Wejście
Plan
Słownik
Kontakt
Linki
Obserwatorium Paryskie
EgzoplanetyCoRoTWykładyNarzędziaBaza danych
<-   Życie i śmierć gwiazdy   ->
Mgławica Krab
images/crabe.jpg
Materia odrzucona w wybuchu supernowej, który miał miejsce w 1054 roku i który został zarejestrowany w chińskich zapisach : nałożenie obrazu rentgenowskiego (zaznaczonego kolorem niebieskim) na obraz optyczny (czerwony). Rozmiar pierścienia to około 1 rok świetlny.
Podziękowania : W dziedzinie X : NASA/CXC/ASU/J. Hester i inni. ; w dziedzinie optycznej : NASA/HST/ASU/J. Hester i inni.

Życie gwiazdy rozpoczyna się burzliwą fazą, nazywaną etapem T-Tauri, która trwa około miliona lat. W tym czasie gwiazda, jeszcze w swym kokonie gazowo-pyłowym, wydmuchuje strugi promieniowania i cząstek, które w znaczący sposób perturbują okołogwiezdny dysk.

Gwiazda pojawia się na « ciągu głównym », gdzie spędza większość swego życia ( 9 miliardów lat w przypadku gwiazdy podobnej do Słońca). Gdy wyczerpie w jądrze wodór (H) rozpoczyna się kurczenie i temperatura w środku gwiazdy rośnie. Ciąg dalszy tego scenariusza, opisującego koniec życia gwiazdy, także zależy od jej masy :

  • W przypadku gwiazd mało masywnych ( M<0.3*M_soleil) kurczenie się kończy i gwiazda "gaśnie".
  • W przypadku gwiazd masywniejszych (M>0.3*M_soleil), a na ogół występują takie, temperatura w samym środku osiąga 10^8K i rozpoczyna się tam przemiana He (helu). W otoczce wzrost temperatury pozwala na przemianę wodoru (H) w hel (He). Jasność, a więc i ciśnienie promieniowania, a więc i promień gwiazdy, znacznie rosną. W tym samym czasie zewnętrzne warstwy puchną, ochładzają się, a centrum staje się bardziej gęste. Gwiazda przechodzi w stadium czerwonego olbrzyma. W centrum szybko zachodzi spalanie helu (He) w węgiel (C) i tlen (O). Po wyczerpaniu się helu (He) następuje drugi kryzys energetyczny w gwieździe. I znów dalszą ewolucję będzie wyznaczać masa :

Jeśli masa jest poniżej 1.4*M_soleil, to rozrzedzone zewnętrzne warstwy powoli rozdymają się i powstaje « mgławica planetarna » (np. w Lirze). Jądro, w postaci białego karła (obiektu bardzo małego, R ~3000 km, bardzo gęstego ~10^10 kg/m3 i początkowo bardzo gorącego) powoli "gaśnie" (bo stygnie), aż staje się czarnym karłem.

W przypadku gwiazd o masie powyżej 1,4 mas Słońca kurczenie, czyli zapadanie się, trwa. Przechodzenie helu w węgiel (C), tlen (O), krzem (Si), magnez (Mg), neon (Ne)...żelazo (Fe) zachodzi bardzo szybko i wyzwala niewiele energii. Pierwiastki cięższe od żelaza nie powstają w "jądrowym spalaniu", nie ma więc już "paliwa" do dyspozycji. Ponownie następuje zapadanie się, rośnie temperatura w centrum. Zaczynają rodzić się pierwiastki cięższe od żelaza, ale te procesy wymagają dostarczania energii (podczas gdy łączenie się jąder lżejszych od żelaza energię wyzwala). A to przyspiesza zapadanie się !

Łączą się elektrony i protony w neutrony. Jądro gwiazdy gwałtownie się kurczy do promienia ~10 km i osiąga gęstość 10^17 kg/m3. Materia odbija się od twardego środka, "cofa się" i powstaje fala uderzeniowa, szok wywołujący wybuch supernowej. Po wybuchu pozostaje jedynie bardzo gęsty centralny obiekt - albo gwiazda neutronowa albo czarna dziura.