Gwiazdy ciągu głównego to ciała niebieskie wysyłające energię świetlną powstałą w wyniku reakcji syntezy wodoru w hel. Masa gwiazdy waha się od 1/12 masy Słońca do około 150 mas Słońca.
Wielkościami charakteryzującymi gwiazdy są oprócz masy, jasność absolutna i typ widmowy.
Jasność gwiazdy jest mierzona w wielkościach gwiazdowych; obiekt 1 wielkości gwiazdowej jest około 2,5 razy jaśniejszy od obiektu 2 wielkości. Wielkość gwiazdowa, inaczej magnitudo (m) może być ujemna (czym bardziej ujemna tym jasność jest większa). Obserwowana (widoma) wielkość gwiazdowa odpowiada jasności widzianej z Ziemi. Absolutna wielkość gwiazdowa to taka, jaką przypisalibyśmy gwieździe, gdybyśmy obserwowali ją z odległości 10 parseków (32,5 roku świetlnego). Światło gwiazdy możemy rozszczepiać w celu zbadania jej widma. Ciemne prążki w widmie (linie absorpcyjne) znajdują się w charakterystycznych położeniach odpowiadających poszczególnym pierwiastkom i na ich podstawie można określić skład chemiczny atmosfery gwiazdy.

Diagram Hertzsprunga - Russella

Widma gwiazd podzielono na siedem typów, a każdy typ na dziesięć podtypów (od 0 do 9). Każdy typ ma określoną temperaturę powierzchni. Oznaczono je następująco: (od temperatury najwyższej wynoszącej 50000 K do najniższej 3000 K) O, B, A, F, G, K i M. Słońce ma typ widmowy G2.
Wielkości gwiazdowe i typy widmowe (barwy) gwiazd mogą być naniesione na wykres nazywany diagramem Hertzsprunga-Russella (w skrócie H-R), według którego gwiazdy dzielą się na kilka dobrze zdefiniowanych grup: gwiazdy ciągu głównego (okazało się, że w ich jądrach zachodzi termojądrowa przemiana wodoru w hel), olbrzymy, nadolbrzymy i białe karły.
Gwiazdy powstają w obłokach pyłowo gazowych na wskutek kurczenia grawitacyjnego (taki proces nazywamy kontrakcją). Podczas takiej kontrakcji obłok rozpadania się na mniejsze, indywidualnie kurczące się obszary (nazywamy je globulami), które stają się pojedynczymi gwiazdami, tworzącymi gromady lub asocjacje gwiazd. Kurcząca się globula ogrzewa się aż do momentu osiągnięcia równowagi, przy której siły związane z ciśnieniem gazu równoważą się z siłami grawitacyjnymi. Powstały obiekt nosi nazwę protogwiazdy. Następuje dalsze kurczenie się i powiększanie protogwiazdy, przy jednoczesnym, ciągłym wypromieniowaniu energii. Dalsze losy protogwiazdy zależą od jej masy. Jeśli masa jest mniejsza od 1/12 masy Słońca to świeci ona stosunkowo krótko kosztem energii grawitacyjnej i stygnie. Takie niedorobione gwiazdy nazywamy brązowymi karłami.

Synteza wodoru w hel w cyklu protonowo - protonowym

W przypadku masy nieco większej kurcząca się protogwiazda staje się właściwą gwiazdą w chwili osiągnięcia w jej centrum temperatury 10 milionów Kelwinów. W tych warunkach możliwa jest synteza wodoru w hel w tak zwanym cyklu protonowo - protonowy (w skrócie p-p). Gwiazda wchodzi w okres stabilności, zajmując miejsce na ciągu głównym diagramu H-R, zależnie od masy. W jądrze Słońca temperatura wynosi 15 mln Kelwinów i najprawdopodobniej zachodzi cykl p-p (taki cykl zachodzi w gwiazdach położonych na prawo od Słońca na ciągu głównym). Jeżeli temperatura jądra jest wyższa niż 16 mln K (gwiazdy na ciągu głównym na lewo od Słońca) efektywniejszy energetycznie jest cykl węglowo - azotowy (w skrócie C-N), składający się z sześciu reakcji, gdzie jądra atomowe węgla i azotu odgrywają rolę katalizatorów.
Po wypaleniu paliwa wodorowego dalszy los gwiazdy zależy od jej masy. Gdy masa gwiazdy mniejsza jest od 0,4 masy Słońca, gwiazda po bardzo długim czasie (rzędu kilkudziesięciu mld lat) powoli z gwiazdy ciągu głównego stanie się białym karłem. Gwiazdy ciągu głównego o masie od 0,4 do 2,5 razy większej od masy Słońca starzejąc się stają się czerwonymi olbrzymami, po czym w wyniku gwałtownego "spalenia" helu często wytwarzają mgławicę planetarną, a same stają się białym karłem.
Gdy masa gwiazdy jest większa, po krótkim przebywaniu w ciągu głównym staje się nadolbrzymem, może stać się nową lub supernową, by skończyć (w zależności od masy pozostałego po wybuchu jądra) jako biały karzeł, gwiazda neutronowa (pulsar) lub czarna dziura.
Im większa masa gwiazdy tym temperatura jest wyższa i reakcje przebiegają gwałtowniej i czas życia na ciągu głównym jest krótszy. Słońce będzie żyło na ciągu głównym 10 mld lat (zaczęło świecić 5 mld lat temu i jeszcze będzie świecić 5 mld lat). Gwiazda o masie 5 razy większe od Słońca w ciągu głównym pozostaje przez 100 milionów lat, o masie 20 razy większej już tylko 10 milionów lat. Gwiazda o masie 0,1 masy słońca będzie świecić aż 100 miliardów lat a może i więcej i nazywana jest czerwonym karłem. Dlatego liczba gwiazd w ciągu głównym maleje wraz ze wzrostem ich mas. Najbliższa nam gwiazda Proxima Centauri (Proxima po łacinie znaczy najbliższa) jest oddalona zaledwie o cztery lata świetlne od naszej planety i jest przykładem czerwonego karła. Pomimo tej bliskości nie zobaczymy jej gołym okiem ani nawet przez lornetkę! Ostatnio oszacowano, że jej masa wynosi zaledwie 1/12 masy Słońca.
Zakończenie etapu zapadania się grawitacyjnego gwiazd bardzo masywnych prowadzi do rozpoczęcia niekontrolowanych reakcji termojądrowych w ich wnętrzu. Gwiazdy zaczynają produkować znacznie więcej energii, niż jest to potrzebne do utrzymania równowagi promienistej, stają się niestabilne i stają się supernową. Gwiazdy o bardzo wielkich masach w swojej ewolucji "przeskakują" nawet etap normalnego "życia" w równowadze promienistej i z protogwiazd przekształcają się bezpośrednio w olbrzymie gwiazdy zmienne. Górna granica masy tych gwiazd waha się między 100 i 150 masami Słońca.

Gwiazda Pistoletowa

Pod koniec lat dziewięćdziesiątych okazało się, że istnieje gwiazda około 200 razy masywniejsza od Słońca. Astronomowie oszacowali, że gigantyczna gwiazda znajduje się około 25 tysięcy lat świetlnych od Ziemi w kierunku gwiazdozbioru Strzelca w pobliżu centrum naszej Galaktyki. Mimo swej jasności nie jest widoczna gołym okiem, ponieważ przysłania ją wielka chmura pyłowa. Do obserwacji użyto kamerę na podczerwień zamontowaną na Kosmicznym Teleskopie Hubble'a (HST). Astronomowie nazywają giganta Gwiazdą Pistoletową, ponieważ otacza ją mgławica w kształcie pistoletu. Choć gwiazda ta została pierwszy raz zaobserwowana w 1990 roku, ale dopiero dziesięć lat później zdano sobie w pełni sprawę z jej rzeczywistych rozmiarów i jasności.
Według dzisiejszego stanu wiedzy, nie mogą powstawać gwiazdy masywniejsze niż około 150 mas Słońca. Gdy rodzi się duża gwiazda, bardzo szybko zaczyna tak intensywnie promieniować, że powstrzymuje to opadanie na nią gazów i jej dalszy wzrost. Jak w takim razie powstała Gwiazda Pistoletowa? Na to pytanie na razie nie umiemy odpowiedzieć. Być może obecna teoria opisująca narodziny gwiazd nie jest w pełni prawdziwa i trzeba będzie ją zmodyfikować lub opracować nową.
Gwiazda Pistoletowa narodziła się zaledwie przed 3 mln lat, a zakończy swoje życie i wybuchnie jako supernowa za 1-3 mln lat. Otaczająca ją mgławica powstała około 4-6 tysięcy lat temu wskutek odrzucenia, w wyniku gigantycznej erupcji, zewnętrznych warstw gwiazdy, która pozbyła się około dziesięciu mas Słońca. Być może pierwsze gwiazdy we Wszechświecie mogły mieć również masę kilkaset razy większą od Słońca.

Porównanie Słońca i najmniejszego czerwonego karła.

Czerwony karzeł to mała, blada i stosunkowo chłodna gwiazda ciągu głównego. Świeci ona czerwonym światłem i stąd nazwa czerwony karzeł. Ich masa nie przekracza 0,4 masy Słońca, a na ogół wynoszą 0,1 masy Słońca. Temperatura powierzchni wynosi najwyżej 3500 K. Gwiazdy te emitują niewielkie ilości światła, czasem nawet tylko 1/10000 ilości światła słonecznego. Z powodu wolnego tempa spalania wodoru, ich szacunkowy czas życia jest bardzo długi i wynosi 200 miliardów lat (czyli dwadzieścia razy dłuży niż Słońca). W czasie życia czerwonych karłów w ich wnętrzu nigdy nie dochodzi do zapoczątkowania reakcji spalania helu i nie mogąc stać się czerwonymi olbrzymami, gwiazdy te powoli zmniejszają swoją średnicę wypalając cały posiadany zapas wodoru. Niezwykle powolna ewolucja jest przyczyną tego, że jeszcze żaden czerwony karzeł od czasu Wielkiego Wybuchu nie zdążył opuścić ciągu głównego na wykresie Hertzsprunga-Russella. Być może są one najbardziej licznym typem gwiazd, ale trudno je

Porównanie Słońca i czerwonego karła.

odkryć, ponieważ są blade. W odległości 20 lat świetlnych prawie dwie trzecie gwiazd to czerwone karły. Szacuję się, że czerwone stanowią karły od 70% do 85% wszystkich gwiazd we Wszechświecie. Czerwone karły zazwyczaj występują pojedynczo, nie tworząc układów wielokrotnych.
Przykładem czerwonego karła są najbliższe nam gwiazdy: Proxima Centauri znajdująca się w odległości 4.28 lat świetlnych i gwiazda Barnarda (odległość 6 lat świetlnych).
Proxima Centauri jest składnikiem układu potrójnego, w którym największymi są dwa blisko siebie położone składniki alfa i beta Centauri, będące gwiazdami ciągu głównego wielkości Słońca odległymi o 4,34 lat świetlnych w południowej konstelacji Centaura. Proxima ma temperaturę powierzchniową około 3000 stopni, a masa nie przekracza 0,15 masy Słońca. Średnica Proximy wynosi około 1/7 średnicy Słońca. Gwiazda ta jest 150 razy masywniejsza od Jowisza, ale pozostaje tylko 1,5 razy od niego większa. Wynika to stąd, że w przypadku mało masywnych czerwonych karłów o wewnętrznej strukturze gwiazdy zaczynają decydować efekty kwantowe, inne niż prawo gazu doskonałego.

Podwójna gwiazda T Pyxidis - okresowa nowa, położona w odległości 6 tysięcy lat świetlnych, wydobywa się z niej eksplodująca materia, widoczne termojądrowe eksplozje powtarzają się co kilka lat.

W 2002 roku w odległości od 7 do 11 lat świetlnych wykryto nową gwiazdę nazwaną SO25300.5+165258 i jest to jedna z najbliższych nam gwiazd. Jego średnica stanowi tylko 1/7 średnicy Słońca, masa stanowi zaledwie 1/14 masy Słońca, a jasność to zaledwie 1/300 000 jasności Słońca. Odkrycie to świadczy o dużej prawdopodobnej ilości tego typu gwiazd we Wszechświecie

---

Bardzo powszechne jest występowanie gwiazd podwójnych, a nawet wielokrotnych. Składniki układu podwójnego znajdują się w niewielkich odległościach od siebie. Ich wzajemne oddziaływanie grawitacyjne powoduje ruch gwiazd wokół wspólnego środka masy, zgodnie z prawami Keplera.
Oprócz układów złożonych z dwóch gwiazd istnieją układy wielokrotne, zawierające trzy i więcej składników. Najczęściej obserwuje się parę gwiazd obiegającą dalej położony, trzeci składnik (gwiazda potrójna) lub dwie pary gwiazd obiegające wspólny środek masy (gwiazda poczwórna). Przyjęto umownie, że gwiazdami wielokrotnymi nazywamy układy zawierające do dziesięciu gwiazd. W przypadku większej ilości składników skupisko nazywamy gromadą gwiazd. Co najmniej połowa znanych gwiazd to gwiazdy podwójne lub wielokrotne. Poszczególne składniki układu mogą być gwiazdami na różnym stadium rozwoju w zależności od ich masy.

Zdjęcia Gwiazdy Polarnej wykonane przez teleskop Hubble'a w styczniu 2006 roku wykazały, że jest to system trzech gwiazd

Przykładem gwiazdy podwójnej jest Syriusz, najjaśniejsza gwiazda naszego nieba. Składa się on z gwiazdy dwukrotnie większej niż Słońce i białego karła (zdjęcia tego ukłądu znajdują się przy opisie białych karłów). Gwiazdą potrójną jest układ najbliższych nam gwiazd znajdujących się w gwiazdozbiorze Centauri (opisany on jest przy okazji czerwonych karłów) oraz Gwiazda Polarna, której główny składnik jest żółtym nadolbrzymem, leżącym około 700 lat świetlnych od Ziemi. Masa Gwiazdy Polarnej jest równa czterem masom Słońca i 2000 razy od niego jaśniejsza (jasność Gwiazdy Polarnej zmienia się i zaliczamy ją do gwiazd zmiennych typu cefeid). Pozostałe dwa składniki są normalnymi gwiazdami. Przykładem gwiazdy poczwórnej jest układ dwóch podwójnych gwiazd Mizar (znajdujące się w środu dyszla Dużej Miedzwiedzicy czyli Dużego Wozu).

Układ dwóch gwiazd. Po prawej gwiazda o większej masie z dyskiem akrecyjnym. Odrzucane przez niebieskiego olbrzyma powłoki gazowe wpadają w dysk akrecyjny sąsiadującej gwiazdy, wirują wokół niej, ogrzewając się, by w końcu zatopić się w niej.

Szczególną grupę gwiazd podwójnych tworzą tzw. ciasne układy gwiazd podwójnych tzn. układy, w których odległość między składnikami jest porównywalna ze średnicami składników. Oddziaływania w tych układach są szczególnie silne tak, że mogą doprowadzić do znacznego odkształcenia gwiazd układu od symetrii sferycznej. Wskutek możliwości przekazywania energii i momentu pędu między ruchem orbitalnym i obrotowym składników, a także możliwości przepływu masy między gwiazdami, mogą w takich układach występować stosunkowo szybkie zmiany elementów orbity, co w układach zaćmieniowych będzie się uwidaczniać jako zmiany okresów zaćmień i zmiany kształtu krzywej blasku.
Ewolucja gwiazd w ciasnych układach gwiazd podwójnych przebiega odmiennie niż u gwiazd pojedynczych. Gwiazda bardziej masywna wcześniej kończy etap życia na ciągu głównym i przechodząc w obszar olbrzymów na diagramie Hertzsprunga-Russella, zwiększa swe rozmiary. W tym okresie oddziaływania grawitacyjne drugiego składnika mogą doprowadzić do przepływu części masy z warstw zewnętrznych gwiazdy masywniejszej na ten składnik. Wskutek tego gwiazda pierwotnie masywniejsza, po takim przepływie materii, może stać się mniej masywnym składnikiem układu. Materia wypływająca z gwiazdy bardziej zaawansowanej ewolucyjnie może spaść na drugi składnik, bądź poruszać się w obrębie układu, tworząc np. pierścień wokół drugiego składnika, lub wylecieć poza układ. W przypadku akrecji (przepływu) materii z jednego składnika na drugi składnik może nastąpić wybuch w postaci gwiazdy nowej lub supernowej.

---

« Poprzednia  Następna »