Jak zostać gwiazdą?

autorka: Iga Świętorecka

Źródło: NASA Science, Night Sky Network

Gdy patrzysz wieczorem na rozgwieżdżone niebo, zapewne wydaje Ci się ono niemal zawsze takie samo. Gwiazdy zdają się być na stałe wpisane w nocny krajobraz. Tymczasem we Wszechświecie aż roi się od gwiezdnych procesów życiowych. Jednak aby gwiazda mogła się narodzić, muszą zostać spełnione określone warunki. A więc jak tak właściwie zostać gwiazdą?

Narodziny gwiazdy

Na początku trzeba znaleźć się w odpowiednim miejscu. Wszechświat nie jest wcale tak pusty, jak mogłoby się wydawać. Przestrzeń pomiędzy ciałami niebieskimi wypełniona jest gazem, pyłem i cząstkami promieniowania. Gęstość rozproszonego gazu nie jest jednorodna, przez co siła grawitacji w niektórych obszarach jest większa niż w innych. To z kolei powoduje dalsze zbijanie się molekuł w najgęściej wypełnionych materią obszarach. W ten sposób powstają skupiska gazu molekularnego, zwane obłokami molekularnymi. To właśnie one stanowią obszary, w których przy sprzyjających warunkach mogą narodzić się gwiazdy.

Zdjęcia Mgławicy Orzeł wykonane za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a w 2015 roku. Po lewej stronie zdjęcie w świetle widzialnym, po prawej - w podczerwieni. Źródło: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI, AURA)

Obłoki molekularne składają się głównie z wodoru i helu. Zawierają także cięższe pierwiastki i molekuły, stanowiące pozostałości po supernowych, czyli wybuchach masywnych gwiazd. Rozmiary takich obłoków są imponujące – ich średnice wynoszą wiele lat świetlnych, a zawarta w nich masa wystarczyłaby do utworzenia kilku tysięcy gwiazd wielkości Słońca. To właśnie w takim miejscu możesz stać się prawdziwą gwiazdą.

Pod wpływem grawitacji obłoki molekularne kurczą się, zwiększając tym samym swą gęstość. Pomagają im w tym m.in. fale uderzeniowe towarzyszące wybuchom pobliskich gwiazd czy wiatry gwiazdowe. Po pewnym czasie możesz poczuć, że robi się naprawdę gorąco, gdyż wraz z gęstością wzrasta także temperatura mgławicy. Kurcząc się, zamienia ona swą energię potencjalną grawitacji w energię kinetyczną poszczególnych cząstek gazu. Te z kolei, zderzając się ze sobą, przekształcają swą energię kinetyczną w energię cieplną i z tego powodu obłok się nagrzewa. Pod wpływem grawitacji najszybciej zapada się jego wewnętrzna część, dlatego to ona posiada największą gęstość oraz temperaturę.

Z czasem możesz także poczuć lekkie zawroty głowy. Obłok, w którym się znajdujesz, nie pozostaje w spoczynku, lecz stale się obraca. Co więcej, wraz ze zmniejszaniem się jego promienia prędkość obrotu znacząco wzrasta. Wynika to z zasady zachowania momentu pędu (wykorzystywanej przez łyżwiarzy figurowych, którzy chcąc zmienić swą prędkość obrotu, trzymają ręce blisko siebie). W ten sposób z chłodnego, rozproszonego gazu powstaje zbity, gorący i wirujący dysk. Ale to dopiero początek!

Protogwiazda

Wraz ze wzrostem gęstości i temperatury obłoku wzrasta także jego ciśnienie. Gdy stanie się ono odpowiednio wysokie, zapadanie się obłoku zacznie spowalniać. Wówczas zostaniesz protogwiazdą, czyli młodą gwiazdą, która nie przeprowadza jeszcze reakcji termojądrowych. Na skutek kurczenia się będziesz emitować promieniowanie cieplne z zakresu mikrofal i podczerwieni.

Gdy ciśnienie i temperatura w Twoim wnętrzu staną się odpowiednio wysokie, zaczniesz spalać deuter albo lit. Po wyczerpaniu się tych źródeł energii Twoja temperatura będzie dalej wzrastać. Jeśli stanie się ona odpowiednio wysoka, zaczniesz przeprowadzać dalsze reakcje termojądrowe. To, jakim dokładnie typem gwiazdy się staniesz, będzie całkowicie zależne od Twojej masy.

Brązowy karzeł

Źródło: NASA,JPL-Caltech. Artystyczna ilustracja przedstawiająca brązowego karła 2MASSJ22282889-431026. 

Jeśli Twoja masa nie przekroczy ok. 8% masy Słońca, to muszę Cię zasmucić – staniesz się brązowym karłem, czyli gwiazdą-niewypałem. Twoja masa będzie zbyt mała, abyś mógł przeprowadzać dalsze reakcje termojądrowe. Twoja powierzchnia osiągnie temperaturę około 2500 kelwinów.  Początkowo będziesz świecić kosztem swojej  i tak już niewielkiej masy, jeszcze bardziej się przy tym kurcząc. Gdy gaz elektronowy w Twoim wnętrzu ulegnie degeneracji, zaczniesz świecić kosztem swej energii termicznej – stygnąc. Im większa będzie Twoja masa, tym wolniej będzie to zachodzić. Z powodu niskiej temperatury będziesz emitować głównie promieniowanie podczerwone, a emitowane w wąskim zakresie światło widzialne nada Ci czerwonawą barwę.

,,Prawdziwa” gwiazda

Jeżeli jednak Twoja masa będzie większa od 8% masy Słońca, osiągniesz wyższą temperaturę i zaczniesz przeprowadzać syntezę z udziałem wodoru. Dzięki niej ciśnienie działające na zewnątrz zrównoważy się ze skierowaną wewnątrz siłą grawitacji. Przestaniesz się kurczyć i staniesz się typową gwiazdą ciągu głównego. Im większy będzie Twój rozmiar, tym szybciej zużyjesz zgromadzone zapasy wodoru. Masa zadecyduje także o  Twoim kolorze – mniejsze gwiazdy świecą bowiem na czerwono, a większe - na niebiesko. W tym momencie rozpoczniesz najspokojniejszy etap swego gwiezdnego życia, którego długość będzie zależała od ilości zgromadzonego wodoru. Gwiazdy podobne do Słońca żyją około 10 miliardów lat, a mniejsze gwiazdy mogą żyć o wiele dłużej – nawet biliony lat. Dzieje się tak, ponieważ te mniejsze wolniej zużywają swoje termojądrowe paliwo.

Reakcje termojądrowe

Spalanie wodoru przez gwiazdy odbywa się podczas cyklu protonowego. Jest to ciąg reakcji termojądrowych, w wyniku których z czterech jąder wodoru powstaje stabilne jądro helu oraz dwa neutrina. Taki cykl zasila na przykład Słońce.

    Źródło: Wikipedia, wolna encyklopedia

W przypadku bardzo dużych gwiazd mamy do czynienia z cyklem węglowo – azotowo - tlenowym (CNO). Jądra wodoru, podobnie jak w cyklu protonowym, zamieniają się w hel, lecz w procesie tym powstaje dużo więcej energii. Cykl CNO może zachodzić tylko przy bardzo wysokich temperaturach rzędu 20 milionów kelwinów.

 Źródło: Wikipedia, wolna encyklopedia

Czerwony olbrzym

Kiedy Twoje zapasy wodoru ulegną wyczerpaniu, staniesz się czerwonym olbrzymem. Twoje wnętrze zacznie się kurczyć, a zewnętrzne warstwy rozszerzą się. W tej fazie ewolucji promień gwiazdy może się zwiększyć nawet stukrotnie. Powierzchnia ulega znacznemu ochłodzeniu, przez co gwiazda zdaje się być czerwona. Jądro dalej się nagrzewa, a gdy jego temperatura osiąga wartość około 100 milionów kelwinów, rozpoczynają się reakcje jądrowe przekształcające hel w węgiel. U mniej masywnych gwiazd może dojść do błysku helowego, czyli wybuchu wewnątrz gwiazdy. W gwiazdach o większej masie początkowej przepływ energii jest wolniejszy, dzięki czemu zapalenie helu w jądrze przebiega dużo spokojniej. Po tym wszystkim gwiazda zaczyna stabilnie spalać hel.

Na tym etapie Twoja przyszłość zależy od masy. Niewielkie gwiazdy odrzucają zewnętrzne warstwy, tworząc tym samym mgławice planetarne. Swój żywot kończą jako kule zdegenerowanej materii, nazywane białymi karłami, które po ostygnięciu stają się czarnymi karłami. Według niektórych naukowców właśnie taki los może spotkać nasze Słońce.

Jeżeli jesteś masywniejszą gwiazdą, zakończysz swój żywot w dużo bardziej efektowny sposób. Twoje ciśnienie zacznie słabnąć, a temperatura jądra będzie stale rosła. Gdy w jądrze znajdzie się odpowiednio dużo żelaza, fuzja zostanie przerwana, a atomy zostaną ściśnięte tak mocno, że doprowadzi to do gwałtownego rozerwania gwiazdy zwanego supernową. Jeżeli masa gwiazdy wynosiła 10 – 20 mas Słońca, to pozostanie po niej gwiazda neutronowa. Cięższe gwiazdy mogą tworzyć czarne dziury.

Życie gwiazd to jedynie jedna z wielu tajemnic, które skrywa przed nami z pozoru spokojne i niezmienne niebo. Ich poznanie i zrozumienie jest odwiecznym wyzwaniem dla ludzkości.

Źródła:

How is a star born? (1999, 6 grudnia). Scientific American. https://www.scientificamerican.com/article/how-is-a-star-born/

Exploring the Birth of Stars. NASA Science. https://science.nasa.gov/mission/hubble/science/science-highlights/exploring-the-birth-of-stars/

How stars are born and die. Astronomy Magazine. https://www.astronomy.com/science/how-stars-are-born-and-die/

Białek, A. (2023, 5 marca). Niektóre eksplodują i stają się czarnymi dziurami, inne żyją przez biliony lat. Jak wygląda ewolucja gwiazd? National Geographic. https://www.national-geographic.pl/artykul/ewolucja-gwiazd-jak-wyglada-ten-proces-i-jak-dlugo-zyja-gwiazdy#kiedy-powstaly-gwiazdy

Tajemnica powstawania gwiazd odkryta w sercach obłoków molekularnych. Urania - Polski Portal Astronomiczny. https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/tajemnica-powstawania-gwiazd-odkryta-w-sercach-oblokow-molekularnych

Współtwórcy projektów Fundacji Wikimedia. (2002, 31 marca). Gwiazda – Wikipedia, wolna encyklopedia. Wikipedia, wolna encyklopedia. https://pl.wikipedia.org/wiki/Gwiazda#Powstanie

Współtwórcy projektów Fundacji Wikimedia. (2004, 20 lutego). Obłok molekularny – Wikipedia, wolna encyklopedia. Wikipedia, wolna encyklopedia. https://pl.wikipedia.org/wiki/Obłok_molekularny

Gwiazda – Astrosłownik. AstroNET – Polski Portal Astronomiczny. https://astronet.pl/slownik/gwiazda/