Gwiazdy od wielkości 0,4 masy Słońca przechodzą w stadium czerwonego olbrzyma. Gdy ustanie proces spalania helu w jądrze, gwiazda taka rozszerzy się, przechodząc w stadium czerwonego nadolbrzyma. Są to gwiazdy tak rozległe, że większość ich masy zostaje wyrzucona w postaci powłoki gazowej, tworząc mgławicę planetarną, która może stanowić surowiec do powstania kolejnych gwiazd i planet. Tak też było przed powstaniem Układu Słonecznego. Powstałe w ten sposób gołe jądro gwiazdy zapada się pod wpływem własnego ciężaru, tworząc gwiazdę Wolfa-Rayeta. Jeśli jądro olbrzyma ma mniej niż 1,2 (liczba Chandrasekhara) masy Słońca, jego kolaps zostanie powstrzymany. Powstanie wtedy mała gwiazda o dużej gęstości (10 ⁶ g/cm³) i temperaturze nawet 10 000 K (kelwinów). Jest to gwiazda typu biały karzeł (wbrew nazwie niebieska) wielkości średniej planety. Gwiazda taka promieniuje bardzo słabo, tracąc energię nagromadzoną wcześniej. Ostatecznie, po miliardach lat przechodzi ona w stadium czarnego karła. Jest to praktycznie koniec jej cyklu ewolucyjnego, nazywany często śmiercią gwiazdy. Jeśli jednak masa gwiazdy jest większa od około 3 mas Słońca, jej los będzie inny. Po wypaleniu się wodoru olbrzymia temperatura w jej jądrze umożliwi zajście dalszych reakcji syntezy. Reakcje te zachodzić będą tym szybciej, im cięższy będzie spalany pierwiastek - węgiel (C) - 600 lat, krzem (Si) - 24 godziny. W wyniku tych reakcji powstanie jądro żelazne otoczone kolejnymi, poprzednimi produktami syntezy. Ustanie wtedy synteza pierwiastków, pod wpływem temperatury i ciśnienia atomy rozpadną się na lekkie jądra i neutrony. W wyniku zapadnięcia się jądra i implozji, zewnętrzne warstwy gwiazdy zostaną odrzucone. Nastąpi wtedy gwałtowny (trwający 1 sekundę) wybuch, wyzwalający olbrzymie ilości energii, nazywany supernową. Około 90% masy gwiazdy zostanie odrzuconych w przestrzeń z prędkością tysięcy kilometrów na sekundę. Większość pierwiastków ciężkich na Ziemi powstała właśnie w czasie wybuchu supernowej, w wyniku szczątkowych reakcji syntezy w odrzuconym obłoku gazowym. Reakcje te zwane są procesem r (rapid). Dzięki temu procesowi na Ziemi występuje m.in. uran.

Jeśli jądro powstałe z supernowej będzie miało masę od 1,4 do 3 masy Słońca, implozja zmusi cząstki elementarne do łączenia się w neutrony. Powstanie wtedy niezwykle gęsta gwiazda neutronowa ▀. Jej rozmiary wynoszą kilkadziesiąt kilometrów, a gęstość wynosi 10¹⁴ g/cm³, czyli jest porównywalna do gęstości jądra atomowego, a jej temperatura sięga milionów stopni. Na powstałej w ten sposób kuli nie mogą pojawić się wzniesienia większe niż na kilka milimetrów, ponieważ grawitacja panująca na jej powierzchni nie pozwoli na to. Gwiazdy takie wirują z częstotliwością kilkuset obrotów na sekundę i emitują promieniowanie radiowe, które możemy odbierać na Ziemi, dlatego inna ich nazwa to pulsary. Badania nad pulsarami prowadzi między innymi Aleksander Wolszczan, znany z odkrycia pierwszego układu planetarnego wokół gwiazdy neutronowej w 1992 r. Siła przyciągania gwiazdy neutronowej jest 10¹² razy większa niż Ziemi.

Jeżeli z kolei masa jądra będzie znacznie większa od 3 mas Słońca, implozja spowoduje powstanie czarnej dziury, czyli obiektu o zerowej średnicy i olbrzymiej masie, tzw. osobliwości. Taki kolaps grawitacyjny nie może być powstrzymany przez ciśnienie materii w jądrze gwiazdy. Jądro takie zapada się poniżej rozmiarów promienia Schwarzschilda (określonego wzorem R=2GM/c²) tworząc osobliwość w czasoprzestrzeni. Czarna dziura charakteryzuje się całkowitą nieprzenikliwością ▀▀ i gigantyczną krzywizną czasoprzestrzeni wokół niej, czyli ogromnym potencjałem grawitacyjnym w pobliżu tzw. horyzontu zdarzeń. Horyzont zdarzeń czarnej dziury jest to sfera wokół osobliwości, zza której żadna forma energii nie może powrócić do przestrzeni poza nią. Siły pływowe w pobliżu horyzontu są tak silne, że powodują zniszczenie każdego materialnego obiektu w pobliżu. Dlatego też niemożliwa jest bezpośrednia obserwacja ani badanie czarnych dziur. Średnica horyzontu zdarzeń jest często podawana jako średnica czarnej dziury, co nie jest to końca ścisłym sformułowaniem.

Przykładem czarnej dziury może być układ podwójny Cygnus X-1 w naszej Galaktyce. Jednak nawet czarne dziury umierają - wyparowują energię, tracąc przy tym swoją masę, jednak taki proces trwa średnio 10¹⁰⁰ lat, czyli niewyobrażalnie dłużej niż aktualny wiek Wszechświata ▀▀▀. Aby otrzymać czarną dziurę z wody, trzeba by stworzyć kulę wodną o średnicy dwukrotnie większej od średnicy Układu Słonecznego, wówczas zaczęłaby się ona zapadać. Teoretycznie z każdej materii można stworzyć osobliwość, kompresując ją zgodnie z wymogami wzoru Schwarzschilda ▀▀▀▀. „Czarne dziury mogą mieć dowolne rozmiary: ich promień jest proporcjonalny do masy. Olbrzymie czarne dziury znajdujące się w środkach galaktyk mają masy miliarda słońc i mogłyby pochłonąć cały Układ Słoneczny. Czarna dziura o masie Słońca miałaby średnicę 6 kilometrów, a zaledwie 9 milimetrów, gdyby miała masę Ziemi. A co z czarnymi dziurami o rozmiarach atomów? Czarna dziura o masie miliona ton zmieściłaby się w jądrze atomowym. Aby mogła powstać, w przestrzeni, którą zwykle zajmuje jeden proton, musiałoby się zmieścić 1036 protonów” [Przed początkiem, Martin Rees] (tu średnica rozumiana jako rozmiar horyzontu zdarzeń).

W wyniku procesów zachodzących w jądrze, w niektórych gwiazdach proces syntezy helu zaczyna przebiegać w sposób niekontrolowany, powodując wybuch helowy, którego energia zostaje w całości pochłonięta przez samą gwiazdę. Następuje wtedy stan nierównowagi, a gwiazda staje się gwiazdą zmienną, ponieważ zmienia ona swoje rozmiary i jasność. Takie gwiazdy nazywane są cefeidami (odkryte w gwiazdozbiorze Cefeusza). Procesy takie w niektórych gwiazdach zmiennych mają charakter wybuchowy - noszą one wtedy nazwę nowych.

Różnice w wyglądzie widm gwiazdowych spowodowane są różnymi temperaturami panującymi na ich powierzchni. Im większa temperatura gwiazdy, tym więcej w widmie linii należących do pierwiastków zjonizowanych, a mniej linii związków chemicznych ▀▀▀▀▀. Ze względu na widmo można podzielić gwiazdy na 7 typów: O, B, A, F, G, K i M (łatwo zapamiętać: „Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me”). Typy pośrednie oznacza się indeksami od 1 do 9, np. A5. Poszczególne typy różnią się obserwowaną barwą, i tak typy O i B mają barwę niebieskawą i temperaturę (T) do 50 000 K, typ A barwę białą i T do 11 000, typ F żółto-białą i T do 7500, typ G żółtą i T do 6000 (Słońce), typ K pomarańczową i T do 5000 oraz typ M czerwoną i T poniżej 3500. Wykres Hertzsprunga-Russella (tzw. diagram H-R) przedstawia zależność między wielkością absolutną ▀▀▀▀▀▀ i typem gwiazd, niezależnie od ich wieku. Łatwo zauważyć, że większość gwiazd grupuje się w tzw. ciągu głównym. Na prawo nad nim leżą czerwone olbrzymy a wyżej nadolbrzymy. Poniżej znajdują się białe karły, których barwa zmienia się od niebieskiej do czerwonej. Wraz ze wzrostem masy gwiazdy, czyli także ilością wypromieniowanej energii, maleje czas jej aktywności.

Wszystko, co nas otacza, pochodzi z gwiazd i do nich kiedyś wróci. Nie z popiołu, ale z gwiazd powstałeś i w gwiazdy się obrócisz. Konkluzja jest chyba jednak optymistyczna: wcześniej czy później i Ty zostaniesz gwiazdą!

Gwiezdne ciekawostki:

■ Spalenie wszystkich paliw na Ziemi dałoby tyle energii, ile Słońce dostarcza Ziemi w ciągu 3 dni.

■ W ciągu sekundy do Ziemi dociera 2 megadżuli (MJ) energii słonecznej na metr kwadratowy. Ziemia przejmuje więc dwie miliardowe części całkowitej energii Słońca (3,826 * 1026 J).

■ Drobina materii wielkości główki od szpilki z wnętrza Słońca mogłaby zabić swoim gorącem człowieka z odległości 150 km.

■ Słońce spala 600 mln ton wodoru na sekundę.

■ Gwiazda S Doradus ma milion razy większą moc promieniowania niż Słońce.

■ Rigel - temperatura 12 500 K, 48 średnic Słońca; Betelgeza - 2700 K, 1000 średnic Słońca, czyli objętościowo 64 mln Słońc.

■ LP 768-500 jest najmniejszą znaną gwiazdą, 10 razy mniejszą od Słońca.

■ Gdyby Ziemię zmniejszyć do rozmiarów jabłka, to Mount Everest miałby 0,08 mm, Księżyc krążyłby w odległości 3 m od Ziemi i miałby średnicę 3,5 cm. Mars znajdowałby się w odległości 500 m a najbliższa gwiazda (Proxima Centauri A) byłaby na Księżycu.

■ Aby wystartować z gwiazdy neutronowej, trzeba osiągnąć połowę prędkości światła.

Michał Przech

Źródło: Racjonalista.pl

1. ▀ W czasie kolapsu gwiazda wiruje coraz szybciej, podobnie jak łyżwiarki na lodzie, zgodnie z zasadą zachowania pędu. Dzięki tej częstotliwości jesteśmy w stanie oszacować pierwotną wielkość gwiazdy.
2. ▀▀ W sensie fizycznym, nie można przesłać przez nią żadnej formy energii.
3. ▀▀▀ Parują, tzn. oddają do przestrzeni energię i tracą swoją masę. Jest to zbyt jednak skomplikowany proces, aby go tu opisać.
4. ▀▀▀▀ Aby zmienić Słońce w czarną dziurę, należałoby ścisnąć całą jego masę do takiej gęstości, jaką ma materia w jądrze atomowym.
5. ▀▀▀▀▀ Mowa o widmie świetlnym, obserwowanym np. za pomocą spektrometru.
6. ▀▀▀▀▀▀ Wielkością absolutną nazywamy jasność absolutną gwiazdy w skali logarytmicznej M=m+5-5log(l); m - wielkość postrzegana, l - odległość (pc). Jasnością absolutną gwiazdy nazywamy jasność, jaką obserwowano by, gdyby gwiazda ta znajdowała się w odległości 10 pc (parseków; odległość, z której jednostka astronomiczna (AU - średnia odległość Ziemi od Słońca) jest widoczna pod kątem 1″ (sekundy kątowej; proszę wyobrazić sobie taki gigantyczny trójkąt). 1 pc = 3,086 * 1016 m = 3,261633 lat świetlnych = 206 265 AU.