GWIAZDY CIĄGU GŁÓWNEGO

CIĄG GŁÓWNY

Ciąg główny na diagramie HertzsprungaRussella przedstawia krzywą, wzdłuż której zgrupowanajest większość gwiazd z okolic Słońca. Gwiazdy na niej

położone nazywa się gwiazdami ciągugłównego lub karłami. Najzimniejsze z nich to czerwone

karły. Ciąg główny nie jestjedynie wąską linią na wykresie. Ma rozmyty charakter.

Jest wiele powodów tego rozmycia, ale jednym zzasadniczych jest fakt, że masa gwiazdy nie jest jedynymparametrem determinującym ewolucję gwiazdy. Innymiparametrami są: pole magnetyczne, prędkość obrotowa

gwiazdy, a przede wszystkim skład chemiczny. Słońce jest gwiazdą ciągu głównego już od około 5

miliardów lat i będzie na nim przebywać jeszcze drugietyle. Gdy wodór w jądrze zostanie wypalony, gwiazdapowiększy się i stanie się na pewien czas czerwonym

olbrzymem.

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.

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 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.

Chłodniejsze gwiazdy, takie jak czerwone,pomarańczowe czy żółte karły, mają dużo

mniejszerozmiary oraz jasności niż gwiazdy innych

kolorów.Gorętsze niebieskie oraz białe gwiazdy są jednak

takduże, że różnica w tych parametrach pomiędzy

nimi atak zwanymi "gigantami" nie jest już aż tak duża,

dlanajwiększych gwiazd wręcz nie da się jej

bezpośrednioobserwować. Dla tych gwiazd terminy "karzeł„oraz "gigant" odnoszą się do różnic w liniachspektralnych, które wskazują na to, czy gwiazdaznajduje się na ciągu głównym, czy nie. Niemniejjednak bardzo gorące gwiazdy ciągu głównego,pomimo że mają one w przybliżeniu te same

rozmiaryi jasność, co olbrzymy o tej samej temperaturze,

wdalszym ciągu nazywa się "karłami".

Każda gwiazda emituje cząstki wpostaci wiatru gwiazdowego, co skutkujeciągłym odpływem jej materii wprzestrzeń kosmiczną. W przypadkuwiększości gwiazd ubytek ten jestpraktycznie niezauważalny – na przykładSłońce w ciągu roku traci 10−14, przez całyokres jego życia złoży się to na 0,01%całkowitej masy. Wielkie gwiazdy mogąjednak przez rok stracić od 10−7 do10−5, co istotnie wypływa na przebieg ichewolucji. Gwiazdy o masie początkowejprzewyższającej 50 mogą podczas

obecnościna ciągu głównym pozbyć się w ten

sposóbponad połowy swojego budulca. Planetyoddziałuje na wiatr gwiazdowy i tworzyłukową falę uderzeniową.

Czas, którą gwiazda spędzi na ciągugłównym, zależy w przeważającym

stopniuod ilości paliwa, jaką dysponuje, oraz

tempaprzebiegu procesu jego spalania, to

znaczy odmasy początkowej oraz jasności gwiazdy.Szacuje się, że w wypadku Słońca ten

etapżycia potrwa 10 miliardów lat. Wedługobowiązujących teorii wszystkie gwiazdy

oMasach początkowych mniejszych od 0,8,niezależnie od tego, kiedy powstały,

powinnyznajdować się na ciągu głównym .

GWIAZDY MAŁO MASYWNE Najmniejsze gwiazdy – czerwone karły (o masie 0,08-0,4) – zwiększają

swoją temperaturę i na krótko zyskują barwę niebieską, po czymstopniowo kurczą się, aż nie staną się białymi karłami

Gwiazdy o masie pomiędzy 0,4 a 8 kończą swój pobyt na ciągu głównymprzejściem do fazy następujących po sobie naprzemiennie kolapsów i

rozszerzeń. W czasie kolapsu temperatura jądra gwiazdy rośnie, wwyniku czego reakcje fuzji zaczynają zachodzić także w warstwach

gwiazdy bezpośrednio do niego przylegających. Powstająca w ten sposóbnadwyżka energii powoduje rozszerzanie i schładzanie zewnętrznych

warstw gwiazdy, przez co przyjmuje ona coraz bardziej czerwony kolor. Czerwony olbrzym o masie do 2,25 kontynuuje fuzję wodoru w

powłokach otaczających jądro. W końcu centrum gwiazdy zastajeściśnięte dostatecznie, aby rozpocząć syntezę węgla i tlenu z helu, w

miarę jej przebiegu gwiazda stopniowo zmniejsza rozmiar, atemperatura jej powierzchni rośnie. W większych gwiazdach jądro po wyczerpaniu

wodoru przechodzi bezpośrednio do spalania helu. Gdy hel w jądrze zostaniezużyty, synteza jest kontynuowana w powłoce wokół węglowo-tlenowego

centrum.

DUŻE GWIAZDY Wielkie gwiazdy, o masie przynajmniej 8, podczas fazy spalania helu w

węgiel rozszerzają się, tworząc czerwone nadolbrzymy. Po wyczerpaniuhelu w jądrze zdolne są one przeprowadzać tam fuzję cięższych

pierwiastków.Aby do tego doszło, jądro stopniowo kurczy się, a rosnące w nimtemperatura oraz ciśnienie powodują w końcu "zapłon" węgla.

Analogiczny proces zachodzi następnie dla neonu,tlenu oraz krzemu. Gdy w czerwonym nadolbrzymie nastąpi spowolnienie reakcji jądrowych, może onwejść w analogiczną do błękitnego olbrzyma fazę, nazywaną błękitnym

nadolbrzymem, przed osiągnięciem tego stadium gwiazda przechodzi przejściowąfazę żółtego nadolbrzyma

Końcowy etap życia takiej gwiazdy nadchodzi z chwilą, gdy zaczyna onaprodukować radioaktywny izotop niklu 56Ni, rozpadający się szybko do kobaltu 56Co i

ostatecznie do trwałego izotopu żelaza 56Fe. Największe gwiazdy (>30) po przejściu niestabilnej fazy jasnej błękitnej gwiazdy

zmiennej przeobrażają się w gwiazdy Wolfa-Rayeta, których zewnętrzne warstwy atmosfery

rozdziera potężny wiatr gwiazdowy, powodujący znaczny ubytek masy.

EWOLUCJA GWIAZDDuży wpływ na ewolucję gwiazdy ma ilośćwchodzących w jej skład pierwiastkówcięższych od helu. W astronomii wszystkie

takiepierwiastki uważane są za metale, acharakterystyka określająca ich stężenie nosinazwę metaliczności. Metaliczność oddziałuje

nato, w jakim czasie gwiazda spali swojepaliwo, wpływa na kształt jej pola

magnetycznegooraz determinuje siłę wiatru gwiazdowego.

Obłokiz czasem wzbogaca coraz więcej metalipochodzących od gwiazd, które, kończąc swe

życie,uwalniają je w przestrzeń kosmiczną. Pobytgwiazdy na ciągu głównym dobiega końca

wraz zwyczerpaniem wodoru w jądrze, całkowiciezamienionego w hel w wyniku reakcji

nuklearnych.

EWOLUCJA PO CIĄGU GŁÓWNYM

Gwiazda ciągu głównego

Czerwony karzeł

Czerwony karzeł

Brązowy karzeł

Brązowy karzełProtogwiazdaProtogwiazdaDysk akrecyjny

Czerwony nadolbrzym

Czerwony nadolbrzym

Gwiazda ciągu gł. i biały karzeł

Biały karzeł

Mgławica planetarna

Czerwony olbrzym

Czerwony olbrzym

Czerwony olbrzym

Gwiazda neutronowa

Gwiazda neutronowa

SupernovaSupernova

HiperolbrzymHiperolbrzymBłękitny olbrzym

Błękitny olbrzym

Czarna DziuraCzarna dziuraPulsar

Ciąg główny na diagramie HertzsprungaRussella przedstawia krzywą, wzdłuż której

zgrupowana jest większość gwiazd z okolic Słońca. Gwiazdy na niej położone nazywa się gwiazdami ciągu głównego lub karłami.

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. Najmniejsze gwiazdy – czerwone karły (o masie 0,08-0,4)

Czerwony olbrzym masa do 2,25 Wielkie gwiazdy, o masie przynajmniej 8, podczas fazy spalania helu w

węgiel rozszerzają się, tworząc czerwone nadolbrzymy Największe gwiazdy (>30) po przejściu niestabilnej fazy 

jasnej błękitnej gwiazdy zmiennej przeobrażają się w gwiazdy Wolfa-Rayeta, których zewnętrzne warstwy atmosfery rozdziera

potężny wiatr gwiazdowy, powodujący znaczny ubytek masy Duży wpływ na ewolucję gwiazdy ma ilość

pierwiastków cięższych od helu. W astronomii wszystkie takie pierwiastki uważane są za metale, a charakterystyka określająca ich stężenie nosinazwę metaliczności. Metaliczność oddziałuje na to, w jakim czasie

gwiazda spaliSwoje paliwo, wpływa na kształt jej pola magnetycznego

oraz determinuje siłę wiatru gwiazdowego.