Ewolucja gwiazd

Grawitacja matką gwiazd

Wszechświat na początku swego istnienia składał się głównie z gazu: wodoru i helu w proporcjach ok. 3:1. Za początek powstawania gwiazdy możemy uznać moment gdy w pewnym obszarze znajdzie się na tyle gazu, że zaczyna on (gaz) skupiać się coraz bardziej w coraz mniejszej objętości pod wpływem własnego pola grawitacyjnego. Pole grawitacyjne wytwarzane przez protogwiazdę może przyciągać coraz więcej gazu znajdującego się w jej pobliżu, przez co staje się coraz silniejsze (siła grawitacji danego ciała jest proporcjonalna do jego masy). W tak utworzonym obłoku będącym mieszaniną wodoru i helu atomy zderzają się ze sobą coraz częściej osiągając coraz większe prędkości i coraz większą energię. W końcu energia zderzeń staje się tak wysoka, że atomy wodoru nie odbijają się od siebie, ale łączą tworząc hel (aby to samo stało się z atomami helu energia zderzeń musi by o wiele większa). W trakcie tej reakcji wytwarza się energia w postaci fotonów, dzięki czemu gwiazda świeci. Im więcej reakcji syntezy tym większe ciśnienie panuje w obłoku. Ciśnienie to równoważy przyciąganie grawitacyjne, przez co gwiazda się nie zapada.

Życie gwiazdy

Gwiazda wyczerpuje zapas wodoru (zmienianego w hel) tym szybciej im ma większą masę. Dzieje się tak dlatego, że duża (w sensie masy) gwiazda musi wytworzyć większe cienienie równoważące swoje przyciąganie grawitacyjne, a im większe ciśnienie tym większa temperatura, szybciej zachodzą reakcje chemiczne i szybciej zużywa się wodór.

Starość gwiazdy

Gdy rezerwy wodoru kończą się, gwiazda zaczyna powoli stygnąć i kurczyć się. To co stanie się z gwiazdą później zależy od jej masy. Jeśli masa danej gwiazdy jest mniejsza niż półtorej masy Słońca (masa Słońca: ok. 2·10³⁰ kg), to gwiazda taka po pewnym czasie przestaje się kurczyć stając się tzw. białym karłem. Gwiazdy te mają wielkość zbliżoną do wielkości Ziemi (promień: ok. 6370 km), masę zbliżoną do masy Słońca i gęstość rzędu 3•10⁹ kg/m³. W białych karłach zachodzą reakcje przemiany helu w cięższe pierwiastki takie jak węgiel i tlen. Pierwiastki te gromadzą się w zewnętrznych częściach białego karła, natomiast jego jądro w zależności od masy może stać się albo gwiazdą neutronową (promień gwiazdy neutronowej wynosi ok. 10 km, a jej gęstość osiąga wartości rzędu 10¹⁵ kg/m³) albo tzw. czarną dziurą. Zewnętrzne warstwy białego karła są niekiedy odrzucane w potężnych eksplozjach zwanych wybuchami supernowych. Gwiazda może w ten sposób pozbyć się części swej masy i uniknąć całkowitego zapadnięcia pod wpływem własnego pola grawitacyjnego (co prowadzi do powstania czarnej dziury).

Śmierć gwiazdy i narodziny nowych

Materia wyrzucona w przestrzeń kosmiczną po wybuchu supernowej staje się surowcem do budowy gwiazd kolejnej generacji. Słońce jest gwiazdą drugiej lub trzeciej generacji. Oznacza to, że utworzyło się z pozostałości po wybuchach supernowych. Większość tego materiału została zużyta do budowy Słońca, a reszta zgromadziła się wokół niego tworząc planety Układu Słonecznego.

Literatura: „Krótka Historia Czasu” Stephen W. Hawking