Gwiazda

Wersja z 01:20, 16 lis 2012

Gwiazda – kuliste ciało niebieskie stanowiące skupisko powiązanej grawitacyjnie materii w stanie plazmy bądź zdegenerowanej. Przynajmniej przez część swojego życia gwiazda w sposób stabilny emituje powstającą w jej jądrze w wyniku procesów syntezy jądrowej atomów wodoru energię w postaci promieniowania elektromagnetycznego, w szczególności światło widzialne. Gwiazdy zbudowane są głównie z wodoru i helu, prawie wszystkie atomy innych cięższych pierwiastków znajdujące się we Wszechświecie powstały w efekcie zachodzących w nich przemian jądrowych lub podczas wieńczących ich istnienie wybuchów.

Parametry Obserwacyjne Gwiazd

Wielkość gwiazdową można wyrazić za pomocą obserwowanej wielkości gwiazdowej i absolutnej wielkości gwiazdowej.

Wielkość obserwowana jest wypadkową jasności gwiazdy, jej odległości od Ziemi oraz wpływu ziemskiej atmosfery na emitowane przez nią promieniowanie.

Wielkość absolutna gwiazdy zależy bezpośrednio od jej jasności i oznacza wielkość obserwowaną, którą by ona miała, gdyby znajdowała się w odległości 10 parseków (32,6 lat świetlnych) od Ziemi.

Zarówno obserwowana jak i absolutna wielkość opierają się na skali logarytmicznej − różnica jednego magnitudo odpowiada w przybliżeniu dwuipółkrotnej zmianie natężenia promieniowania(pierwiastek piątego stopnia ze 100, czyli około 2,512). Oznacza to, że gwiazda pierwszej wielkości jest około 2,5 raza jaśniejsza od gwiazdy drugiej jasności i około 100 razy jaśniejsza od gwiazdy szóstej jasności. Najsłabszymi gwiazdami widocznymi w sprzyjających warunkach gołym okiem są gwiazdy szóstej jasności.

Wyróżnia się wielkość bolometryczną oraz wielkość barwną. Wielkość bolometryczna dotyczy ilości energii wysyłanej przez gwiazdę w pełnym zakresie widma, jasność barwna zaś − w określonym jego przedziale (na przykład światła widzialnego).

Zmienność Gwiazd

Schematyczna mapa krainy gwiazd zmiennych. Autor: L. Błaszkiewicz

Gwiazda, która w znaczący sposób zmienia swoją jasność w danym zakresie widma nosi miano zmiennej. Ogólnie rzecz biorąc, każda gwiazda wykazuje drobne fluktuacje jasności, ale są one w większości przypadków praktycznie niezauważalne.

Ze względu na przyczynę zmian blasku, gwiazdy zmienne dzielą się na dwie główne grupy: gwiazdy zmienne fizycznie oraz gwiazdy zmienne geometrycznie.

• Gwiazdy zmienne fizycznie to gwiazdy pojedyncze lub podwójne, których jasność zmienia się na skutek procesów zachodzących w samej gwieździe lub otaczającej ją materii. Ze względu na charakter i zakres zmian dzielimy je na następujące grupy:
  • gwiazdy pulsujące, w których struktura gwiazdy lub jej atmosfery ulega regularnym okresowym zmianom (np. Cefeidy)
  • gwiazdy zmienne atmosferycznie, w których następują nieregularne zmiany w atmosferach
  • gwiazdy wybuchowe, w których następuje jednorazowa lub powtarzająca się dramatyczna zmiana struktury (np. nowe i supernowe)

• Gwiazdy zmienne geometrycznie to gwiazdy pojedyncze lub podwójne, których jasność zmienia się na skutek zmiany orientacji gwiazdy względem obserwatora. Ze względu na charakter zmian gwiazdy te dzielimy na następujące grupy:
  • gwiazdy zaćmieniowe, czyli układy podwójne gwiazd, w których jeden składnik okresowo przesłania drugi składnik, a przyczyną obserwowanych zmian jest ruch orbitalny gwiazd
  • gwiazdy, gdzie przyczyną zmian jest rotacja gwiazdy (np. pulsar)
  • zjawiska mikrosoczewkowania grawitacyjnego, w których przyczyną pojaśnienia gwiazdy jest mikrosoczewkowanie przez inny obiekt przechodzący w pobliżu linii widzenia od gwiazdy do obserwatora

Parametry fizyczne gwiazd

Porównanie rozmiarów gwiazd róznych typów.Autor: L. Błaszkiewicz

• Masa

Praktycznie wszystkie cechy gwiazdy, takie jak na przykład jasność czy rozmiar, a także przebieg jej ewolucji, długość życia i sposób jego zakończenia zależą w przeważającym stopniu bezpośrednio od posiadanej przez nią masy początkowej. Masa determinuje także ściezkę ewolucyjna gwiazdy oraz tempo ewolucji.

Masy gwiazd zawierają się w przybliżeniu w przedziale od 1,5913 × 10²⁹ do 3,9782 × 10³² kg, co w jednostkach masy Słońca oznacza zakres od 0,08 do nawet 150 Mas Słonecznych.

• Rozmiar

Gwiazdy znacząco różnią się rozmiarami. Ich średnice wahają się od około 20-40 kilometrów w wypadku gwiazd neutronowych, do ponad 650 średnic Słońca (0,9 miliarda kilometrów, prawie 6,7 j.a.) w przypadku nadolbrzymów pokroju Betelgezy w gwiazdozbiorze Oriona. Betelgeza ma jednak gęstość dużo mniejszą od Słońca, wynosi ona średnio 1,576 ×10⁻⁵ kg/m3, co odpowiada gęstości atmosfery Ziemi na wysokości około 90 km, średnia gęstość Słońca zaś to 1,409×10³ kg/m3. Gwiazdą o największej znanej średnicy jest VY Canis Majoris, której średnica jest 2000 razy większa od średnicy Słońca. Gdyby umieścić ją w centrum Układu Słonecznego, jej atmosfera rozciągałaby się aż po orbitę Saturna.

Wykres HR

Wykres HR pokazujący zależność miedzy jasnością a temperaturą (typem widmowym) gwiazd. Zaznaczono podstawowe grupy gwiazd, ich masy, promienie oraz czas życia. Autor: na podstawie źródła internetowego - L. Błaszkiewicz

Diagram Hertzsprunga-Russella (H-R) to wykres klasyfikujący gwiazdy. Został skonstruowany w 1911 r. przez E. Hertzsprunga, a w 1913 r. udoskonalony przez H.N. Russella.

W wykresie tym na jednej z osi układu współrzędnych zaznaczony jest typ widmowy (lub temperatura fotosfery albo wskaźnik barwy), natomiast na drugiej osi naniesiona jest jasność. Na diagramie H-R gwiazdy grupują się w pewnych obszarach. Większość gwiazd tworzy tzw. ciąg główny (rozciągający się wzdłuż przekątnej od prawego dolnego do lewego górnego rogu wykresu). Jest on tworzony głównie przez młode gwiazdy (I populacji). Gałąź leżąca bezpośrednio poniżej ciągu głównego, to gałąź podkarłów (gwiazd II populacji). W lewym dolnym rogu wykresu znajduje się grupa białych karłów, natomiast nad ciągiem głównym znajdują się kolejno od prawej grupy: podolbrzymy, czerwone olbrzymy, olbrzymy i nadolbrzymy.

Brązowe Karły

Czerwone Karły

Karły

Błekitne Olbrzymy

Czerwone Olbrzymy

Czerwone Nadolbrzymy

Ewolucja Gwiazd

Końcowe Etapy Ewolucji

Zobacz też: