GWIAZDA to kula gazowa świecąca dzięki zasobom własnej energii, wytwarzanej w wyniku reakcji termojądrowych zachodzących w jej wnętrzu. Gwiazdy różnią się między sobą: ☼ wiekiem ☼ rozmiarami ☼ masą ☼ składem ☼ temperaturą ☼ barwą światła ☼ jasnością

Wiek i czas życia gwiazd związany jest z jej masą. Rozmiary i masy gwiazd mogą być bardzo różne. Masy najcięższych mogą sięgać stu mas Słońca, są to niebieskie nadolbrzymy, które bardzo szybko ewoluują, żyją kilka milionów lat. Najmniej masywne są czerwone karły, których masy są rzędu paru dziesiątych masy Słońca, żyją wiele miliardów lat. Całkowity czas życia gwiazd o masach zbliżonych do Słońca wynosi ok. 11 milionów lat i kończy się fazą białego karła.

EWOLUCJA GWIAZD Ewolucja gwiazd to ciąg zmian w strukturze gwiazd, zachodzących w czasie ich istnienia. Przyczyną ewolucji gwiazd jest zmiana składu chemicznego materii w wyniku reakcji termojądrowej, 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. Ewolucja gwiazdy składa się z kilku etapów, podczas trwania każdej fazy zmienia się jej wielkość i temperatura. Długość życia i przebieg ewolucji gwiazdy zależy głównie od jej masy: im większa masa, tym szybciej gwiazda zużywa zawarte w niej gazy. Im masywniejsza jest gwiazda, tym więcej zawiera wodoru, lecz wymaga też odpowiednio więcej ciepła, by pomimo silniejszych oddziaływań grawitacyjnych zachować swoje rozmiary. Ta wymagana ilość ciepła wzrasta szybciej niż masa gwiazdy. Oznacza to, że większe zapasy paliwa gwiazdy masywnej zużywane są szybciej niż niewielkie zapasy małej gwiazdy. A zatem, im większa masa, tym krótszy jest czas życia gwiazdy (okres, kiedy jest normalną gwiazda –reaktorem, w którym zachodzi reakcja syntezy termojądrowej).

W dużym uproszczeniu ewolucję pojedynczej gwiazdy można podzielić na pięć etapów:

• kurczenie się fragmentu obłoku materii (stadium protogwiazdy),
• faza “spalania” wodoru w jądrze (gwiazda znajduje się na tzw. ciągu głównym) - to najdłuższy etap jej życia,
• faza olbrzyma lub nadolbrzyma (dla większości gwiazd jest to czerwony olbrzym albo nadolbrzym),
• odrzucenie otoczki lub wybuch supernowej,
• faza gwiazdy zdegenerowanej (biały karzeł, gwiazda neutronowa lub czarna dziura).

Jednymi z nielicznych reliktów pierwotnego formowania się gwiazd są gromady kuliste (w naszej Galaktyce jest ich około 200) skupiska setek tysięcy gwiazd, których wiek szacuje się na kilka bądź kilkanaście miliardów lat:

W naszej Galaktyce wciąż rodzą się nowe gwiazdy. I choć materia międzygwiazdowa, z której powstają gwiazdy stanowi dziś zaledwie 10% masy całej Galaktyki, proces formowania się gwiazd może być w niektórych obszarach bardzo burzliwy. Leżąca wewnątrz Mgławicy Oriona grupa gwiazd zwana Trapezem to jedno z wielu miejsc, gdzie powstają nowe gwiazdy:

Gwiazdy bardzo rzadko rodzą się w samotności. Obłok gazu, z którego się tworzą, kurcząc się dzieli się na mniejsze fragmenty. Z każdego z nich może powstać nowa gwiazda. Gwiazdy powstają w obłokach materii międzygwiezdnej, która składa się w 90% z wodoru. Obłok taki zagęszcza się, tworząc skupiska materii powiększające się w miarę wzrostu swojej masy. Prowadzi to do powstawania protogwiazd, których temperatura wewnętrzna rośnie w miarę wzrostu masy i gęstości. Pozostały pył będzie na nie opadał. Kiedy taka protogwiazda osiągnie odpowiednio wysoką temperaturę, dojdzie do pierwszych reakcji przemiany wodoru w hel. Kiedy te przemiany staną się podstawowym źródłem energii gwiazdy, wejdzie ona w tak zwany ciąg główny.

Powstająca gromada gwiazd, w zależności od tego jak jest liczna, ma szansę przetrwać od kilku milionów do kilku miliardów lat. W ten sposób powstają gromady otwarte i asocjacje OB. Procesy formowania się gwiazd możemy obserwować także w innych galaktykach. Dość często zachodzą one w ramionach galaktyk spiralnych, ale czasami mogą zachodzić w pierścieniu wokół jądra galaktyki:

Młode gwiazdy rozświetlają resztki obłoku materii, z której powstały. Materia ta, przyśpieszana wiatrem gwiazdowym, powoli rozprasza się w przestrzeni. Wewnątrz coraz wyraźniej odsłania się powstająca nowa gromada otwarta. Plejady to jedna z najładniejszych gromad otwartych widocznych gołym okiem. Mimo, że gromada ta liczy już sobie około 80 mln lat, nadal widać w niej resztki materii, z której powstała. Z uwagi na obecność dużej liczby gorących niebieskich gwiazd, młode gromady otwarte to jedne z najładniejszych obiektów na niebie. Zwłaszcza, jeśli wśród gorących gwiazd pojawi się gwiazda, która, jak w tych dwu gromadach nieba południowego, zdążyła już stać się czerwonym olbrzymem. Większość starych gwiazd pola galaktycznego ma kolor żółtawy. Na ich tle szczególnie dobrze widać niebieskie gwiazdy młodej gromady otwartej:

W starych gromadach otwartych nie widać już śladów materii międzygwiazdowej, a większość gwiazd gromady nie wyróżnia się już kolorem spośród gwiazd pola.

Czas przebywania gwiazdy na ciągu głównym, kiedy w jej jądrze wodór zamienia się w hel, zależy przede wszystkim od jej masy (im gwiazda masywniejsza, tym szybciej ewoluuje o czym już wcześniej wspominałam). Masy gwiazd zawierają się w przedziale od 0,1 do około 100 mas Słońca. Natomiast czas życia gwiazd o różnych masach na ciągu głównym wynosi: 0,1 masy Słońca -> 20 bln lat 1 masa Słońca -> 9 mld lat 10 mas Słońca -> 13 mln lat

Końcowe stadium życia gwiazdy poprzedza zazwyczaj faza czerwonego (nad)olbrzyma. Takimi gwiazdami są np. jasne, wyraźnie widoczne czerwone gwiazdy jak Betelgeuze czy też Antares:

W końcowym etapie swojego życia gwiazda o małej masie - choćby taka jak nasze Słońce - odrzuca część swojej otoczki, która tworzy ciekawe kształty znane jako mgławica planetarna:

mgławica Hantle

Wewnątrz każdej mgławicy planetarnej znajduje się gorąca, niebieska gwiazda, tzw. jądro mgławicy planetarnej, które po rozproszeniu się mgławicy i ostygnięciu stanie się białym karłem:

Mgławice planetarne maja różne kolory pochodzące od różnych atomów, które wysyłają światło. Na zielono świecą atomy zjonizowanego azotu, na czerwono - neutralnego wodoru. Jeśli centralna gwiazda mgławicy planetarnej jest podwójna, sama mgławica ma najczęściej strukturę bipolarną:

Pozbywanie się przez gwiazdę gazowej otoczki przebiega kilkuetapowo. Bywa, że najpierw wyrzut materii jest sferyczny, a potem staje się bipolarny:

Po rozproszeniu otoczki jądro mgławicy planetarnej jest już właściwie stygnącym białym karłem. To już ostatni etap życia gwiazdy podobnej do Słońca. A ponieważ białe karły tworzą się zwykle po kilku miliardach lat od momentu narodzin gwiazdy, znajdziemy je na pewno w obiektach tak starych jak choćby gromada kulista M4:

Mgławica Krab (M1):

jest pozostałością po supernowej, która wybuchła w roku 1054. Po gwieździe, która wtedy wybuchła pozostała jedynie niewielka, szybko rotująca (30 obr/sek) gwiazda neutronowa, zwana pulsarem:

Gwiazdy masywne umierają bardziej spektakularnie. W przestrzeń kosmiczną rozlatuje się prawie cała materia gwiazdy. Wybuch supernowej to bardzo rzadkie, ale też i bardzo gwałtowne zjawisko. Gwiazda zwiększa wtedy swoją jasność miliony razy. W naszej Galaktyce supernowa była ostatnio obserwowana za czasów Keplera. Jednak w roku 1987 wybuch supernowej zdarzył się w sąsiadującym z naszą Galaktyką Dużym Obłoku Magellana. Wybuchła supernowa 1987A:

Po 10 latach od chwili wybuchu wokół supernowej 1987A widoczne są leżące każdy w innej płaszczyźnie pierścienie świecącego gazu:

Pozostałości po supernowych rozciągają się z czasem na duże obszary nieba i nie zawsze wiadomo, gdzie znajduje się gwiazda, z której pochodzi widoczna materia. Wybuchy supernowych wzbogacają materię międzygwiazdową w ciężkie pierwiastki. Z nich rodzą się nowe pokolenia gwiazd, wokół których tworzą się planety, być może powstają cywilizacje. Także i w nas są atomy, które niegdyś wyprodukowała jakaś supernowa. Na “prochach” starych gwiazd powstają nowe… I tak ewolucja zaczyna się od początku…