze gwiazdy to jeszcze nie koniec drogi. Gdy hel w jądrze wyczerpie się, zapadnięcie się gwiazdy ponownie zapala wyczerpaną powłokę spalającą wodór i zamienia ją w powłokę spalającą hel. Ciepło i ciśnienie powodują następnie powstanie nowej powłoki spalającej wodór w warstwie powyżej starej, tak że gdy poruszamy się do wewnątrz z powierzchni gwiazdy, otrzymujemy powłokę spalającą wodór w hel, następnie powłokę spalającą hel w węgiel, a na końcu rdzeń przykryty zewnętrznymi warstwami. W jądrze również zachodzić będą zainicjowane na nowo reakcje termojądrowe, łącząc stary węgiel z większą ilością helu, tworząc tlen.

   Po zakończeniu tego etapu rdzeń może zacząć spalać tlen w neon, stara powłoka spalająca hel może stać się powłoką spalającą węgiel (w tlen), poprzednio najbardziej zewnętrzna powłoka spalająca wodór staje się nową powłoką spalającą hel (w węgiel) i jeszcze jedna cienka powłoka spalającą wodór (w hel) wyłania się z tego wszystkiego. A potem neon może spalić się w magnez, następnie magnez może się spalić się w krzem, i tak dalej w dół układu okresowego pierwiastków, aż w końcu chrom spali się w żelazo. Każdy z tych etapów spalania (hel → węgiel, węgiel → tlen, ..., chrom → żelazo) wytwarza mniej energii niż w poprzednim etapie, a tym samym wyczerpuje własne zapasy paliwa. Podczas tych późnych etapów ewolucji gwiazda może osiągnąć nawet setki razy średnicę Słońca, stając się czerwonym nadolbrzymem, takim jak Betelgeuse. Struktura warstw gwiazdy, w których spalają się kolejne pierwiastki przypomina warstwy cebuli znane większości z nas z codziennego doświadczenia.

   W końcu jednak, kiedy gwiazda chce spalić żelazo w coś cięższego, pojawia się problem. Żelazo znajduje się na „dnie studni”, jeśli chodzi o reakcje jądrowe. Spalanie go w coś cięższego lub, w związku z tym, rozbijanie go na coś lżejszego, zawsze zużywa więcej energii niż wytwarza. Kiedy więc rdzeń zaczyna „palić” żelazo, staje się coraz chłodniejszy, a nie gorętszy. Całe skierowane na zewnątrz ciśnienie wywołane przez reakcje jądrowe nagle zanika. Rdzeń gwiazdy zapada się w mgnieniu oka. A ponieważ rdzeń zawiera tak dużą część całkowitej masy gwiazdy, jest cięższy niż maksymalne 1,4 masy Słońca, które mogą utrzymać białego karła. Protony i elektrony w rdzeniu są ściskane razem, aż stanie się on jednorodną kulą neutronów o gęstości około tysiąca milionów ton na centymetr sześcienny. Jest teraz gwiazdą neutronową i mówi się, że jest „zdegenerowany neutronowo”. Powierzchniowa grawitacja takiej bestii jest rzędu miliona milionów g.

   Rdzeń zapadający się do tak gęstego stanu musi uwolnić całą potencjalną energię grawitacyjną w postaci ciepła, podobnie jak zrobiła to zapadająca się chmura, która pierwotnie uformowała rozgrzaną gwiazdę podczas kurczenia się. Tym razem jednak uwolniona energia jest znacznie większa i dzieje się w ciągu kilku sekund. Wszystkie zewnętrzne warstwy gwiazdy, nawet te, które nigdy nie wzięły udziału w syntezie jądrowej, staną się przegrzaną plazmą wystarczająco gorącą, aby spalić materię nie tylko w żelazo, ale także miedź, stront, srebro, złoto, ołów – a nawet uran. Te super gorące i super jasne warstwy zewnętrzne pędzą w przestrzeń międzygwiezdną z prędkością niemal światła, niosąc ze sobą swoje nowo utworzone ciężkie pierwiastki i tworząc jeden z najbardziej spektakularnych i rzadkich widoków na niebie: supernową typ II.

   (Nawiasem ;-) mówiąc, uważa się, że supernowe są jedynymi zjawiskami, które mogą wzbogacać ośrodek międzygwiazdowy w pierwiastki ciężkie. W ten sposób wyposażenie naszego układu słonecznego w ciężkie pierwiastki uważa się za pozostałość po wcześniejszych supernowych, które wprowadziły swoje popioły do obłoku gazowo-pyłowego, z którego powstało nasze własne słońce, jego planety i zamieszkujące je istoty żywe.)

   Korzystając z teleskopów rozszerzającą się chmurę supernowej typu II można postrzegać przez wiele stuleci jako mgławicę (taką jak mgławica M1, mgławica Krab). Gwiazda neutronowa pozostawiona w centrum mgławicy jest zbyt mała, aby można ją było zobaczyć w obecnych instrumentach, ale można ją wykryć na podstawie emisji radiowych, jeśli jeden z jej biegunów magnetycznych skierowany jest w kierunku Ziemi, gdy gwiazda się obraca. (Zapadnięcie się rdzenia w tak zwarty obiekt jak gwiazda neutronowa powoduje, że będzie ona wirowała bardzo szybko; jej biegun magnetyczny może przemiatać Ziemię setki razy na sekundę. W związku z tym w radioteleskopie wydawać się będzie bardzo szybkim, regularnie pulsującym źródłem radiowym zwanym pulsar.)

  
  

Bardzo masywne gwiazdy, gwiazdy o masach większych niż około 8 mas Słońca, wchodzą w ostatni etap swojego życia, podobnie jak gwiazdy średnio-masywne, rozdęcia, formowania wytwarzających energię powłok wokół rdzenia i powstawania coraz cięższych pierwiastków, aż rdzeń stanie się żelazem. I ponownie, gdy rdzeń próbuje spalić żelazo w coś cięższego, traci wsparcie energetyczne i zapada się, przekraczając granicę Chandrasekhara i kondensując się w kulę neutronów.

   Istnieje jednak teoretyczna granica tego, jak ciężka może być nawet gwiazda neutronowa. Powyżej około trzech mas słonecznych nawet degeneracja neutronów nie jest w stanie utrzymać masy rdzenia. W rzeczywistości żadna znana siła nie jest w stanie utrzymać takiego ciężaru. Rdzeń więc zapada się dalej, aż staje się nieskończenie małym, nieskończenie gęstym punktem zwanym osobliwością. Jego grawitacja będzie tak silna, że ani materiał z zewnętrznych warstw pierwotnego rdzenia, ani energia z zapadnięcia się rdzenia, ani nawet wiązka światła skierowana na zewnątrz nie będą w stanie uciec. Nic, co mieści się w promieniu Schwarzchilda (3 kilometry w przypadku osobliwości o masie Słońca) nie może go uniknąć. Jeśli chodzi o zewnętrzne warstwy gwiazdy, to z ich punktu widzenia jądro gwiazdy po prostu zgasło, a wsparcie energetyczne znikło pozwalając im spaść w dół; te zewnętrzne warstwy również znajdą się w zasięgu przyciągania osobliwości, której nigdy więcej nie zobaczą. Cała gwiazda połyka siebie, pozostawiając jedynie grawitację (tak naprawdę to nie tylko ale będzie to niewiele więcej); nazywa się teraz czarną dziurą.

  
  

W układzie podwójnym gwiazd jedna z nich będzie zwykle masywniejsza od drugiej, co oznacza, że cięższa gwiazda z tej pary może zakończyć swój pobyt na ciągu głównym miliony lub tysiące milionów lat wcześniej niż jej lżejszy towarzysz. Na przykład wiele białych karłów zostało wykrytych z powodu osobliwości w ruchu lub wyglądzie ich towarzysza znajdującego się jeszcze na ciągu głównym – Syriusz B jest najsłynniejszym przykładem układu tego typu. Czasami, z powodu zmiany orbity lub faktu, że dłużej żyjąca gwiazda towarzysząca zakończyła pobyt na ciągu głównym i zmienia się w czerwonego olbrzyma, biały karzeł, gwiazda neutronowa lub czarna dziura mogą zbliżyć się tak blisko swojego powiększonego towarzysza, że jej silna grawitacja zaczyna przyciągać (lub „akreować”) materię z zewnętrznych warstw olbrzyma. Taki system nazywany jest układem podwójnym z wymianą masy.

   Ten zasysany gaz wiruje wokół białego karła lub gwiazdy neutronowej, tworząc dysk akrecyjny, gdy zbliża się do powierzchni nowego właściciela. W przypadku gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury, dysk akrecyjny będzie jedyną widoczną z Ziemi cechą gwiazdy towarzyszącej. Materiał nagromadzony „na” czarnej dziurze zasadniczo spływa z horyzontu zdarzeń i znika na zawsze. Materia nagromadzona na gwieździe neutronowej lub białym karle będzie jednak gromadzić się na powierzchni tej gwiazdy, tworząc coraz grubsze warstwy super sprężonego wodoru. Jeśli spadający materiał porusza się wystarczająco szybko, ten nagromadzony wodór może uzyskać wystarczające ciepło i ciśnienie, aby mogły zajść reakcje termojądrowe.

   W zależności od tego, jak szybko porusza się nadchodzący materiał, z białym karłem może się zdarzyć kilka rzeczy. Bardzo szybko spadająca materia zapali się jednocześnie, powodując, że biały karzeł świeci kilka razy jaśniej niż jego towarzysz przez kilka dni, a następnie słabnie do swojej pierwotnej jasności. Po latach lub wiekach proces może się powtórzyć. Zjawisko to nazywane jest nową (łacińskie słowo oznaczające „nowy”), ponieważ nieuzbrojonym okiem wygląda na to, że na niebie pojawiła się nowa gwiazda tam, gdzie wcześniej jej nie było. Jeśli nagromadzony materiał napłynie wolniej, zapali się tylko małymi tryskami, zmieniając białego karła w kataklizmiczną zmienną. Jeśli nagromadzona materia gromadzi się bardzo wolno, biały karzeł może ogrzewać się jako całość, aż cała gwiazda rozpadnie się na kawałki w jednej masywnej termojądrowej kuli ognia zwanej supernową typu I.

   Gwiazda neutronowa, której nagromadzone warstwy zapalą się, w ciągu kilku sekund spali cały dostępny nowo pozyskany wodór do postaci helu. Jest to widoczne tylko jako intensywny wybuch promieni rentgenowskich trwający najwyżej minutę lub dwie. Proces powtarza się sporadycznie co kilka godzin w miarę napływania nowego materiału. Nic dziwnego, że takie zjawiska nazywane są błyskami rentgenowskimi.