Gwiazda

Z encyklopediafantastyki.pl
(Przekierowano z Błękitny olbrzym)
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania
Ujednoznacznienie Ten artykuł dotyczy hasła w leksykonie . Zobacz też: inne znaczenia tego słowa.
LEKSYKON FANTASTYKI
science


Gwiazda – kuliste ciało niebieskie stanowiące skupisko powiązanej grawitacyjnie materii w stanie plazmy bądź zdegenerowanej. Przynajmniej przez część swojego życia gwiazda w sposób stabilny emituje powstającą w jej jądrze w wyniku procesów syntezy jądrowej atomów wodoru energię w postaci promieniowania elektromagnetycznego, w szczególności światło widzialne. Gwiazdy zbudowane są głównie z wodoru i helu, prawie wszystkie atomy innych cięższych pierwiastków znajdujące się we Wszechświecie powstały w efekcie zachodzących w nich przemian jądrowych lub podczas wieńczących ich istnienie wybuchów.

Głównym źródłem informacji o gwiazdach jest promieniowanie elektromagnetyczne docierające do Ziemi, a szczególnie w dziedzinie widzialnej. Poprzez analizę widmowa można dokonać klasyfikacji gwiazd.

Widma gwiazd uwidaczniają różnice, które powiązane są do rożnych typów gwiazd. Linie widmowe mówią nam o parametrach fizycznych i obfitości rożnych pierwiastków. Źródło: Internet

Spis treści

Parametry Obserwacyjne Gwiazd

Wielkość gwiazdową można wyrazić za pomocą obserwowanej wielkości gwiazdowej i absolutnej wielkości gwiazdowej.

Wielkość obserwowana jest wypadkową jasności gwiazdy, jej odległości od Ziemi oraz wpływu ziemskiej atmosfery na emitowane przez nią promieniowanie.

Wielkość absolutna gwiazdy zależy bezpośrednio od jej jasności i oznacza wielkość obserwowaną, którą by ona miała, gdyby znajdowała się w odległości 10 parseków (32,6 lat świetlnych) od Ziemi.


Zarówno obserwowana jak i absolutna wielkość opierają się na skali logarytmicznej − różnica jednego magnitudo odpowiada w przybliżeniu dwuipółkrotnej zmianie natężenia promieniowania(pierwiastek piątego stopnia ze 100, czyli około 2,512). Oznacza to, że gwiazda pierwszej wielkości jest około 2,5 raza jaśniejsza od gwiazdy drugiej jasności i około 100 razy jaśniejsza od gwiazdy szóstej jasności. Najsłabszymi gwiazdami widocznymi w sprzyjających warunkach gołym okiem są gwiazdy szóstej jasności.

Wyróżnia się wielkość bolometryczną oraz wielkość barwną. Wielkość bolometryczna dotyczy ilości energii wysyłanej przez gwiazdę w pełnym zakresie widma, jasność barwna zaś − w określonym jego przedziale (na przykład światła widzialnego).


Zmienność Gwiazd

Schematyczna mapa krainy gwiazd zmiennych. Autor: L. Błaszkiewicz

Gwiazda, która w znaczący sposób zmienia swoją jasność w danym zakresie widma nosi miano zmiennej. Ogólnie rzecz biorąc, każda gwiazda wykazuje drobne fluktuacje jasności, ale są one w większości przypadków praktycznie niezauważalne.

Ze względu na przyczynę zmian blasku, gwiazdy zmienne dzielą się na dwie główne grupy: gwiazdy zmienne fizycznie oraz gwiazdy zmienne geometrycznie.

  • Gwiazdy zmienne fizycznie to gwiazdy pojedyncze lub podwójne, których jasność zmienia się na skutek procesów zachodzących w samej gwieździe lub otaczającej ją materii. Ze względu na charakter i zakres zmian dzielimy je na następujące grupy:
    • gwiazdy pulsujące, w których struktura gwiazdy lub jej atmosfery ulega regularnym okresowym zmianom (np. Cefeidy)
    • gwiazdy zmienne atmosferycznie, w których następują nieregularne zmiany w atmosferach
    • gwiazdy wybuchowe, w których następuje jednorazowa lub powtarzająca się dramatyczna zmiana struktury (np. nowe i supernowe)
  • Gwiazdy zmienne geometrycznie to gwiazdy pojedyncze lub podwójne, których jasność zmienia się na skutek zmiany orientacji gwiazdy względem obserwatora. Ze względu na charakter zmian gwiazdy te dzielimy na następujące grupy:
    • gwiazdy zaćmieniowe, czyli układy podwójne gwiazd, w których jeden składnik okresowo przesłania drugi składnik, a przyczyną obserwowanych zmian jest ruch orbitalny gwiazd
    • gwiazdy, gdzie przyczyną zmian jest rotacja gwiazdy (np. pulsar)
    • zjawiska mikrosoczewkowania grawitacyjnego, w których przyczyną pojaśnienia gwiazdy jest mikrosoczewkowanie przez inny obiekt przechodzący w pobliżu linii widzenia od gwiazdy do obserwatora

Parametry fizyczne gwiazd

Porównanie rozmiarów gwiazd róznych typów.Autor: L. Błaszkiewicz
  • Masa

Praktycznie wszystkie cechy gwiazdy, takie jak na przykład jasność czy rozmiar, a także przebieg jej ewolucji, długość życia i sposób jego zakończenia zależą w przeważającym stopniu bezpośrednio od posiadanej przez nią masy początkowej. Masa determinuje także ściezkę ewolucyjna gwiazdy oraz tempo ewolucji.

Masy gwiazd zawierają się w przybliżeniu w przedziale od 1,5913 × 1029 do 3,9782 × 1032 kg, co w jednostkach masy Słońca oznacza zakres od 0,08 do nawet 150 Mas Słonecznych.

  • Rozmiar

Gwiazdy znacząco różnią się rozmiarami. Ich średnice wahają się od około 20-40 kilometrów w wypadku gwiazd neutronowych, do ponad 650 średnic Słońca (0,9 miliarda kilometrów, prawie 6,7 j.a.) w przypadku nadolbrzymów pokroju Betelgezy w gwiazdozbiorze Oriona. Betelgeza ma jednak gęstość dużo mniejszą od Słońca, wynosi ona średnio 1,576 ×10−5 kg/m3, co odpowiada gęstości atmosfery Ziemi na wysokości około 90 km, średnia gęstość Słońca zaś to 1,409×103 kg/m3. Gwiazdą o największej znanej średnicy jest VY Canis Majoris, której średnica jest 2000 razy większa od średnicy Słońca. Gdyby umieścić ją w centrum Układu Słonecznego, jej atmosfera rozciągałaby się aż po orbitę Saturna.

Wykres HR

Wykres HR pokazujący zależność miedzy jasnością a temperaturą (typem widmowym) gwiazd. Zaznaczono podstawowe grupy gwiazd, ich masy, promienie oraz czas życia. Autor: na podstawie źródła internetowego - L. Błaszkiewicz

Diagram Hertzsprunga-Russella (H-R) to wykres klasyfikujący gwiazdy. Został skonstruowany w 1911 r. przez E. Hertzsprunga, a w 1913 r. udoskonalony przez H.N. Russella.

W wykresie tym na jednej z osi układu współrzędnych zaznaczony jest typ widmowy (lub temperatura fotosfery albo wskaźnik barwy), natomiast na drugiej osi naniesiona jest jasność. Na diagramie H-R gwiazdy grupują się w pewnych obszarach. Większość gwiazd tworzy tzw. ciąg główny (rozciągający się wzdłuż przekątnej od prawego dolnego do lewego górnego rogu wykresu). Jest on tworzony głównie przez młode gwiazdy (I populacji). Gałąź leżąca bezpośrednio poniżej ciągu głównego, to gałąź podkarłów (gwiazd II populacji). W lewym dolnym rogu wykresu znajduje się grupa białych karłów, natomiast nad ciągiem głównym znajdują się kolejno od prawej grupy: podolbrzymy, czerwone olbrzymy, olbrzymy i nadolbrzymy.

Brązowe Karły

Brązowy karzeł to obiekt gwiazdopodobny o masie zbyt małej (poniżej 8% masy Słońca – 80 mas Jowisza), by mogły zachodzić w nim reakcje przemiany wodoru w hel, które są głównym źródłem energii gwiazd ciągu głównego. Od gazowych planet odróżnia je to, że są zdolne do syntezy deuteru przynajmniej na początku istnienia i często występują samotnie w przestrzeni.

Pierwszego brązowego karła, Gliese 229B, zidentyfikowano w 1995 roku. Dotychczas odkryto kilkaset brązowych karłów, jednakże są one prawdopodobnie najczęściej spotykanym typem obiektów w Galaktyce. Szacuje się, że w naszej Galaktyce istnieje dwukrotnie więcej brązowych karłów niż zwykłych gwiazd, ale ich łącza masa stanowi do 15% masy Galaktyki.Trudność w ich wykrywaniu polega na bardzo małej jasności.

Czerwone Karły

Czerwony karzeł to gwiazda ciągu głównego późnego typu widmowego K lub M. Ich masa wynosi od 7,5% do około 40% masy Słońca, a temperatura powierzchni jest niższa niż 4000 K. Gwiazdy te emitują czasami nawet 10 000 razy mniej światła niż Słońce, a ich maksymalna jasność to 10% jasności Słońca. Z powodu wolnego tempa spalania wodoru, ich szacowany czas życia wynosi 10 miliardów lat. Czerwone karły stanowią najliczniejszy typ gwiazd we Wszechświecie, jednak z powodu ich małej jasności nie są widzialne gołym okiem.

W Drodze Mlecznej tylko 20% gwiazd nie jest czerwonymi karłami.

Ponieważ czerwone karły są najczęściej występującym typem gwiazd w naszej galaktyce, przypuszcza się, że wokół niektórych mogą krążyć podobne do Ziemi planety, na których występuje woda w stanie ciekłym i inne warunki sprzyjające rozwojowi życia. W gwiazdozbiorze Wagi wokół gwiazdy Gliese 581, która jest czerwonym karłem, krąży w niewielkiej stosunkowo odległości planeta około półtora raza większa od Ziemi (Gliese 581 c), na której może panować temperatura między 0 a 40 °C, a więc prawdopodobnie może istnieć tam woda w stanie ciekłym.

Karły

Karły tp najczęściej występujący typ gwiazdy; są to gwiazdy I populacji leżące w granicach ciągu głównego na diagramie Hertzsprunga-Russella. W ramach klasyfikacji widmowej karły są zaliczane do klasy jasności V.

Błekitne Olbrzymy

Błękitny olbrzym (lub niebieski olbrzym) to gwiazda o typie widmowym O lub B należąca do III klasy jasności.

Błękitne olbrzymy świecą wyjątkowo jasno, osiągając jasność absolutną rzędu -5, -6 lub nawet wyższą. Temperatura ich powierzchni jest wysoka, powyżej 20 000 K, co powoduje, że znaczna część energii gwiazdy zostaje wypromieniowana w zakresie nadfioletu, niewidzialnego dla ludzkich oczu. Ponieważ są to gwiazdy dość masywne, ich czas życia jest stosunkowo krótki i trwa od kilkudziesięciu do kilkuset milionów lat. Obecne teorie przewidują, że większość z nich zakończy swoje życie jako supernowe.

Czerwone Olbrzymy

Czerwony olbrzym to gwiazda o stosunkowo niewielkiej masie (od 0,5 do ok. 8-10 mas Słońca), będąca na schyłkowym etapie ewolucji. Nazwa pochodzi od obserwowanej barwy i dużych rozmiarów (setki razy większych od promienia Słońca). Gwiazda po zsyntetyzowaniu helu z całej ilości wodoru w jądrze zaczyna syntezę helu z warstw wodoru położonych bliżej jej powierzchni.

Czerwone Nadolbrzymy

Czerwony nadolbrzym to jeden z etapów rozwoju masywnych gwiazd. Obiekt na tym etapie charakteryzują: duże rozmiarami (nawet 1000 razy większe od Słońca) , mała gęstość i niska temperatura powierzchni (3.5 tys. K, typ widmowy M–K). Jasności absolutne czerwonych nadolbrzymów są w zakresie -7 – -10 magnitudo. Etap ten następuje w chwili wyczerpania się w nich zapasów wodoru. Stadium to osiągają gwiazdy o początkowej masie w zakresie od 10 do 40 mas Słońca.

Ewolucja Gwiazd

Ewolucja gwiazd rozpoczyna się od kondensacji materii rozproszonej aż do przejścia w stan protogwiazdy. Następnie, zależnie od masy, gwiazda egzystuje na ciągu głównym, by pod koniec życia przejść etap olbrzyma i skończyć jako biały karzeł albo - po eksplozji supernowej - jako gwiazda neutronowa lub czarna dziura. Źródło: Internet

Ewolucja gwiazd rozpoczyna się od kondensacji materii rozproszonej aż do przejścia w stan protogwiazdy. Następnie, zależnie od masy, gwiazda egzystuje na ciągu głównym, by pod koniec życia przejść etap olbrzyma i skończyć jako biały karzeł albo - po eksplozji supernowej - jako gwiazda neutronowa lub czarna dziura.

Końcowe Etapy Ewolucji

Biały Karzeł

Biały karzeł to niewielki (rzędu rozmiarów Ziemi) obiekt astronomiczny składający się ze zdegenerowanej materii, emitujący m.in. promieniowanie widzialne. Powstaje po ustaniu reakcji jądrowych w gwieździe o małej lub średniej masie. Mało masywne gwiazdy (od 0,08 do 0,4 M☉) nie osiągają w trakcie swojej ewolucji warunków wystarczających do zapłonu helu w reakcjach syntezy termojądrowej i powstają z nich białe karły helowe. Średnio masywne gwiazdy (od 0,4 do ok. 4 mas Słońca) spalają hel dając białe karły węglowe, lub węglowo-tlenowe. Pozostałością gwiazd o masach w zakresie 4-8 mas Słońca (na ciągu głównym) są białe karły z domieszką tlenu, neonu i magnezu.

Pierwszym znanym białym karłem była gwiazda 40 Eridani B, odkryta w 1783 roku przez Williama Herschela. W 1862 roku Alvan Graham Clark odkrył ciemnego towarzysza Syriusza. Dopiero w XX wieku ustalono jednak, że towarzysz Syriusza, nazywany Syriuszem B ma temperaturę powierzchniową około 25 000 K. Jego jasność jest znacznie mniejsza niż Syriusza A, stąd jego powierzchnia musi być znacznie mniejsza. Pozwala to stwierdzić, że średnica Syriusza B jest rzędu średnicy Ziemi. Analiza orbity Syriusza B pozwala wyznaczyć masę gwiazdy, jest ona tego samego rzędu co masa Słońca. Oznacza to, że gęstość Syriusza B jest ogromna. (gęstości białych karłów wynoszą około 106 g/cm3 lub inaczej 1 tonę na centymetr sześcienny)

Gwiazda neutronowa

Czarna dziura

Zobacz też:

Osobiste
Przestrzenie nazw
Warianty
Działania
Nawigacja
Narzędzia
Pomoc
Szablony