Heading

The Life Cycles of Stars: How Supernovae Are Formed

Bardzo poetyckie jest stwierdzenie, że powstaliśmy z pyłu gwiazd. Co zadziwiające, jest to również prawda! Znaczna część naszych ciał i naszej planety jest zbudowana z pierwiastków, które powstały w eksplozjach masywnych gwiazd. Przyjrzyjmy się dokładnie, jak to możliwe.

Cykle życia gwiazd

Cykle życia gwiazd zależą od ich masy. Im większa jest jej masa, tym krótszy jest jej cykl życia. Masa gwiazdy zależy od ilości materii, która jest dostępna w jej mgławicy, gigantycznym obłoku gazu i pyłu, z którego się narodziła. Z czasem gazowy wodór w mgławicy jest przyciągany do siebie przez grawitację i zaczyna wirować.Gdy gaz wiruje szybciej, nagrzewa się i staje się protogwiazdą. Ostatecznie temperatura osiąga 15.000.000 stopni i w wyniku fuzji jądrowej w chmurze zachodzi fuzja jądrowa. Obłok zaczyna świecić jasno, kurczy się nieco i staje się stabilny. Jest to teraz gwiazda głównej sekwencji i pozostanie na tym etapie, świecąc przez miliony i biliony lat. To właśnie na tym etapie znajduje się teraz nasze Słońce.

Gdy gwiazda ciągu głównego świeci, wodór w jej jądrze jest przekształcany w hel w wyniku fuzji jądrowej. Kiedy zapas wodoru w jądrze zaczyna się kończyć i gwiazda nie wytwarza już ciepła w wyniku fuzji jądrowej, jądro staje się niestabilne i kurczy się. Zewnętrzna powłoka gwiazdy, która nadal składa się głównie z wodoru, zaczyna się rozszerzać. Rozszerzając się, chłodzi się i świeci na czerwono. Gwiazda osiągnęła teraz fazę czerwonego olbrzyma. Jest czerwona, ponieważ jest chłodniejsza niż była w fazie gwiazdy ciągu głównego i jest olbrzymem, ponieważ zewnętrzna otoczka rozszerzyła się na zewnątrz. W jądrze czerwonego olbrzyma hel topi się w węgiel. Wszystkie gwiazdy ewoluują w ten sam sposób aż do fazy czerwonego olbrzyma. Ilość masy, jaką posiada gwiazda, decyduje o tym, którą z poniższych ścieżek cyklu życiowego wybierze.

Cykl życiowy gwiazdy o niskiej masie (lewy owal) i gwiazdy o wysokiej masie (prawy owal).

Powyższa ilustracja porównuje różne ścieżki ewolucji gwiazd o małej masie (jak nasze Słońce) i gwiazd o dużej masie po fazie rediganta. W przypadku gwiazd o niskiej masie (po lewej stronie), po stopieniu helu w węgiel, jądro ponownie zapada się. Gdy jądro się zapada, zewnętrzne warstwy gwiazdy są usuwane. Z zewnętrznych warstw tworzy się planetarna mgławica. Jądro pozostaje jako biały karzeł i ostatecznie ochładza się, stając się czarnym karłem.

Po prawej stronie ilustracji znajduje się cykl życia masywnej gwiazdy (10 lub więcej razy większej od naszego Słońca). Podobnie jak gwiazdy o niskiej masie, gwiazdy o wysokiej masie rodzą się w mgławicach, ewoluują i żyją w ciągu głównym. Jednak ich cykle życia zaczynają się różnić po fazie czerwonego olbrzyma. Masywna gwiazda ulegnie eksplozji supernowej. Jeżeli pozostałość po wybuchu jest od 1,4 do około 3 razy masywniejsza od naszego Słońca, stanie się gwiazdą neutronową. Jądro masywnej gwiazdy, która po wybuchu ma masę ponad 3 razy większą od naszego Słońca, zrobi coś zupełnie innego. Siła grawitacji przezwycięży siły jądrowe, które powstrzymują protony i neutrony przed połączeniem się. W ten sposób jądro zostaje połknięte przez własną grawitację. Staje się teraz czarną dziurą, która z łatwością przyciąga każdą materię i energię, która się do niej zbliży. Poniżej opisano, co dzieje się pomiędzy fazą czerwonego olbrzyma a wybuchem supernowej.

Od czerwonego olbrzyma do supernowej: Ścieżka ewolucji gwiazd o dużej masie

Gdy gwiazdy o masie 5 lub więcej razy większej od naszego Słońca osiągną fazę czerwonego olbrzyma, temperatura ich jądra wzrasta, ponieważ atomy węgla powstają w wyniku fuzji atomów helu. Grawitacja nadal ściąga atomy węgla razem, gdy temperatura wzrasta, a dodatkowe procesy syntezy jądrowej postępują, tworząc tlen, azot i w końcu żelazo.

Dwie supernowe, jedna czerwono-żółta i jedna niebieska, tworzą bliską parę tuż poniżej centrum obrazu (na prawo od jądra galaktyki) Image Credit: C. Hergenrother, Whipple Observatory, P. Garnavich, P.Berlind, R.Kirshner (CFA).

Gdy jądro zawiera w zasadzie tylko żelazo, fuzja w jądrze ustaje, ponieważ żelazo jest najbardziej zwartym i stabilnym ze wszystkich pierwiastków. Do rozbicia jądra żelaza potrzeba więcej energii niż do rozbicia jądra jakiegokolwiek innego pierwiastka. Tworzenie cięższych pierwiastków poprzez stopienie żelaza wymaga więc raczej wkładu energii niż jej uwolnienia. Ponieważ energia nie jest już wypromieniowywana z rdzenia, w czasie krótszym niż sekunda gwiazda rozpoczyna ostatnią fazę kolapsu grawitacyjnego. Temperatura jądra wzrasta do ponad 100 miliardów stopni, ponieważ atomy żelaza są zgniatane razem. Siła odpychania pomiędzy jądrami pokonuje siłę grawitacji, a jądro wyrzuca z serca gwiazdy falę uderzeniową, którą widzimy jako eksplozję supernowej.

Jako że wstrząs napotyka na materiał w południowych warstwach gwiazdy, materiał ten jest podgrzewany, tworząc nowe pierwiastki i radioaktywne izotopy. Podczas gdy wiele z bardziej powszechnych pierwiastków jest wytwarzanych w wyniku fuzji jądrowej w jądrach gwiazd, potrzeba niestabilnych warunków wybuchu supernowej, aby utworzyć wiele cięższych pierwiastków.Fala uderzeniowa wyrzuca ten materiał w przestrzeń.Materiał, który eksplodował z dala od gwiazdy jest obecnie znany jako pozostałość po supernowej.

Gorący materiał, radioaktywne izotopy, jak również resztki rdzenia eksplodującej gwiazdy, wytwarzają promieniowanie rentgenowskie i gamma.

Dla ucznia

Wykorzystując powyższe informacje ogólne (oraz dodatkowe źródła informacji z biblioteki lub sieci), wykonaj własny schemat cyklu życia gwiazdy o dużej masie.

Dla ucznia

Wykorzystując tekst oraz ewentualne zewnętrzne źródła drukowane, zdefiniuj następujące pojęcia: protogwiazda, cykl życia, gwiazda ciągu głównego, czerwony olbrzym, biały karzeł, czarny karzeł, supernowa, gwiazda neutronowa, pulsar, czarna dziura, synteza jądrowa, pierwiastek, izotop, promieniowanie rentgenowskie, promieniowanie gamma.