EWOLUCJA gwiazd ciągu głównego

EWOLUCJA  GWIAZD  CIĄGU  GŁÓWNEGO

w zależności od ich masy początkowej

Protogwiazda staje się gwiazdą w momencie, kiedy grawitacyjne zapadanie się materii równoważone jest przez ciśnienie pochodzące z reakcji syntezy termojądrowej. U nowo powstałej gwiazdy, reakcje te zachodzą z udziałem wodoru, który łączy się tworząc jądra helu. Wypromieniowana w wyniku tego procesu energia służy do podtrzymania równowagi promienistej (wówczas gwiazda nie zapada się). Synteza termojądrowa jest również przyczyną świecenia gwiazd.

Kiedy w materii formującej się gwiazdy, na skutek postępującej kontrakcji, temperatura sięgnie wartości rzędu 107 K, niezwykle wysoka energia kinetyczna jąder wodoru (protonów) pozwoli im znaleźć się dostatecznie blisko, aby mogła zajść fuzja. Wcześniej, gdy temperatura w rdzeniu protogwiazdy była niższa od wymaganej wartości progowej, na obecne w materii protony wpływ miały siły odpychania istniejące pomiędzy ładunkami jednoimiennymi. Wzrost ich energii kinetycznej pomaga pokonać tzw. barierę potencjału i uruchamia syntezę. Kiedy gwiazda jest na etapie, w którym głównym paliwem jądrowym jest wodór, mówimy, ze należy do ciągu głównego. Jest to najbardziej stabilny etap życia gwiazdy.

Czas, jaki dana gwiazda pozostaje w ciągu głównym jest indywidualny dla każdej gwiazdy i zależy od jej masy początkowej. Ciężkie obiekty o masie wyjściowej 15 mas Słońca, pozostają w ciągu głównym przez ok. 160.000 lat. Z kolei te o masie zbliżonej do słonecznej, syntezują wodór przez blisko 30.000.000 lat. Im gwiazda jest bardziej masywna, tym krótszy jest jej czas życia. Aby powstrzymać ogromne siły grawitacyjne przyczyniające się do zapadania materii, gwiazda musi wytworzyć znacznie większą ilość energii w wyniku fuzji termojądrowej- spala więc większe ilości paliwa na jednostkę czasu niż gwiazda mało masywna.

Kiedy formująca się protogwiazda ma masę niższą od 1/12 masy Słońca, kontrakcja grawitacyjna (powolne kurczenie się) nie przyczyni się do osiągnięcia wymaganej temperatury 107 K wewnątrz rdzenia i synteza wodoru nigdy nie nastąpi. Nie będzie w związku z tym energii, która powstrzymała grawitacyjne zapadanie się gwiazdy. Materia takiego obiektu ulegnie degeneracji i nigdy nie osiągnąwszy etapu ciągu głównego, stanie się białym karłem. Dlatego masę 1/12 Mʘ uznaje się za minimalną niezbędną do zapoczątkowania życia gwiazdy.

Ewolucja gwiazd o masie 1/12 Mʘ do ok 0,4 Mʘ

Mało masywne gwiazdy, dzięki powolnej kontrakcji osiągają w swoim rdzeniu minimalną wymaganą temperaturę zapłonu. Wówczas uruchamia się w nich proces fuzji i zapadanie grawitacyjne jest równoważone przez energię pochodzącą z jądrowej przemiany wodoru w hel. Gwiazda pozostaje w ciągu głównym do czasu wyczerpania zapasów paliwa wodorowego. Po zużyciu paliwa , gwiazda o  masie 1/12 – 0,4 Mʘ zaczyna się zapadać. Ciśnienie działające na helowy rdzeń rośnie, ale mimo to, jest ono niewystarczające do zainicjowania spalania helu. Materia helowa ulega stopniowej degeneracji. Elektrony nie orbitują już wokół jąder, tylko opływają ją w sposób swobodny. Znajdują się znacznie bliżej jądra niż ma to miejsce w zwykłych atomach podlegających prawom gazu doskonałego. Materia zdegenerowana ma szczególne, nadzwyczajne właściwości. Jedną z nich jest bardzo duża gęstość. Jeden centymetr sześcienny tej materii waży blisko tonę.

Gwiazdy o masie 0,4- 4 Mʘ

U nieco cięższych gwiazd, których masa mieści się w przedziale 0,4- 4 Mʘ, w momencie wyczerpania depozytów paliwa wodorowego, gwiazda również zaczyna się zapadać. Wzrost temperatury zaowocuje zapłonem rezerw wodoru obecnych w otoczce gwiazdy (wcześniej reagował wodór z rdzenia- aż do momentu wyczerpania). Cienka warstwa wodoru wokół helowego jądra zaczyna przemianę w hel. Z początku proces przebiega spokojnie i stopniowo staje się coraz bardziej dynamiczny. Gdy energia uwalniana w procesie syntezy zacznie mieć przewagę nad  wpływem grawitacyjnym górnych warstw atmosfery, zewnętrzna rozrzedzona otoczka wodorowa zostaje odrzucona na zewnątrz, dostrzeżemy wzrost rozmiaru oraz jasności gwiazdy. Gwiazda „puchnie”. Stale ekspandująca sfera rozrzedzonego wodoru oddala się od pozostałego w centrum niewielkiego helowego jądra. W wyniku rozszerzania, zewnętrzna część otoczki ochładza się i przybiera czerwoną barwę (czerwony olbrzym).

Tym czasem rdzeń gwiazdy, na skutek powolnej, stopniowej kontrakcji, osiąga temperaturę zapłonu helu. Następuje wówczas tzw. błysk helowy. W bardzo krótkim czasie ulega zużyciu ogromna porcja helu, który od tej chwili staje się nowym paliwem jądrowym zasilającym gwiazdę. Zachodzi wówczas tzw. reakcja trzy alfa. Polega ona na syntezie trzech jąder helu (zwanych cząstkami alfa) i tworzy się jądro węgla.

3 42He –> 126C

Jednak proces trzy alfa jest bardzo wrażliwy na fluktuacje temperatury.

Kiedy depozyty helu zapłoną, gwieździe zostaje przywrócona równowaga promienista, a materia w jej rdzeniu powraca do stanu niezdegenerowanego. Gdy hel ulegnie wyczerpaniu, synteza ustaje. Jądro ponownie zapada się. Tworzy się z niego biały karzeł węglowy.  W tym czasie zewnętrzne warstwy atmosfery, w których płoną depozyty rozrzedzonego wodoru, nieustannie oddalają się od helowego rdzenia gwiazdy , ulegają powolnemu rozpraszaniu, formując rozległą otoczkę gazową zwaną mgławicą planetarną. Jest ona widoczna dzięki promieniowaniu UV emitowanemu przez białego karła.

Gwiazdy o masie 4- 8 Mʘ

Gwiazdy o masie 4- 8 mas słonecznych ulegają podobnym procesom ewolucyjnym jak gwiazdy z przedziału mas 0,4- 4 Mʘ. Istotną różnicą jest skład rdzenia. Jako bardziej masywne, są zdolne do syntezy nie tylko węgla, ale również nieco cięższych pierwiastków, takich jak tlen, neon oraz magnez. Wyższa masa wiąże się z wyższym ciśnieniem podczas zapadania się helowego rdzenia, a to z kolei umożliwia fuzję helu do węgla, a następnie do wspomnianych cięższych pierwiastków. U końca swego życia pozostawiają białego karła (tlenowo-neonowo-magnezowego) oraz otaczającą go mgławicę planetarną.

Gwiazdy o masie powyżej 8Mʘ

U gwiazd cięższych niż 8 mas Słońca, synteza cięższych jąder nie kończy się na magnezie. Wysoka temperatura oraz ciśnienie sprawiają, że te pierwiastki, które w poprzedniej grupie gwiazd były ostatecznym produktem, w przypadku gwiazd masywnych są zdolne do dalszego przyłączania helu, a także fuzji między dwoma jądrami o znacznej masie, np.:

Powyższe procesy są niekiedy nazywane spalaniem zaawansowanym.
Najcięższym jądrem, jakie może powstać w rdzeniu masywnej gwiazdy jest izotop żelaza Fe-56. Synteza cięższych jąder jest procesem endoenergetycznym, a więc wymaga dodatkowych nakładów energii.

Procesy spalania zaawansowanego mają charakter warstwowy. W zewnętrznej sferze jest w dalszym ciągu obecny niespalony wodór, nieobjęty procesem fuzji (zbyt niskie ciśnienie, temperatura oraz silne rozrzedzenie materiału). W głębszych warstwach gwiazdy zachodzą procesy syntezy helu, następnie węgla. A im bliżej środka gwiazdy, tym syntezowane są cięższe nuklidy. W samym centrum rdzenia tworzy się jądro żelazne, które jest w obecnych warunkach niezdolne do dalszych przemian jądrowych. Synteza wygasa, co skutkuje naruszeniem równowagi promienistej. Ustanie reakcji sprawia, że siły grawitacji mają przewagę i rdzeń zapada się. Degeneracja materii nie zatrzymuje się na etapie białego karła. Formą zdegenerowanej materii o wyższej gęstości jest gwiazda neutronowa. Pod wpływem ogromnego ciśnienia działającego na materię, jądra atomowe ulegają dekompozycji. Protony rekombinują z elektronami i powstają neutrony. Cała materia ulega przemianie w neutrony- stąd pochodzi określenie „gwiazda neutronowa”.

Masywne gwiazdy kończą swoje życie wybuchem supernowej. Proces ten generuje tak wielkie porcje energii, że możliwa staje się synteza pierwiastków cięższych od żelaza. Wyrzucona na skutek wybuchu supernowej materia znacznie różni się składem od tej, która powstała w rdzeniu przed eksplozją. Pierwiastki ciężkie tworzą się m.in. na drodze kolejnych wychwytów neutronowych, a następnie rozpadów beta minus (neutrony przemieniają się w protony zwiększając tym samym liczbę atomową pierwiastka). Przy udziale intensywnego strumienia neutronów, obserwowanego u supernowych o krótkiej skali czasowej, powstają bardzo ciężkie jądra transuranowe (Liczb atomowa Z > 92). A wśród nich m.in. emitery alfa o krótkim okresie połowicznego zaniku: polon 212, kaliforn 256 czy ferm 100. Granicą liczby atomowej jest podatność produktów na spontaniczny rozpad inicjowany dalszym wychwytem neutronów.

Wybuch supernowej prowadzi do odrzucenia zewnętrznych warstw gwiazdy. Pozostaje niewielkie, supergęste jądro zbudowane z materii neutronowej.

Dla wyjątkowo masywnych gwiazd (ok. >20Mʘ) zapadanie się rdzenia nie zatrzymuje się na etapie gwiazdy neutronowej. Ogromna masa kurczy się do obiektu o niezwykle małych rozmiarach. Powstaje wówczas czarna dziura, której nadzwyczaj silne pole grawitacyjne pochłania nawet fotony światła.

 

Źródło:

  1. Szymański: „Chemia Jądrowa” 1996; str. 222-231
  2. Sobkowski M. Jelińska-Kazimierczuk: „Chemia Jądrowa” 2006; str. 75
  3. Mrozek: wykład pt. „Lekcje ze Słońcem w tle”
  4. Pittich, D. Kalmancok: “Niebo na dłoni” 1988; str. 128- 135

Share This:

Może Ci się również spodoba

Dodaj komentarz

Twój adres email nie zostanie opublikowany.