Model czerwonego olbrzyma

Ogólnie gwiazdy o strukturze składającej się z jądra i otoczki są nazywane olbrzymami. Ich promienie powierzchni wysyłającej światło (powierzchnia ta nazywana jest fotosferą) są dużo większe, aniżeli promienie gwiazd ciągu głównego. Występują one w wielu odmianach, najbardziej pospolite to czerwone i błękitne olbrzymy i nadolbrzymy.
Olbrzymy powstają gdy w jądrze gwiazdy ciągu głównego zabraknie wodoru i wtedy jądro zaczyna się kurczyć oraz rozszerza się jego warstwa zewnętrzna. Przemiana wodoru w hel zaczyna zachodzić w cienkiej warstwie otaczającej jądro. Dla gwiazd porównywalnych z masą Słońca procesy te przebiegają jeszcze stosunkowo powoli. Jasność obiektu jest prawie stała, a temperatura powierzchniowa maleje, podczas gdy promień rośnie. Gwiazda jest wówczas tzw. podolbrzymem. Gdy masa jądra helowego osiągnie około 10% całkowitej masy gwiazdy, ewolucja wyraźnie przyspiesza. Jądro zaczyna się kurczyć, zaś znajdująca się nad nim otoczka silnie zwiększa swoje rozmiary. Temperatura powierzchni czyli fotosfery spada i mieści się pomiędzy 2000 K a 4000 K, stąd ich czerwony kolor i nazwa czerwony olbrzym. W trakcie tej fazy ewolucji temperatura powierzchniowa ma prawie stałą, stosunkowo niską wartość, rosną natomiast promień i jasność gwiazdy. Zwiększa się również temperatura jądra helowego, która dla gwiazd wielkości Słońca wynosi 20 mln K.

Czerwony olbrzym

Gdy temperatura jądra osiągnie 100 milionów kelwinów, zaczynają w nim zachodzić reakcje przekształcające hel w węgiel. Dla gwiazd małych i średniomasywnych tzn. o masie mniejszej od dwóch mas Słońca procesu ma gwałtowny przebieg i nazywany jest błyskiem helowym. Chociaż proces zachodzi szybko to nie obserwujemy na zewnątrz wybuchu. Błysk helowy prowadzi do tak wielkiego wzrostu temperatury i w tym momencie dalsze uwalnianie ciepła zwiększa ciśnienie i powoduje ekspansję jądra. Ekspansja obniża ciśnienie, gęstość i temperaturę i osiągamy stabilne warunki dla spalania helu. Gwiazda osiada na tzw. gałęzi horyzontalnej diagramu Hertzsprunga-Russella. Ewolucja na tej gałęzi przypomina ewolucję na ciągu głównym, z tą różnicą, że gwiazda w swym jądrze spala teraz hel w węgiel. Wciąż istnieje też cienka warstwa otaczająca jądro, w której zachodzą termojądrowe reakcje przemiany wodoru w hel (nadal dostarczające gwieździe większość wypromieniowywanej energii). Stan takiego obiektu jest zazwyczaj niestabilny to w końcowej fazie rozmiary się na przemian zwiększają i zmniejszają i takie obiekty nazywamy gwiazdami zmiennymi pulsacyjnie. W końcowej fazie otoczka gazowa ucieknie w przestrzeń kosmiczną i jeżeli jest podświetlona to nazywana jest mgławicą planetarną. Pozostałe jądro czerwonego olbrzyma przekształca się natomiast w białego karła.

U dołu najjaśniejsza gwiazda gwiazdozbioru Byka Aldebaran tworząca oko mitycznego byka

Przykłady czerwonych olbrzymów:
Aktur w gwiazdozbiorze Wolarza czwarta co do jasności gwiazda na niebie. Jest około 28 razy większa od Słońca i 70 razy od niego jaśniejszym, odległym od Ziemi o 36 lat świetlnych.
Rigel w konstelacji Oriona, niebieskobiała, 50 razy większa i 100 tysięcy razy jaśniejsza od Słońca; odległa od Ziemi o 900 lat świetlnych; siódma pod względem jasności gwiazda na niebie.
Aldebaran w gwiazdozbiorze Byka, czternasta co do jasności gwiazda na niebie. Jest odległa od Słońca o 60 lat świetlnych, i świeci z jasnością absolutną około 100 razy większą od jasności Słońca.
Słońce za 5 mld lat opuści ciąg główny i przez niecały miliard lat będzie ewoluować przez stadium czerwonego olbrzyma. Jej rozmiary będą około 50 razy większe niż obecnie i zostanie pochłonięty Merkury, a jasność 500 razy większa. W końcowym etapie może przejść przez stadium gwiazdy zmiennej i być może w najczarniejszym scenariuszu pochłonie Ziemię. Na koniec Słońce zacznie stygnąć, zewnętrzne warstwy rozejdą się, a jądro przekształci się w białego karła.

Czerwony nadolbrzym

W gwiazdach o dużej masie (kilka razy większej od masy Słońca) kiedy cały hel w jądrze przekształci się w węgiel (a częściowo w tlen, będący produktem wychwytu cząstek alfa przez jądra węgla), temperatura powierzchniowa znowu spada, a jasność i promień rosną. Taki obiekt nazywamy nadolbrzymem. Struktura gwiazdy wygląda wówczas następująco: węglowo-tlenowe jądro otacza cienka warstwa, w której pali się hel; nad nią umieszczona jest cienka warstwa, w której pali się wodór; jeszcze wyżej znajduje się rozległa otoczka wodorowo-helowa. Ewolucja na gałęzi czerwonych nadolbrzymów przypomina ewolucję na gałęzi czerwonych olbrzymów, jednak jasność i promień są wówczas znacznie większe.
W trakcie ewolucji na gałęzi czerwonych nadolbrzymów gwiazda traci znaczną ilość swojej materii poprzez ucieczkę cząstek z jej powierzchni (jest to tzw. wiatr gwiazdowy). Gdy masa otoczki będzie mała, zaczyna się ona kurczyć. W tej fazie ewolucji jasność gwiazdy jest bardzo duża i stała, zmniejsza się natomiast promień, zaś temperatura powierzchniowa rośnie. Kiedy temperatura staje się dostatecznie wysoka, promieniowanie gwiazdy jonizuje gaz wyrzucony przez gwiazdę. Zaczyna on świecić i widać go wówczas jako mgławicę planetarną. Jeśli pozostałość ma masę mniejszą od 1,44 masy Słońca (tę masę graniczną nazywa się granicą Chandrasekhara) to powstanie z niej biały karzeł, składający się z węgla i tlenu.

Nadolbrzym HD 179281 powinien eksplodować w ciągu następnych 100 000 lat jako supernowa. Gwiazda odrzuciła już ciężką powłokę gazu i pyłu.

Jeżeli masa gwiazdy jest ponad 10 razy większa od masy Słońca to w końcowej fazie jądro może mieć masę większą od 1,44 masy Słońca. Życie takiej gwiazdy nie kończy się po spaleniu helu w węgiel i tlen. Po tym etapie zachodzą bowiem jeszcze cztery kolejne procesy syntezy jądrowej, podczas których powstają najpierw neon, magnez i tlen, następnie krzem, siarka i tlen, później krzem, sarka i argon, a w końcu żelazo i inne pierwiastki o liczbie masowej wynoszącej około 60. Taka gwiazda nie wytrzymuje ciśnienia, zapada się pod działaniem własnej siły ciężkości i jako supernowa wyrzuca w przestrzeń kosmiczną swoje zewnętrzne warstwy. Pozostałością jest gwiazda neutronowa czyli pulsar lub czarna dziura.
Nadolbrzymy są największymi i najjaśniejszymi gwiazdami, tysiące razy jaśniejszymi i do 1000 razy większymi od Słońca. Procesy przebiegają w nich bardzo szybko. Te o wielkości 3 mas Słońca dokonują ewolucji w około 15 milionów lat; 9 razy masywniejszym zajmuje to tylko około 250 000 lat.

Zdjęcie tarczy Betelgueze wykonane przez HST. Po raz pierwszy udało się zaobserwować tak dokładnie powierzchnię innej niż Słońce gwiazdy.

Gwiazdy często występują razem i tworzą układy wielokrotne gwiazd. Wtedy ewolucja jest często zupełnie inna.
Do najjaśniejszych czerwonych nadolbrzymów na naszym niebie zaliczamy:
Kanopus to druga co do jasności gwiazda na niebie (po Syriuszu), leżąca w gwiazdozbiorze Kilu. Jest to żółtobiały nadolbrzym odległy o około 120 lat świetlnych od Ziemi i tysiące razy jaśniejszy od Słońca.
Kapella w gwiazdozbiorze Woźnicy, szósta co do jasności gwiazda na niebie. Składa się ona z pary żółtych nadolbrzymów odległych o 41 lat świetlnych od Ziemi, okrążających się nawzajem w ciągu 104 dni.
Betelgeuze (Betelgez) w gwiazdozbiorze Oriona, dziesiąta co do jasności gwiazda na niebie, chociaż jej jasność jest zmienna. Ma ona ponad 800 razy większą średnicę niż Słońce, co odpowiada mniej więcej wielkości orbity Marsa, jest ponad 10000 razy jaśniejsza od Słońca i leży o około 650 lat świetlnych od Ziemi.
Deneb ( w konstelacji Łabędzia, dziewiętnasta co do jasności gwiazda nieba. Jej jasność jest 60 tysięcy razy większej od Słońca, oddalona od Ziemi o około 1800 lat świetlnych.
Antares w gwiazdozbiorze Skorpiona, piętnasta co do jasności gwiazda na niebie. Jest kilkaset razy większym od Słońca i prawdopodobnie 10 tysięcy razy jaśniejszym, leży w odległości 300 lat świetlnych i podlega nieznacznym wahaniom jasności.
Gwiazda Polarna to jasna gwiazda (23 razy słabsza od najjaśniejszej gwiazdy nieba - Syriusza) znajdująca się najbliżej północnego bieguna niebieskiego, a zarazem najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Małej Niedźwiedzicy (Małego Wozu). Jest żółtym nadolbrzymem (2000 razy jaśniejszy od Słońca) o masie równej czterem masom Słońca, odległym o około 700 lat świetlnych. Gwiazda Polarna jest gwiazdą potrójną.

---

Gromada kulista M4. Białe karły zostały obwiedzione okręgiem.

Są to obiekty o bardzo małych promieniach, rzędu jednej setnej promienia Słońca (rozmiary porównywalne z Ziemią) i dużej gęstości, 10 000 razy więcej, niż dla najgęstszej materii spotykanej na Ziemi. Łyżeczka od herbaty tej materii ważyłaby jedną tonę. Jest to końcowe stadium ewolucji gwiazd. Białe karły wysyłają od 100 tys. do 10 tys. razy mniej energii niż Słońce. Temperatury powierzchniowe białych karłów zawierają się w przedziale między 4000 a 60000 K. Niektóre białe karły zwłaszcza w układach podwójnych gwiazd są gwiazdami pulsującymi, czyli gwiazdami zmiennymi.
Są dwie możliwości powstania tego obiektu. Jeżeli masa gwiazdy ciągu głównego jest mniejsza od 0,4 masy Słońca to po "wypaleniu" wodoru w jądrze nie będzie wystarczająco wysokiej temperatury aby przemiana wodoru w hel następowała w otoczce wokół jądra, a w jądrze nie będzie zachodziła reakcja syntezy helu w cięższe jądra. Taka gwiazda powoli stygnie stając się białym karłem

Planetarna mgławica NGC 2440 zawiera najgorętszego znanego białego karła, widocznego jako jasna plama blisko środka zdjęcia

helowym (taki obiekt omija stadium czerwonego olbrzyma). Na diagramie Hertzsprunga-Russella przesuwa się w dół po linii prawie równoległej do ciągu głównego.
Druga możliwość to kurczenie się jądra czerwonego olbrzyma lub nadolbrzyma po wyrzuceniu zewnętrznej atmosfery i ustaniu procesów jądrowych. Taki scenariusz zachodzi dla gwiazd o pierwotnej masie od 0,4 do około 8 mas Słońca. Hinduski astrofizyk Subrahmanyana Chandrasekhara, który rozwinął teorię białych karłów wyliczył że masa kurczącego się jądra nie może być większa od 1,44 mas Słońca (dla obiektów większych w jądrze będą gwałtowne procesy i zajdzie wybuch supernowej). Liczbę tą nazywamy granicą Chandrasekhara. W przypadku masywnych czerwonych nadolbrzymów więc więcej niż połowa ilości jej pierwotnej materii musi więc zostać wyrzucona na zewnątrz. Pozostałość kurczy się tworząc kulę zawierającą oprócz wodoru i helu również węgiel, ewentualnie tlen, a gdy powstaje biały karzeł z cięższych gwiazd również z małymi ilościami neonu i magnezu.
Chandrasekhar stwierdził, że gdy gwiazda się kurczy, ciśnienie grawitacyjne w jej wnętrzu rośnie tak znacznie, że materia przechodzi w stan upakowania o wiele gęstszy niż normalnie. Stan ten nazywamy zdegenerowanym. Opisywane jest to przez mechanikę kwantową. Normalnie wszelka materia zbudowana jest z atomów, złożonych z jąder, obieganych przez jeden lub więcej elektronów. Ilość elektronów determinuje chemiczne własności

Mgławica planetarna MyCn18 w kształcie klepsydry (zdjęcie z kosmicznego teleskopu Hubble'a). Widoczne kolorowo świecące pierścienie gazu: czerwony to azot, zielony wodór, niebieski tlen. W środku najprawdopodobniej powstanie biały karzeł

atomu. Zasada zakazu Pauliego stwierdza, że w danym rejonie dwa elektrony nie mogą być w tym samym stanie, tzn. mieć tej samej energii oraz spinu. Elektrony muszą się więc trzymać z daleka od siebie i zajmować różne poziomy energetyczne. Zgodnie z tą zasadą atomy nie mogą się zapaść, toteż gęstość znanej nam materii nie przekracza pewnej maksymalnej wartości, około 90 razy większej od gęstości wody. Wewnątrz gwiazdy wysoka temperatura sprawia, że atomy są całkowicie zjonizowane (jądra atomowe i elektrony są oddzielnie) czyli w stanie plazmy. Materia w tym stanie może ulec jeszcze silniejszemu ściśnięciu, kiedy gwiazda kurczy się z wiekiem. Coraz bardziej ściskane cząstki zmuszane są do szybszego ruchu i wytwarzają przez to ciśnienie, które przeciwdziała miażdżącej sile grawitacji. Jeśli masa obiektu jest mniejsza od 1,44 to ciśnienie elektronów (zdegenerowanego gazu elektronowego, czyli stłoczonych elektronów, które na wskutek efektów kwantowych są zmuszone do poruszania się z

Zdjęcie Syriusza A i B wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a. By można było zarejestrować światło białego karła (mała plamka u dołu po lewej), obraz głównej gwiazdy układu musiał zostać mocno prześwietlony

prędkościami bliskimi prędkości światła) staje się na tyle duże, że powstrzymuje dalsze kurczenie. Następuje to, gdy gęstość w centrum wynosi około 1 tony na centymetr sześcienny (10⁹kg/m³). Ponieważ ciśnienie elektronów zależy wyłącznie od gęstości materii, białe karły mają zaskakujące właściwości. Bowiem im większa jest masa takiego obiektu, tym mniejsze są jego rozmiary.
W tym stadium gwiazda pozbawiona jest otoczki, która została odrzucona w przestrzeń. Jądro gwiazdy jest odsłonięte i tak gorące, że świeci białym światłem. Gwiazda jest białym karłem. Jej wewnętrzna temperatura nie jest wystarczająco wysoka, aby mogły zachodzić dalsze reakcje termojądrowe, a więc świeci ona jedynie wypromieniowując energię wewnętrzną. Biały karzeł stygnie i świeci jeszcze przez około miliard lat. Na skutek tego oziębia się i stopniowo przygasa, stając się później czarnym karłem.

Obraz układu Syriusza widziany w zakresie promieniowania rentgenowskiego

Biały karzeł znajduje się w układzie podwójnym najjaśniejszej gwiazdy ziemskiego nieba Syriusza odległej od nas o 8,6 roku świetlnego. Gołym okiem widzimy jedynie Syriusza A, gwiazdę ciągu głównego o dwukrotnie większej masie od Słońca i temperaturze powierzchni 10 tysięcy stopni. Syriusz B to biały karzeł o masie tylko 2% mniej niż nasze Słońce i niewielkich rozmiarach wynoszących zaledwie 90% promienia Ziemi, który normalnie ginie w blasku jasnego składnika. Pole grawitacyjne Syriusza B jest aż 350 tysięcy razy większe niż pole naszej planety. Oznacza to, że 70-kilogramowy człowiek stojąc na powierzchni Syriusza B ważyłby ponad 25 milionów kilogramów! Na powierzchni białego karła w systemie Syriusza panuje temperatura 25 tysięcy stopni, co powoduje, iż w wysyłanym przez niego strumieniu energii większa niż w przypadku Syriusza A część przypada na miękkie promieniowanie rentgenowskie. Na zdjęciu przedstawionym obok, wykonanym przez satelitarne obserwatorium rentgenowskie Chandra, sytuacja więc wygląda odwrotnie: dobrze widoczny obiekt to Syriusz B, słaba zaś plamka nad nim to znany nam z nocnego nieba Syriusz A.

---

Może ty na tym zdjęciu wypatrzysz czarnego karła

Kiedy biały karzeł wyczerpie wszystkie zapasy energii zacznie się ochładzać. Światło, z białego będzie stopniowo przechodzić w żółte, pomarańczowe, czerwone, aż w końcu gdy jego temperatura powierzchniowa spadnie poniżej 4000 kelwinów, przestaje być dostrzegalny. Takie niewidoczne obiekty nazywamy czarnymi karłami. Powoli będzie on dalej stygł do temperatury przestrzeni kosmicznej całkiem zgaśnie. Czarne karły zalicza się do tak zwanej ciemnej materii i nie wiadomo jaka ich jest liczba we Wszechświecie.
Jest to bardzo gęsty i mały obiekt, którego promień jest porównywalny z promieniem Ziemi. Jego gęstość jest 10 000 razy większa niż dla najgęstszej materii spotykanej na Ziemi. Przypuszcza się, że w miarę stygnięcia materia białych karłów ulega krystalizacji.

---

« Poprzednia  Następna »