Gwiazdy naprawdę rodzą się z gwiezdnego pyłu, a ponieważ gwiazdy są fabrykami, które produkują wszystkie ciężkie pierwiastki, nasz świat i wszystko, co się w nim znajduje, również pochodzi z gwiezdnego pyłu.
Jej obłoki, składające się głównie z cząsteczek wodoru, unoszą się w niewyobrażalnym chłodu kosmosu, aż grawitacja zmusi je do zapadnięcia się w siebie i utworzenia gwiazd.
Wszystkie gwiazdy są sobie równe, ale podobnie jak ludzie występują w wielu odmianach. Podstawowym wyznacznikiem charakterystyki gwiazdy jest ilość gwiezdnego pyłu zaangażowana w jej powstawanie.
Niektóre gwiazdy są bardzo duże i mają krótkie, spektakularne życie, podczas gdy inne są tak małe, że ledwo mają wystarczającą masę, aby stać się gwiazdą, a te mają niezwykle długie życie. Cykl życia gwiazdy, jak wyjaśnia NASA i inne władze kosmiczne, jest silnie zależny od masy.
Gwiazdy w przybliżeniu wielkości naszego Słońca są uważane za małe gwiazdy, ale nie są tak małe jak czerwone krasnoludy, które mają masę około połowy masy Słońca i są tak bliskie wieczności, jak gwiazda otrzymać.
Cykl życia gwiazdy o małej masie, takiej jak Słońce, sklasyfikowanej jako gwiazda ciągu głównego typu G (lub żółty karzeł), trwa około 10 miliardów lat. Chociaż gwiazdy tej wielkości nie stają się supernowymi, kończą swoje życie w dramatyczny sposób.
Formacja Protostar
Za powstawanie gwiazd odpowiada grawitacja, ta tajemnicza siła, która utrzymuje nasze stopy przyklejone do ziemi, a planety kręcą się po swoich orbitach. W obłokach międzygwiazdowego gazu i pyłu, które unoszą się wokół wszechświata, grawitacja łączy cząsteczki w małe grudki, które uwalniają się z obłoków macierzystych i stają się protogwiazdami. Czasami zapadnięcie jest przyspieszane przez wydarzenie kosmiczne, takie jak supernowa.
Dzięki zwiększonej masie protogwiazdy są w stanie przyciągać więcej gwiezdnego pyłu. Zachowanie pędu powoduje, że zapadająca się materia tworzy obracający się dysk, a temperatura wzrasta ze względu na rosnące ciśnienie i energię kinetyczną uwalnianą przez cząsteczki gazu przyciągane do środek.
Uważa się, że kilka protogwiazd istnieje między innymi w Mgławicy Oriona. Bardzo młode są zbyt rozproszone, aby były widoczne, ale ostatecznie stają się nieprzezroczyste, gdy się zlewają. Gdy tak się dzieje, akumulacja materii zatrzymuje promieniowanie podczerwone w jądrze, co dodatkowo zwiększa temperaturę i ciśnienie, ostatecznie zapobiegając wpadaniu większej ilości materii do jądra.
Jednak otoczka gwiazdy nadal przyciąga materię i rośnie, aż wydarzy się coś niesamowitego.
Termojądrowa Iskra Życia
Trudno uwierzyć, że grawitacja, która jest stosunkowo słabą siłą, może wywołać łańcuch zdarzeń prowadzący do reakcji termojądrowej, ale tak się dzieje. Gdy protogwiazda kontynuuje akrecję materii, ciśnienie w jądrze staje się tak intensywne, że wodór zaczyna stapiać się w hel, a protogwiazda staje się gwiazdą.
Pojawienie się aktywności termojądrowej tworzy intensywny wiatr, który pulsuje od gwiazdy wzdłuż osi obrotu. Materia krążąca po obwodzie gwiazdy jest wyrzucana przez ten wiatr. Jest to faza formowania się gwiazdy T-Tauri, która charakteryzuje się energiczną aktywnością powierzchniową, w tym rozbłyskami i erupcjami. W tej fazie gwiazda może stracić do 50 procent swojej masy, która dla gwiazdy wielkości Słońca trwa kilka milionów lat.
W końcu materia wokół obwodu gwiazdy zaczyna się rozpraszać, a to, co zostało, łączy się w planety. Wiatr słoneczny słabnie, a gwiazda przechodzi w okres stabilności ciągu głównego. W tym okresie siła zewnętrzna generowana przez reakcję syntezy wodoru z helem zachodzącą w jądrze równoważy wewnętrzne przyciąganie grawitacyjne, a gwiazda ani nie traci, ani nie zyskuje materii.
Cykl życia małej gwiazdy: sekwencja główna
Większość gwiazd na nocnym niebie to gwiazdy ciągu głównego, ponieważ okres ten jest zdecydowanie najdłuższy ze wszystkich gwiazd. W sekwencji głównej gwiazda przekształca wodór w hel i kontynuuje to, dopóki nie wyczerpie się jej paliwo wodorowe.
Reakcja fuzji zachodzi szybciej w masywnych gwiazdach niż w mniejszych, więc masywne gwiazdy palą się goręcej, białym lub niebieskim światłem, i spalają się krócej. Podczas gdy gwiazda wielkości Słońca przetrwa 10 miliardów lat, supermasywny niebieski olbrzym może przetrwać tylko 20 milionów.
Ogólnie rzecz biorąc, w gwiazdach ciągu głównego występują dwa typy reakcji termojądrowych, ale w mniejszych gwiazdach, takich jak Słońce, występuje tylko jeden typ: łańcuch proton-proton.
Protony są jądrami wodoru, a w jądrze gwiazdy poruszają się wystarczająco szybko, aby przezwyciężyć odpychanie elektrostatyczne i zderzają się, tworząc jądra helu-2, uwalniając v-neutrino i pozyton w procesie. Kiedy inny proton zderza się z nowo utworzonym jądrem helu-2, łączą się w hel-3 i uwalniają foton gamma. W końcu zderzają się dwa jądra helu-3, tworząc jedno jądro helu-4 i jeszcze dwa protony, które kontynuują reakcję łańcuchową, więc w sumie reakcja proton-proton zużywa cztery protony.
Jeden podłańcuch, który występuje w głównej reakcji, wytwarza beryl-7 i lit-7, ale są to pierwiastki przejściowe, które łączą się po zderzeniu z pozytonem, tworząc dwa jądra helu-4. Inny podłańcuch wytwarza beryl-8, który jest niestabilny i samorzutnie dzieli się na dwa jądra helu-4. Te podprocesy stanowią około 15% całkowitej produkcji energii.
Sekwencja Post-Główna – Złote Lata
Złote lata w cyklu życia człowieka to te, w których energia zaczyna słabnąć i to samo dotyczy gwiazdy. Złote lata dla gwiazdy o małej masie pojawiają się, gdy gwiazda zużyła całe paliwo wodorowe w swoim jądrze, a okres ten jest również znany jako ciąg pogłówny. Reakcja syntezy jądrowej w jądrze ustaje, a zewnętrzna powłoka helowa zapada się, tworząc energię cieplną, gdy energia potencjalna w zapadającej się skorupie jest przekształcana w energię kinetyczną.
Dodatkowe ciepło powoduje, że wodór w powłoce zaczyna ponownie się stapiać, ale tym razem reakcja wytwarza więcej ciepła niż wtedy, gdy zachodziła tylko w jądrze.
Fuzja warstwy wodorowej powłoki wypycha krawędzie gwiazdy na zewnątrz, a zewnętrzna atmosfera rozszerza się i ochładza, zamieniając gwiazdę w czerwonego olbrzyma. Kiedy to się stanie ze Słońcu za około 5 miliardów lat, rozszerzy się o połowę odległości do Ziemi.
Ekspansji towarzyszy wzrost temperatury w jądrze, ponieważ w wyniku reakcji fuzji wodoru zachodzących w powłoce do środka dostaje się więcej helu. Robi się tak gorąco, że fuzja helu zaczyna się w jądrze, wytwarzając beryl, węgiel i tlen, a gdy ta reakcja (zwana błyskiem helu) się rozpocznie, szybko się rozprzestrzenia.
Po wyczerpaniu się helu w powłoce rdzeń małej gwiazdy nie może wytworzyć wystarczającej ilości ciepła, aby stopić cięższe pierwiastki, które zostały wytworzone, a otoczka otaczająca rdzeń ponownie zapada się. Ten rozpad generuje znaczną ilość ciepła – wystarczającą do rozpoczęcia fuzji helu w powłoce – i nowy reakcja rozpoczyna nowy okres ekspansji, podczas którego promień gwiazdy wzrasta aż 100 razy w stosunku do pierwotnego promień.
Kiedy nasze Słońce osiągnie ten etap, rozszerzy się poza orbitę Marsa.
Gwiazdy wielkości Słońca rozszerzają się, by stać się mgławicami planetarnymi
Każda opowieść o cyklu życia gwiazdy dla dzieci powinna zawierać wyjaśnienie mgławic planetarnych, ponieważ są to jedne z najbardziej uderzających zjawisk we wszechświecie. Termin mgławica planetarna jest mylący, ponieważ nie ma nic wspólnego z planetami.
To zjawisko odpowiedzialne za dramatyczne obrazy Oka Boga (Mgławica Ślimak) i inne tego typu obrazy, które zaludniają internet. Mgławica planetarna nie jest z natury planetarna, ale jest oznaką zgonu małej gwiazdy.
Gdy gwiazda rozszerza się do swojej drugiej fazy czerwonego olbrzyma, jądro jednocześnie zapada się w super-gorącą biel karzeł, który jest gęstą pozostałością, która ma większość masy pierwotnej gwiazdy upakowaną w rozmiar Ziemi kula. Biały karzeł emituje promieniowanie ultrafioletowe, które jonizuje gaz w rozszerzającej się powłoce, tworząc dramatyczne kolory i kształty.
To, co pozostało, to biały karzeł
Mgławice planetarne nie trwają długo, zanikają za około 20 000 lat. Gwiazda białego karła, która pozostaje po rozproszeniu mgławicy planetarnej, jest jednak bardzo trwała. Jest to w zasadzie bryła węgla i tlenu zmieszana z elektronami, które są tak ciasno upakowane, że podobno są zdegenerowane. Zgodnie z prawami mechaniki kwantowej nie można ich dalej skompresować. Gwiazda jest milion razy gęstsza niż woda.
Wewnątrz białego karła nie zachodzą reakcje fuzji, ale pozostaje on gorący ze względu na małą powierzchnię, która ogranicza ilość emitowanej energii. W końcu ostygnie, aby stać się czarną, obojętną bryłą węgla i zdegenerowanymi elektronami, ale zajmie to od 10 do 100 miliardów lat. Wszechświat nie jest jeszcze wystarczająco stary, aby to się wydarzyło.
Masa wpływa na cykl życia
Gwiazda wielkości Słońca stanie się białym karłem, gdy zużyje paliwo wodorowe, ale gwiazda o masie jądra 1,4 razy większej od Słońca spotka inny los.
Gwiazdy o tej masie, znanej jako granica Chandrasekhara, nadal zapadają się, ponieważ siła grawitacji wystarcza do pokonania zewnętrznego oporu degeneracji elektronów. Zamiast stać się białymi karłami, stają się gwiazdami neutronowymi.
Ponieważ limit masy Chandrasekhara dotyczy jądra po tym, jak gwiazda wypromieniowała znaczną część swojej masy, a utracona masa jest znaczna, gwiazda musi mieć masę około ośmiu razy większą od Słońca, zanim wejdzie w fazę czerwonego olbrzyma, aby stać się gwiazdą neutronową.
Czerwone karły to gwiazdy o masie od połowy do trzech czwartych masy Słońca. Są najfajniejsze ze wszystkich gwiazd i nie gromadzą tak dużo helu w swoich jądrach. W konsekwencji nie rozszerzają się, by stać się czerwonymi gigantami, gdy wyczerpią swoje paliwo jądrowe. Zamiast tego kurczą się bezpośrednio w białe karły bez wytwarzania mgławicy planetarnej. Ponieważ jednak gwiazdy te palą się tak wolno, minie dużo czasu – być może nawet 100 miliardów lat – zanim jedna z nich przejdzie ten proces.
Gwiazdy o masie mniejszej niż 0,5 masy Słońca znane są jako brązowe karły. Tak naprawdę nie są gwiazdami, ponieważ kiedy się uformowały, nie miały wystarczającej masy, aby zainicjować fuzję wodoru. Ściskające siły grawitacji generują wystarczająco dużo energii, aby takie gwiazdy mogły promieniować, ale jest to ledwo dostrzegalne światło na dalekim czerwonym końcu widma.
Ponieważ nie ma zużycia paliwa, nic nie stoi na przeszkodzie, aby taka gwiazda pozostała dokładnie taka, jak jest, tak długo, jak trwa wszechświat. W bezpośrednim sąsiedztwie Układu Słonecznego może być jeden lub wiele z nich, a ponieważ świecą tak słabo, nigdy nie wiedzielibyśmy, że tam są.
