McGoris #4 - Gwiazdy - Typy gwiazd, gwiazdy zmienne, układy wielokrotne

Na niebie widzimy tysiące gwiazd. Przez teleskop jeszcze więcej. Odległości między nimi są ogromne. Jedne są jaśniejsze, jedne białe, błękitne, pomarańczowe. Czym się różni każda z nich?

1. Czym jest gwiazda?

Można ją zdefiniować, że jest to ciało niebieskie, które jest skupiskiem powiązanej grawitacyjnie materii w postaci plazmy, czyli w stanie skupienia przypominającym gaz, gdzie cząstki są naładowane elektrycznie. 

W gwieździe zachodzi proces syntezy jądrowej, gdzie jądra atomów łączą się, tworząc jedno, cięższe jądro. W przypadku większości gwiazd na początku ich istnienia jest to synteza wodoru w hel. Podczas tego procesu powstaje energia, dzięki której gwiazda świeci i emituje promieniowanie elektromagnetyczne.

Gwiazdy to obiekty tak odległe, że widzimy je jako punkty światła mimo, że sięgają średnice rzędu milionów kilometrów.

Chmura gwiazd w Strzelcu

2. Ewolucja gwiazd

Gwiazda powstaje w mgławicy - w obłoku składającym, się głównie z gazu i pyłu. Przestrzeń międzygwiazdowa składa się głównie z atomów wodoru. Pył i gaz zaczynają się łączyć grawitacyjnie, gdzie powstają tzw. obłoki molekularne. 

Obłoki molekularne są to obszary, gdzie gęstość wodoru jest na tyle duża, a temperatura na tyle niska, by powstawały wiązania wodoru, czyli H_2.

Masa typowego obłoku molekularnego wynosi od 100 000 do 10 000 000 mas Słońca, a rozmiary obłoku są rzędu od 50 do 300 lat świetlnych. Stopniowo obłok ten zaczyna się zapadać pod wpływem grawitacji, zapadaniu przeciwdziała ciśnienie obłoku, wywołane temperaturą gazu.

Zapadający się obłok fragmentuje się na mniejsze obłoki i powstają tzw. protogwiazdy, gdzie dookoła skupionej materii krąży ciemny pył i gaz. Są to tzw. globule Boka.

Globule Boka w mgławicy IC 2944

Protogwiazda uwięziona w globuli Boka (wyobrażenie artysty)

Po jakimś czasie, gdy masa jest odpowiednio duża, zaczyna się proces syntezy jądrowej. Masa niektórych protogwiazd nie jest na tyle wystarczająca, by dojść do procesu syntezy jądrowej - powstają tzw. brązowe karły, które szybko umierają wychładzając się. Czyli krótko mówiąc - gwiezdne niewypały.

Gwiazda, podczas syntezy jądrowej przez długi czas zaczyna nabierać energii i stopniowo się ociepla. W gwiazdach stałych, takich jak np. Słońce, łączą się atomy wodoru w hel. Ale kiedyś "paliwa" zabraknie. Gwiazda wypala cały wodór.

Po "wypaleniu" całego wodoru ze środka, zaczynają się łączyć zaś atomy helu. Powstają atomy węgla, tlenu i innych, cięższych pierwiastków. Gwiazda zaczyna puchnąć, przechodzi w stadium czerwonego olbrzyma. Powstają wtedy cięższe pierwiastki, aż dojdą do żelaza (Fe). 

Gdy powstanie żelazo, reakcje termojądrowe ustają. Gwiazda nie może utrzymać swojej masy i zaczyna się szybko zapadać. Dochodzi do ogromnego ciśnienia jakie panuje w jądrze. Gwiazda wybucha i dochodzi do śmierci gwiazdy:

Obiekty średnio masywne (od 0,4 do ok. 4 mas Słońca)

To są gwiazdy takie jak nasze Słońce, gwiazda zamienia się w białego karła o ogromnej gęstości i temperaturze oraz niewielkiej średnicy. Materia z gwiazdy zostaje odrzucana i powstaje tzw. mgławica planetarna. Z czasem biały karzeł traci swoją moc i zamienia się w tzw. czarnego karła i gaśnie... na zawsze.

Mgławica planetarna "Pierścień" M57 w gwiazdozbiorze Lutni. W centrum widać białego karła.

Mgławica Eskimos (NGC 2392) w konstelacji Bliźniąt.

Obiekty dużo masywne (od 8-10 mas słońca) 

Gwiazdy te umierają bardzo spektakularnie, gdyż wybuchają jako tzw. supernowe. Gdy reakcje termojądrowe ustają, gwiazda nie może utrzymać swojej masy i zapada się, tworząc ogromne ciśnienie. Dochodzi do wybuchu supernowej. Jest bardzo jasny i nie raz prześwietla całą galaktykę. Wtedy powstaje tzw. gwiazda neutronowa, a przy jeszcze masywniejszych nawet czarna dziura.

Gwiazdy neutronowe 

Gwiazdy neutronowe to bardzo dziwne twory. Materia takiej gwiazdy jest niesamowicie gęsta i posiadają malutką średnice od 15-20 km. Przy takiej średnicy takie gwiazdy mają masę od 1.4 do 2.5 mas Słońca.

Ciekawostka: Masa Słońca wynosi ok. (1,9891 ± 0,0012)·10³⁰ kg (1,9891 kwintyliona kilogramów(30 zer).

Łyżeczka takiej materii waży nawet kilka miliardów ton. Materia taka składa się głównie z żelaza i swobodnych elektronów, czyli takich, które nie są powiązane z żadnymi atomami lub bardzo słabo. Malejące odległości między jądrami i elektronami sprawiają, że powstaje tzw. neutronizacja i materia składa się głównie z neutronów.

Są różne typy gwiazd neutronowych. Najpopularniejsze z nich to:

Pulsary

Są to gwiazdy neutronowe, które w niewielkich odstępach czasu imitują sporo promieniowania elektromagnetycznego, najczęściej fale radiowe. Pulsary obracają się bardzo szybko, od kilku do kilkuset razy na sekundę. Najpopularniejszym pulsarem jest pulsar w mgławicy Kraba (Messier 1) oddalony o ok. 6500 lat świetlnych. W 1054 r. chińscy astronomowie zaobserwowali niesamowicie jasny obiekt na niebie. Była to supernowa. Dzisiaj widać pozostałość po tym wybuchu tzw. plerion.

Mgławica Kraba, można ją zaobserwować przez niewielki teleskop jako niewielką mgiełkę.

Pulsar w mgławicy Kraba. Zdjęcie wykonane w odpowiednim paśmie.

Magnetar - hipotetycznie jest uznawana za gwiazdę kwarkową, gwiazda posiada ogromne pole magnetyczne, które emituje w sposób regularny rozbłyski promieniowania gamma i promieniowania rentgenowskiego. Rotują bardzo powoli z powodu pola magnetycznego. Jest teoria, że zaraz po wybuchu supernowej powstaje magnetar, który po czasie zamienia się w pulsar.

Widok magnetara (wizja artysty). Czerwone linie wskazują linie pola magnetycznego.

3. Typ widmowy gwiazd.

Gwiazdy kwalifikuje się także po typie widmowym, czyli barwie, jaką posiada gwiazda, a ona zależna jest od temperatury gwiazdy.

Ok 99% gwiazd ciągu głównego, czyli takich, w których zachodzi synteza wodoru w hel, można sklasyfikować na 7 podstawowych typów widmowych:

O - gwiazdy błękitne - Są to bardzo gorące gwiazdy, o temperaturze powyżej 30000 Kelwinów (jeśli chcemy zamienić na Celsjusze to musimy dodać 273, ale przy takich liczbach nie ma to znaczenia).

W takich gwiazdach jest raczej niska zawartość wodoru, a większa zawartość zjonizowanego helu. Takich gwiazd jest raczej bardzo mało, ok 0,00003% wszystkich widocznych gwiazd.

Te gwiazdy są przeważnie dużo większe i masywniejsze od Słońca.

B - gwiazdy błękitne, biało-błękitne - Temperatura gwiazdy od 10000K do 30000K. Gwiazdy są trochę mniej masywne niż O, i posiadają trochę więcej wodoru.

Są to gwiazdy także większe od Słońca i stanowią 0,13% wszystkich gwiazd.

A - gwiazdy białe, biało-błękitne - Takie gwiazdy posiadają najwięcej wodoru. Temperatura powierzchni waha się między 7500K - 10000K. Stanowią 0,6% wszystkich gwiazd. Gwiazdy typu A są bardzo jasne i widoczne na niebie. Przykładem takiej gwiazdy jest Syriusz, najjaśniejsza gwiazda na niebie, widoczna zimą. Gwiazdy typu A mogą posiadać układy planetarne. Znanymi przykładami są np. Fomalhaut, najjaśniejsza gwiazda gwiazdozbioru Ryby Południowej, która prawdopodobnie posiada planety.

F - gwiazdy białe, żółto-białe - Mają niewielką zawartość wodoru, większa zawartość metali. Temperatura powierzchni gwiazdy - od 6000 K do 7500 K. Do tego typu należy np. Gwiazda Polarna oraz Procjon - najjaśniejsza gwiazda gwiazdozbioru Małego Psa, widoczna niedaleko Oriona.

G - gwiazdy żółte - To jest najważniejszy typ widmowy, gdyż takiego typu jest nasza rodzima gwiazda, czyli Słońce. W tego typu gwiazdach można odnaleźć dość mocne linie zjonizowanego wapnia. Temperatura gwiazdy - od 5200 K do 6000 K.

K - gwiazdy pomarańczowe - Są chłodniejsze od naszego Słońca. Widma tych gwiazd charakteryzują się niewielką ilością wodoru, posiadają silne linie metali. Taki typ widmowy mogą mieć pomarańczowe karły, jak i olbrzymy. Przykładem gwiazdy tego typu jest na przykład Eta Cygni w konstelacji Łabędzia. Temperatura gwiazdy - od 3700 K do 5200 K.

M - gwiazdy czerwone - Są to gwiazdy o najniższej temperaturze. Od 2400 K do 3700 K. Są to czerwone karły, jak i czerwone olbrzymy, które opuściły ciąg główny. Dominują głównie linie metali, a w szczególności tlenku tytanu. Przykładem tego typu gwiazdy jest np. Betelgeza, wspomniana w pierwszym poście, która jest kandydatką na supernową.

Wszystkie typy widmowe gwiazd ciągu głównego i ich barwy.

Nazwa typu widmowego nie kończy się tylko na jednej literce. Np. typ widmowy naszego Słońca to G2V. Co tutaj 2 i V oznacza?

2 oznacza tutaj klasyfikację gwiazdy pod względem linii występujących pierwiastków oraz różnice w temperaturach między typami widmowymi. Dzieli się na 10 podtypów oznaczonych od 0-9.

V jest to rzymskie 5 i oznacza tutaj rodzaj gwiazdy, wielkość. Jest 7 klas gwiazd:

0(czasem: Ia-0) - hiperolbrzymy, najjaśniejsze i największe ze wszystkich. Klasa dodana dopiero później. Przykładem takiej gwiazdy jest Eta Carinae w gwiazdozbiorze Kila (niewidoczna z Polski).

I - nadolbrzymy - bardzo jasne i masywne gwiazdy na krańcu swojego życia. Dzielą się na typy Ia i Ib, przy czym Ia reprezentuje te najjaśniejsze. Takie gwiazdy są bardzo rzadkie. Przykładem takiej gwiazdy jest np. Betelgeza(M2Ib) czy Antares(M1Ib).

II - jasne olbrzymy - gwiazdy mające jasność pomiędzy olbrzymami a nadolbrzymami. Przykładem może tu być np. gwiazda Alphard, najjaśniejsza gwiazda gwiazdozbioru Hydry.

III - olbrzymy - są to głównie mniej masywne gwiazdy, przy krańcu ich życia. Przykładem takiej gwiazdy jest np. Arktur(K2III), najjaśniejsza gwiazda konstelacji Wolarza.

IV - podolbrzymy - gwiazdy, które dopiero zaczęły ewolucję do statusu olbrzyma lub nadolbrzymów. Paliwo w postaci wodoru zaczyna się kończyć i zaczyna się fuzja atomów helu. Przykładem może tu być np. Procjon (F5IV) .

V - karły - (gwiazdy ciągu głównego) – wszystkie normalne, spalające wodór gwiazdy. Gwiazdy spędzają większą część swojego życia w tej kategorii, zanim przesuną się o rząd wyżej. Przykładem jest np. nasze Słońce, Syriusz, czy Wega.

VI - podkarły (rzadko używane)

VII - białe karły (rzadko używane)

3. Gwiazdy zmienne.

Dlaczego się tak nazywają? Ponieważ stopniowo w jakimś odstępach czasu zmieniają swoją jasność. Większość gwiazd teoretycznie wykazuje drobne zmiany jasności, ale są one w większości przypadków praktycznie niezauważalne, nawet rzędu 0,1 magnitudo. Na przykład jasność Słońca zmienia się o ok. 0,1% w 11-letnim cyklu.

Gwiazdy zmienne klasyfikujemy na dwa kategorie:

Gwiazdy zmienne fizycznie - to gwiazdy pojedyncze lub wielokrotne, których jasność zmienia się na skutek zachodzących zmian np. w atmosferze czy innych procesów zachodzących w gwieździe.

Ze względu na ich charakter, dzielimy je na podkategorie:

*Gwiazdy pulsujące: struktura gwiazdy lub jej atmosfera ulega regularnym okresowym zmianom. Gwiazda może także puchnąć i kurczyć się za każdym razem, albo drgać nieregularnie.

Najpopularniejszym typem gwiazd pulsujących są cefeidy. Są to gwiazdy o typie widmowym F(opisane powyżej). Nazwa się wzięła od jednej zaobserwowanej gwiazdy zmiennej, Delta Cephei (δ Cephei), leżąca w konstelacji Cefeusza. Jasności gwiazd zmieniają się w okresie od 1 do 150 dni i są to gwiazdy bardzo jasne, dużo jaśniejsze od Słońca, które okresowo zmieniają swój rozmiar i temperaturę. Zmiany wahają się od 0.2 do nawet 2 magnitudo. W niektórych przypadkach może się okresowo zmienić nawet typ widmowy, np z F na A.

Do cefeid zaliczamy też gwiazdy zwane gwiazdami typu RR Lyrae. Podobnie jak Delta Cefeidy, okresowo zmieniają jasność oraz typ widmowy. Są to głównie bardzo stare gwiazdy, występujące w gromadach kulistych lub w halo galaktycznym. Nazwa wzięła się od gwiazdy odkrytej w konstelacji Lutni (łac. Lyra).

*Gwiazdy zmienne atmosferycznie: gwiazdy w których następują nieregularne zmiany w ih atmosferach. Ich jasności nie zmieniają się regularnie, tylko w losowych odstępach czasu. Przykładem może być gwiazda Psi Persei(ψ Per).

*Gwiazdy wybuchowe: gwiazdy w których następuje jednorazowa, gwałtowna lub powtarzająca się dramatyczna zmiana struktury gwiazdy. Przykładem takiej gwiazdy jest EG Andromedae.

Gwiazdy zmienne geometrycznie to gwiazdy pojedyncze lub podwójne, których jasność zmienia się na skutek zmiany ustawienia gwiazdy względem obserwatora. Ze względu na charakter zmian gwiazdy te dzielimy na następujące grupy: 

*gwiazdy zaćmieniowe: są to gwiazdy podwójne, które jedna gwiazda przesłania drugą gwiazdę, względem obserwatora. Najpopularniejsza gwiazda zaćmieniowa jest Algol w gwiazdozbiorze Perseusza. 

Otrzymany obraz dwóch składników Algola za pomocą interferometrii. 

Na animacji widać jak gwiazda raz przesłania gwiazdę - jasność spada, i raz znajduje się za nią - jasność delikatnie spada. Na poniższej aplikacji jest to ładniej pokazane, gdyż tam jest też wykres jasności:

Przykładowa gwiazda zaćmieniowa i wykres jasności.

Okres orbitalny składników Algola wynosi 2,8 doby, czyli dość niedługo, gdyż mają spore prędkości orbitalne i są dość niedaleko siebie.

*gwiazdy świecące niesferycznie: zmiana jasności spowodowana jest rotacją gwiazdy. Gwiazdy te najczęściej są jajowate i szybko się obracają. Gdy nie jest idealnie równo oś do nas i ustawi się do nas szerszym bokiem, gwiazda jest jaśniejsza, a gdy cieńszym, mniej jasna. Zmiany jasności są raczej niewielkie.
 

*gwiazdy ulegające mikrosoczewkowaniu grawitacyjnemu: przyczyna zmiany jasności jest najczęściej bardzo masywny, przechodzący w linii widzenia obserwatora obiekt , który zakrzywia światło drugiego obiektu. Może to być np. czarna dziura, gwiazda neutronowa czy jakiś biały karzeł.



4. Układy wielokrotne.

Obserwując gwiazdy, można stwierdzić, że układy wielokrotne są bardziej powszechne w kosmosie niż pojedyncze.
Na przykład nasze Słońce najprawdopodobniej nie posiada swojego drugiego towarzysza. Natomiast najbliższy nam układ gwiazd, Alfa Centauri (ok 4,3 lata świetlne od nas, czyli ok. 40 000 000 000 km), jest już układem potrójnym.

Układ Alfa Centauri tworzą trzy gwiazdy: dwie jasne gwiazdy ciągu głównego, Alfa Centauri A i Alfa Centauri B, tworzące ciasny układ podwójny oraz okrążający je po dalekiej orbicie czerwony karzeł o nazwie Proxima Centauri, oznaczany też jako Alfa Centauri C. Proxima jest składnikiem najbliższym nas i dzieli ją od nas zaledwie 4,22 lata świetlne.

Porównanie wielkości Słońca do gwiazd układu Alfa Centauri.

Alfa Centauri jest najjaśniejszą gwiazdą konstelacji Centaura, niewidocznej z Polski. Jedynie można wiosną zobaczyć na południu Polski dwie, bardzo nisko na południowym horyzontem gwiazdy Theta i Iota Centauri.

W teleskopie można bez problemu rozdzielić większość składników. Najciekawszą gwiazdą podwójną jest Albireo z gwiazdozbioru Łabędzia, gdzie jedna, jaśniejsza gwiazda jest żółta, druga, mniej jasna - niebieska. Bardzo ładnym układem jest również Kastor z Bliźniąt, gdzie widać 2 jasne gwiazdy ciasno ułożone.

Istnieją również tzw. gwiazdy spektroskopowo podwójne. Są to gwiazdy, które nie da się rozdzielić optycznie za pomocą nawet dużych teleskopów. Istnienie wielu składników dowodzi jedynie efekt Dopplera (wraz z ruchem dwóch gwiazd tworzy się przesunięcie widma ku czerwieni lub fioletowi), o którym w następnym poście.



Jeżeli wam się spodobało to udostępniajcie, piszcie komentarze, zadawajcie pytania. 

Pozdrawiam, McGoris :)

Zapraszam także do polubienia strony na Facebooku: facebook.com/mcastronomia

ZOBACZ TEŻ:

Czerwony Syriusz - Prawda czy mit? 
Astrofotografia - Jak robione są zdjęcia?