Spoglądając na nocne niebo często zadajemy sobie pytanie: ile jest gwiazd na nocnym niebie? Które z nich dopiero co się narodziły, a które umierają? Ewolucja gwiazd to proces, którego zrozumienie może być kluczowe dla naszych postępów w astronomii.
Nawet gołym okiem, w pogodną noc, na niebie można dostrzec tysiące gwiazd. Wystarczy sięgnąć po prosty teleskop, by liczby te zwiększyć do milionów, a to i tak nie wszystko. Gwiazdy nie są rozrzucone w przestrzeni kosmicznej losowo, ale grupują się w galaktyki. Układ Słoneczny z centralnym Słońcem należy do Drogi Mlecznej. Jest w niej ok. 100 mld gwiazd. A to nawet nie jest wierzchołek góry lodowej. W milionach innych galaktyk są miliardy innych gwiazd. Trudno jednoznacznie oszacować, ile tego typu obiektów jest w kosmosie.
Trudne ścieżki ewolucji
Wszystkie gwiazdy przechodzą podobną drogę. Rodzą się, żyją, a w końcu i umierają. Często spektakularnie. Cała ta sekwencja zdarzeń jest nazywana ewolucją gwiazdy. Zwykle trwa miliony, miliardy lub biliony lat, a sama gwiazda emituje w tym czasie stałe dawki promieniowania. Niektóre z nich oznaczają życie – jak na Ziemi, ale czy gdzieś jeszcze? Inne to z kolei śmierć – jeżeli planeta znajduje się za blisko, zostaje wysterylizowana.
Niestety, ewolucji gwiazd zazwyczaj nie obserwuje się bezpośrednio. Większość z nich odbywa się bowiem zbyt wolno, by dało się to uchwycić w pojmowanej przez nas skali czasu. Astronomowie obserwują wiele gwiazd i efekty procesów w nich zachodzących – na różnych etapach życia.
Każda gwiazda powstaje z obłoku międzygwiazdowego zbudowanego głównie z pyłu i gazu. Dominuje tutaj wodór w postaci atomowej, hel, a pozostałe atomy stanowią mniej niż 1% masy. W wyniku zagęszczania wyżej wymienionych elementów powstaje obłok molekularny (GMC) – jego masa wynosi od 100 000 do 10 000 000 mas Słońca, a rozmiary to 50-300 lat świetlnych.
Obłoki mogą się ze sobą zderzać, ale w końcu pod wpływem grawitacji zapadają się. Z jednego obłoku może powstać kilka mniejszych – te o masie ok. 50 mas Słońca mogą utworzyć tzw. protogwiazdę. Na tym etapie protogwiazda jest ukryta wewnątrz gęstego obłoku gazu i pyłu, ale systematycznie rośnie lokalna gęstość i temperatura. Jeżeli ta druga osiągnie ok. 15 mln Kelwinów, rozpoczynają się procesy syntezy jądrowej. I tak powstanie nowa gwiazda.
Warto jednak zauważyć, że masa niektórych protogwiazd jest za mała, aby mogły rozpocząć się w nich reakcje syntezy jądrowej. Wartość graniczna to co najmniej 0,083 masy Słońca. Obiekty o mniejszej masie tworzą brązowe karły.
Śmierć Słońca
Reakcje syntezy termojądrowej dostarczają energię, która rozgrzewa gwiazdę. Tak długo jak one zachodzą, gwiazda żyje. Ale paliwo w kończysz kiedyś się kończy. To, jakim schematem podąży gwiazda, zależy głównie od masy początkowej obłoku molekularnego. I tak, wyróżniamy następujące schematy:
- protogwiazda -> brązowy karzeł -> czarny karzeł
- protogwiazda -> czerwony karzeł -> błękitny karzeł
- protogwiazda -> gwiazda ciągu głównego -> czerwony olbrzym -> mgławica planetarna -> biały karzeł -> czarny karzeł
- protogwiazda -> błękitny nadolbrzym -> czerwony olbrzym -> supernowa -> gwiazda neutronowa
- protogwiazda -> błękitny nadolbrzym -> supernowa -> czarna dziura
- protogwiazda -> błękitny nadolbrzym -> czarna dziura
- protogwiazda -> hiperolbrzym -> supernowa powstająca z powodu niestabilności kreacji par -> całkowite rozerwanie gwiazdy
To, jaki koniec czeka każdą gwiazdę zależy od jej masy. Niestety, nie mamy pojęcia, co dzieje się z gwiazdą o małej masie, kiedy wyczerpie się jej paliwo, bo nigdy czegoś takiego nie obserwowaliśmy. Wszechświat liczy dopiero 13,8 mld lat, a to mniej niż oczekiwany czas życia niektórych gwiazd. Stąd hipotetyczne czarne i błękitne karły obserwowano jedynie w symulacjach komputerowych. Jako błękitny karzeł swój żywot skończy Proxima Centauri, czyli czerwony karzeł, którego szacowany czas życia to setki miliardów, a nawet biliony lat.
Z kolei gwiazda o masie ok. 0,25 masy Słońca, kiedy wyczerpie paliwo, nie przekształci się w mgławicę planetarną, a wyparuje si stanie się brązowym karłem. Astronomowie spekulują, że wszystkie gwiazdy o mniejszych masach skończą jako brązowe karły.
Najbardziej nas interesująca jest ścieżka numer 3, bo dotyczy Słońca. Kiedy gwiazda średniej wielkości osiągnie fazę czerwonego olbrzyma, jej zewnętrzne warstwy się rozszerzają, a jądro zapada. Taki los spotka ostatecznie Układ Słoneczny, który zostanie pochłonięty przez rozrastające się Słońce. Kiedy brązowy karzeł odrzuci swoje zewnętrzne warstwy, powstaje mgławica planetarna o masie stanowiącej zaledwie 20% początkowej masy gwiazdy. Gwiazda stopniowo będzie się ochładzać i kurczyć, aż osiągnie średnicę kilku tysięcy kilometrów. Wtedy stanie się białym karłem, w którym nie zachodzą już żadne reakcje syntezy termojądrowej.
Ciekawy los czeka także supermasywne gwiazdy (powyżej 7 mas Słońca). Przechodzą one przed stadium błękitnego olbrzyma lub błękitnego nadolbrzyma, przez etap czerwonego nadolbrzyma.
Warto dodać, że losy gwiazd nie są zdeterminowane w momencie ich narodzin. Przecież zawsze do układu może zostać dostarczona nowa materia, która albo wydłuży życie samej gwiazdy, albo całkowicie odmieni przeznaczenie – jak np. w układach podwójnych, gdzie gwiazdy nie ewoluują w tym samym tempie.
