Ci, którzy śledzą mój tag #astronomiaodkuchni, wiedzą że obiecałem prowadzić dwutygodnik astronomiczny. Niestety, nie wytrzymałem dłużej niż tydzień z kolejnym wpisem ( ͡°͜ʖ͡°). Niniejszym przedstawiam Wam wydanie specjalne dwutygodnika.
Niedawno na mirko pojawiło się pytanie, jak to jest że gwiazdy w ogóle stają się czerwonymi olbrzymami. Czy wszystkie gwiazdy staną się kiedyś czerwonymi olbrzymami? Co to w ogóle jest czerwony olbrzym i dlaczego Słońce musi spuchnąć?
Polecam rozsiąść się wygodnie, wziąć kawkę lub herbatkę, bo tekstu będzie sporo. Starałem się pisać przystępnie, dlatego mam nadzieję że będzie Wam się czytało przyjemnie. Opowiadanie rozpoczyna się krótkim wstępem o wnętrzach gwiazd, następnie jest słowo o tym, dlaczego Słońce musi spuchnąć, później jest akapit (lub dwa) o samych czerwonych olbrzymach, a kończymy przygodę rozważając sobie przyszłość gwiazd :).
I - Preludium: gwiazdy
Trzeba rozpocząć od powtórki z budowy wnętrza gwiazdy. Gwiazdy o masie podobnej do Słońca składają się z trzech głównych warstw: rdzenia, warstwy promienistej i warstwy konwektywnej. Dwie ostatnie już opisywałem ([[1]](http://www.wykop.pl/wpis/13519397/hej-astromirki-po-raz-kolejny-spotkalo-mnie-ze-moj/), [[2]](http://www.wykop.pl/wpis/13548183/hej-astromirki-w-poprzednim-wpisie-rozprawilem-sie/)), więc pozwolę sobie zrobić tylko wyciąg najważniejszych informacji: w warstwie promienistej energia jest przenoszona przez promieniowanie, a w warstwie konwektywnej (której nazwa jest nielogiczna; powinna być: konwekcyjna, ale to już dygresja) energia przenoszona jest przez ruchy konwekcyjne materii i wszystko się miesza jak w kipiącej grochówce. Za to jądro (rdzeń) Słońca, to obszar w którym zachodzi przemiana wodoru w hel. Jeśli ktoś wczytał się sumiennie w moje niedawne opowiastki, pewnie pamięta, że nie ma wyraźnej granicy między rdzeniem a warstwą promienistą. Najwyższy czas wyjaśnić: to jest klucz do powstawania czerwonych olbrzymów.
Zamiana wodoru w hel zachodzi przez syntezę, czyli reakcję termojądrową. Ot, jądra wodoru łączą się tworząc jądra helu. Takie działanie nazywa się żargonowo "spalaniem" wodoru, podczas którego powstaje termojądrowy "popiół": hel. Nie ma to nic wspólnego z chemicznym spalaniem (Słońce to nie kula ognia), więc jeśli gdziekolwiek przeczytacie o "spalaniu" wodoru przez gwiazdy, będzie chodziło o reakcję syntezy, a nie o palenie się jak ogień w ognisku.
Kiedy gwiazda zaczyna być pełnoprawną gwiazdą, cała jej energia bierze się z zamiany wodoru w hel. To może zajść tylko w ekstremalnych warunkach panujących w rdzeniu takiego ciała niebieskiego: musi być odpowiednio gorąco (temperatura rzędu 10 milionów Kelwinów) i odpowiednio gęsto (ponad 100 g/(cm^3)). Nasze Słońce produkuje energię tą drogą już jakieś 5 miliardów lat i ma się całkiem dobrze. Przynajmniej na razie.
Nie bez przyczyny hel nazywany jest żargonowo "termojądrowym popiołem". Popiół, jako materiał pozostający po spalaniu, sam się nie pali. Słońce, w miarę zużywania wodoru, produkuje coraz więcej helu, który zaczyna zalegać w jej wnętrzu. Można sobie to wyobrazić tak, że ciężki, niepalący się hel opada na "dno" gwiazdy i gromadzi się w wewnętrzne, niepalące się jądro. Przez pierwsze miliardy lat życia Słońca hel miesza się dość efektywnie z wodorowym paliwem, ale po 8-9 miliardach lat "spalania", "niepalące się" jądro helowego "popiołu" zmieszane z resztkami wodoru zaczyna być całkiem spore. Za około 4 miliardy lat, rdzeń Słońca będzie składał się w dużej ilości z jąder helu, które są czterema nukleonami (2 protony, 2 neutrony), a jąder wodoru (pojedynczy proton) będzie w nim zdecydowanie mniej. W miarę postępowania tego procesu, ilość cząsteczek w jądrze spadnie (bo cztery łączą się w jedną), a także ilość produkowanej będzie zdecydowanie mniejsza. Te dwa czynniki spowodują, że ciśnienie wewnętrzne rdzenia gwiazdy będzie sukcesywnie maleć. Rdzeń gwiazdy, ściskany przez własną grawitację, zacznie się w sobie zapadać.
II - Jak przestałem się martwić i stałem się czerwonym olbrzymem
Proces zapadania się rdzenia gwiazdy spowoduje dwie ciekawe rzeczy. Pierwszą jest wzrost temperatury rdzenia i podtrzymanie "spalania" w nim wodoru. Drugą, znacznie ważniejszą, jest ogrzanie warstw gwiazdy, które znajdują się tuż nad rdzeniem (to ten obszar przejściowy między nim a warstwą konwektywną). Dodatkowe ogrzanie Słońca od wewnątrz przez zapadające się, ledwo "tlące" jądro spowoduje, że dookoła jądra zaczną panować warunki sprzyjające do reakcji fuzji. Dookoła rdzenia wodór zacznie łączyć się w hel. Po raz pierwszy synteza helu zacznie wychodzić poza rdzeń gwiazdy. Ten proces nazywamy spalaniem w otoczce. Gwiazda o masie Słońca wchodzi wtedy w stadium podolbrzyma i walczy o utrzymanie "spalania" wodoru w rdzeniu. Jej walka potrwa nie dłużej jak miliard, może dwa miliardy lat.
W trakcie stadium podolbrzyma warstwa promienista zaczyna powoli zanikać, a produkcja energii w rdzeniu oraz dookoła niego jest mniej więcej stała. Słońce jako podolbrzym będzie produkowało więcej energii niż robi to teraz. To spowoduje, że jego wewnętrzne ciśnienie wzrośnie i żeby zachować równowagę między ciśnieniem wewnętrznym, a ciśnieniem wytwarzanym przez grawitację, gwiazda nieznacznie się rozedmie. Rozdęcie będzie powodem obniżenia się temperatury fotosfery gwiazdy oraz wzrostu jej całościowej jasności (będzie to o wiele większa, nieco słabiej świecąca powierzchnia). Słońce będzie żółtawe.
Faza podolbrzyma niechybnie musi się skończyć wraz wyczerpaniem zasobów wodoru w rdzeniu. Z chwilą zatrzymania mechanizmów syntezy, która produkowała w rdzeniu energię, ciśnienie wewnętrzne rdzenia zacznie dramatycznie spadać. Grawitacja zacznie miażdżyć helowy "popiół", a w trakcie tego ściskania rdzeń nagrzeje się do bardzo wysokich temperatur. Proces zapadania się helowego rdzenia zostanie zahamowany dopiero wtedy, gdy elektrony w rdzeniu sprzeciwią się dalszemu zagęszczaniu materii. Proces fizyczny, który odpowiada za ten strajk elektronów, nazywa się zakazem Pauliego, podczas gdy sama plazma rdzenia wchodzi w stan materii zdegenerowanej. Gdyby elektrony spacyfikować jeszcze wyższą energią, te schowałyby się wraz z protonami tworząc neutrony (swoją drogą, tak powstaje gwiazda neutronowa, ale o tym kiedy indziej). W rdzeniu gwiazdy nie ma takich energii, więc grawitacja musi dać za wygraną, a elektrony będą podtrzymywały stałą objętość rdzenia gwiazdy. Do czasu, aż nie przybędzie więcej helu. Ale skąd jeszcze więcej helu?
Rdzeń gwiazdy, zapadając się, wytwarza potężne ilości ciepła, które jest przekazywane wszędzie dookoła. Ta energia spowodowała, że obszar, w którym może zachodzić "spalanie" wodoru, rozrósł się kilkukrotnie. Na tym etapie życia gwiazdy, spalanie w otoczce zachodzi w całkiem dużym obszarze gwiazdy, nie tylko tuż nad rdzeniem. Większy obszar produkcji energii oznacza... więcej wyprodukowanej energii. Ta z kolei powoduje, że ciśnienie wewnętrzne gwiazdy rośnie. Wzrost ciśnienia jest przyczyną puchnięcia gwiazdy, a puchnięcie gwiazdy skutkuje ochłodzeniem jej fotosfery. Chłodniejsza fotosfera świeci w coraz to dłuższych falach, stopniowo przesuwając się z białego do żółtego, pomarańczowego i... dalej. Proszę Państwa, przed Wami czerwony olbrzym.
III - Nadzieja dla spuchniętych gwiazd
W przeciwieństwie do podolbrzymów, produkcja energii w olbrzymach rośnie lawinowo. Spalanie w otoczce produkuje teraz potężne ilości helowego "popiołu", który odkłada się na "niepalącym" się już rdzeniu. Nowo wyprodukowany hel kompresuje się pod wpływem ciśnienia grawitacyjnego i oddaje ciepło do "palącej się" pobliskiej otoczki, przyspieszając wzrost energii. Jeszcze więcej energii oznacza jeszcze więcej "spalania", które oznacza jeszcze więcej helu do kompresji, który oddaje jeszcze więcej ciepła... i tak coraz więcej, coraz szybciej. Z drugiej strony, Więcej energii oznacza większe ciśnienie, które bardziej rozdyma gwiazdę i powoduje jeszcze większe obniżenie temperatury fotosfery. Czerwony olbrzym nie tylko produkuje coraz więcej energii, ale też coraz bardziej puchnie. Słońce, puchnąc, obejmie najpierw Merkurego, następnie Wenus i po jakimś czasie może nawet Ziemię. Jak w bajce o smoku wawelskim, który pił... i pił... i pił... Czy cokolwiek powstrzyma to szaleństwo?!
Całe szczęście, Słońce jest na tyle masywne, że po kilku milionach lat pójdzie wreszcie po rozum do głowy i przestanie się nadymać. W pewnej chwili, nagromadzonego helu będzie taka ilość, że wewnętrzna temperatura rdzenia dojdzie do niebotycznych 100 milionów Kelwinów. To akurat tyle energii, żeby cząsteczki helu latając w rdzeniu zaczęły się ze sobą zderzać i łączyć. W rdzeniu gwiazdy rozpocznie się "spalanie" helu. Dwie cząsteczki jądra helu zdarzając się, wytworzą jądro berylu. Ono, w bardzo krótkim czasie, przechwyci kolejne jądro helu, stając się jądrem węgla. Czasami może się zdarzyć, że jądro węgla przejmie jeszcze jedną cząsteczkę jądra helu i tak powstanie jądro tlenu. Od teraz hel pełni rolę termojądrowego "paliwa", a tlen i węgiel są "termojądrowym popiołem". Gwiazda, otrzymując nowe źródło energii w rdzeniu, przestaje się rozdymać i wraca prędko do mniejszych rozmiarów, a jej fotosfera robi się bardzo gorąca. Słońce przejdzie przez stadium czerwonego olbrzyma, rozpocznie "spalanie" helu i stanie się gwiazdą gałęzi horyzontalnej, której nazwa pochodzi od kształtu ścieżki rozwoju gwiazd na diagramie, którym posługują się astrofizycy parający się ewolucją gwiazd.
Moment rozpoczęcia się "spalania" helu w rdzeniu gwiazdy jest bardzo krótki. Moda na "spalanie" helu rozpoczyna się w całym rdzeniu w przeciągu pojedynczych sekund. Gdyby nie było otoczki wokół rdzenia, gwiazda zaświeciłaby w tym czasie z jasnością dziesięciu miliardów Słońc. To jest jasność porównywalna z jasnością niewielkiej galaktyki! Wydarzenie to nazywamy błyskiem helowym rdzenia i jeszcze nigdy nie zostało zaobserwowane. Sam błysk jest rzadkim zjawiskiem, trwa kilka sekund, a cała jego energia pochłaniana jest przez zewnętrzne otoczki gwiazdy.
IV - Epilog
Czy każda gwiazda musi przejść przez taką katorgę? Każda. W przypadku gwiazd o masie mniejszej niż 0.4 masy Słońca nie nastąpi jednak błysk helowy. Z kolei gwiazdy o masie ponad 20 Słońc przejdą do stadium (hiper/nad)olbrzyma niezauważalnie szybko. W ich wnętrzu panują od urodzenia niewyobrażalnie wysokie temperatury i błysk helowy wcale tam nie będzie musiał nastąpić. Gwiazdy o największych masach mogą żyć nawet pojedyncze miliony lub dziesiątki milionów lat, po czym giną w dramatycznych eksplozjach. Z kolei najmniej masywne gwiazdy, na przykład to pięciokrotnie mniej masywne od Słońca, "spalają" wodór tak długo, że nie obserwujemy jak stają się czerwonym olbrzymem. Wszechświat jest jeszcze zbyt młody, minęło za mało czasu, żeby taka gwiazda zaczęła być czerwonym olbrzymem. To chyba dobry powód aby wrócić teraz myślami do gwiazd podobnych do Słońca :).
Pozwolę sobie przypomnieć, że wokół rdzenia cały czas trwa spalanie w otoczce wodoru. Teraz, kiedy mamy dwa odmienne źródła energii, gwiazda może wykazywać całkiem ciekawe zachowanie. Czy słyszeliście może o cefeidach? Cefeidy to gwiazdy pulsujące. Mają masę kilku Słońc i znajdują się właśnie w okolicy gałęzi horyzontalnej. Słońce, jak już będzie "spalało" wodór i hel, też zacznie być gwiazdą zmienną, pulsującą, coś na kształt cefeid. Każda gwiazda przejdzie przez taki swoisty kryzys wieku średniego i sobie przez jakiś czas populsuje.
Co się stanie, gdy zabraknie już helu w rdzeniu takiej gwiazdy? Scenariusz będzie podobny do poprzedniego, chociaż ścieżka ewolucji będzie troszeczkę bardziej skomplikowana. Będziemy mieli zapadający się węglowo-tlenowy rdzeń, osobno spalanie w otoczce helu, osobno spalanie w otoczce wodoru, a gwiazda znów zacznie puchnąć. Słońce nie posiada dostatecznej masy, żeby uratować się przed ostatecznym rozdęciem. Nasza gwiazda wstąpi na asymptotyczną gałąź olbrzymów i w szybkim czasie odrzuci swoje zewnętrzne warstwy wodoru i helu. Pozostanie po niej gorąca kula termojądrowego "popiołu": węglowo-tlenowy biały karzeł. Wokoło będzie roztaczała się malownicza mgławica planetarna utworzona z odrzuconych wierzchnich warstw Słońca, a planety... Nikt tak naprawdę nie wie, jaki czeka je los. Musimy poczekać pięć miliardów lat, żeby przekonać się na własne oczy. Niemniej, powinniśmy obserwować ten spektakl z daleka.
Dzięki za wspólną podróż :)
-------------------------------------------------------------------------- Na obrazku mgławica M57 - pozostałość po rozdętej gwieździe. Jej biały karzeł znajduje się w centrum mgławicy. -------------------------------------------------------------------------- Takie rzeczy tylko w #astronomiaodkuchni ( ͡°͜ʖ͡°)ﾉ⌐■-■ -------------------------------------------------------------------------- Przypominam, że w następnym wydaniu periodyku będzie o obiektach, które aspirują do bycia gwiazdą. -------------------------------------------------------------------------- #astronomia #kosmos #mirkokosmos #ciekawostki #ligamozgow #liganauki --------------------------------------------------------------------------
@marianbaczal: Kolega @Sproket20 jest pierwszą osobą, którą w mojej historii na Wykopie dodałem na czarną listę. Inaczej się nie dało, ze względu na spam tagami. Co się z tym wiąże, przez mechanizm działania mikrobloga nie będzie mu dane komentować w tym wpisie.
@Al_Ganonim: a nie ma możliwości, by w warunkach białego karła węgiel reagował z tlenem? czy po prostu ciśnienie jest tak duże, że reakcje chemiczne już dawno ustępują reakcjom jądrowym?
Dwie cząsteczki jądra helu zdarzając się, wytworzą jądro berylu. Ono, w bardzo krótkim czasie, przechwyci kolejne jądro helu, stając się jądrem węgla. Czasami może się zdarzyć, że jądro węgla przejmie jeszcze jedną cząsteczkę jądra helu i tak powstanie jądro tlenu.
@Al_Ganonim: Tak trochę pytanie z innej beczki, kiedy w gwiazdach tworzą się "pierwiastki pośrednie" jak np. lit i azot?
Kolega @Sproket20 jest pierwszą osobą, którą w mojej historii na Wykopie dodałem na czarną listę. Inaczej się nie dało, ze względu na spam tagami. Co się z tym wiąże, przez mechanizm działania mikrobloga nie będzie mu dane komentować w tym wpisie.
@Al_Ganonim: Jeżeli nie chcesz oglądać czyichś wpisów, nie oglądać go pod tagami itd. A mimo to dostawać od niego powiadomienia czy pozwalać mu pisać w swoich wpisach to jest taka
@Al_Ganonim: Mam takie samo pytanie jak kolega @flager Kiedy tworzone są (jeśli w ogóle, jak nie to skąd się wzięły w kosmosie) pierwiastki pośrednie, oraz czy to nie jest tak, że w gwiazdach atomy najcięższe, które są tworzone to aż żelazo? (jak się mylę to popraw, kiedyś gdzieś tak przeczytałem)
@DarkAlchemy: @flager: podczas spalania wodoru (w cyklu p-p) powstaje hel ale także lit beryl i bor (w mniejszych ilościach, bo reakcje w których powstają są mniej prawdopodobne). Gdy rozpocznie się spalanie helu to najwięcej powstaje berylu, a następnie z berylu węgiel, potem tlen neon magnez i krzem (o ile mamy wystarczająco wysoką temperaturę). Widzimy tutaj przeskoki o dwa oczka na tablicy. Ale tak samo jak wcześniej możliwe są również reakcje
@Al_Ganonim: Kolega może polecić jakieś przyzwoite książki o astronomii? Nie chodzi o publikacje wypełnionymi po brzegi fotami lub encyklopedycznymi "ciekawostkami" bo to wszystko zanajdę w internetach. Mam na myśli coś przekrojowego. Po głowie chodzi mi zakup teleskopu, lecz chciałbym wcześniej zdobyć solidną wiedzę teoretyczną.
a nie ma możliwości, by w warunkach białego karła węgiel reagował z tlenem?
Do takiej reakcji nie dojdzie z dwóch powodów. Pierwszy to fakt, że reakcje chemiczne utleniania (spalania) polegają na wzajemnym udostępnianiu sobie elektronów przez atomy. W rdzeniu gwiazdy panuje taka temperatura, że elektrony są wyrwane z powłok atomowych i wszystko jest mieszaniną jąder atomowych oraz elektronów. Fizycznie nie może zajść proces utleniania. Drugi powód jest równie prosty. Utlenienie
Jakie zwierze do mieszkania sobie kupic? Pies wykluczony, kot wykluczony. Chce, by zwierze bylo czyste, niedrogie w utrzymaniu, zylo dlugo, nie paskudzilo.
Ci, którzy śledzą mój tag #astronomiaodkuchni, wiedzą że obiecałem prowadzić dwutygodnik astronomiczny. Niestety, nie wytrzymałem dłużej niż tydzień z kolejnym wpisem ( ͡° ͜ʖ ͡°). Niniejszym przedstawiam Wam wydanie specjalne dwutygodnika.
Niedawno na mirko pojawiło się pytanie, jak to jest że gwiazdy w ogóle stają się czerwonymi olbrzymami. Czy wszystkie gwiazdy staną się kiedyś czerwonymi olbrzymami? Co to w ogóle jest czerwony olbrzym i dlaczego Słońce musi spuchnąć?
Polecam rozsiąść się wygodnie, wziąć kawkę lub herbatkę, bo tekstu będzie sporo. Starałem się pisać przystępnie, dlatego mam nadzieję że będzie Wam się czytało przyjemnie. Opowiadanie rozpoczyna się krótkim wstępem o wnętrzach gwiazd, następnie jest słowo o tym, dlaczego Słońce musi spuchnąć, później jest akapit (lub dwa) o samych czerwonych olbrzymach, a kończymy przygodę rozważając sobie przyszłość gwiazd :).
I - Preludium: gwiazdy
Trzeba rozpocząć od powtórki z budowy wnętrza gwiazdy. Gwiazdy o masie podobnej do Słońca składają się z trzech głównych warstw: rdzenia, warstwy promienistej i warstwy konwektywnej. Dwie ostatnie już opisywałem ([[1]](http://www.wykop.pl/wpis/13519397/hej-astromirki-po-raz-kolejny-spotkalo-mnie-ze-moj/), [[2]](http://www.wykop.pl/wpis/13548183/hej-astromirki-w-poprzednim-wpisie-rozprawilem-sie/)), więc pozwolę sobie zrobić tylko wyciąg najważniejszych informacji: w warstwie promienistej energia jest przenoszona przez promieniowanie, a w warstwie konwektywnej (której nazwa jest nielogiczna; powinna być: konwekcyjna, ale to już dygresja) energia przenoszona jest przez ruchy konwekcyjne materii i wszystko się miesza jak w kipiącej grochówce. Za to jądro (rdzeń) Słońca, to obszar w którym zachodzi przemiana wodoru w hel. Jeśli ktoś wczytał się sumiennie w moje niedawne opowiastki, pewnie pamięta, że nie ma wyraźnej granicy między rdzeniem a warstwą promienistą. Najwyższy czas wyjaśnić: to jest klucz do powstawania czerwonych olbrzymów.
Zamiana wodoru w hel zachodzi przez syntezę, czyli reakcję termojądrową. Ot, jądra wodoru łączą się tworząc jądra helu. Takie działanie nazywa się żargonowo "spalaniem" wodoru, podczas którego powstaje termojądrowy "popiół": hel. Nie ma to nic wspólnego z chemicznym spalaniem (Słońce to nie kula ognia), więc jeśli gdziekolwiek przeczytacie o "spalaniu" wodoru przez gwiazdy, będzie chodziło o reakcję syntezy, a nie o palenie się jak ogień w ognisku.
Kiedy gwiazda zaczyna być pełnoprawną gwiazdą, cała jej energia bierze się z zamiany wodoru w hel. To może zajść tylko w ekstremalnych warunkach panujących w rdzeniu takiego ciała niebieskiego: musi być odpowiednio gorąco (temperatura rzędu 10 milionów Kelwinów) i odpowiednio gęsto (ponad 100 g/(cm^3)). Nasze Słońce produkuje energię tą drogą już jakieś 5 miliardów lat i ma się całkiem dobrze. Przynajmniej na razie.
Nie bez przyczyny hel nazywany jest żargonowo "termojądrowym popiołem". Popiół, jako materiał pozostający po spalaniu, sam się nie pali. Słońce, w miarę zużywania wodoru, produkuje coraz więcej helu, który zaczyna zalegać w jej wnętrzu. Można sobie to wyobrazić tak, że ciężki, niepalący się hel opada na "dno" gwiazdy i gromadzi się w wewnętrzne, niepalące się jądro. Przez pierwsze miliardy lat życia Słońca hel miesza się dość efektywnie z wodorowym paliwem, ale po 8-9 miliardach lat "spalania", "niepalące się" jądro helowego "popiołu" zmieszane z resztkami wodoru zaczyna być całkiem spore. Za około 4 miliardy lat, rdzeń Słońca będzie składał się w dużej ilości z jąder helu, które są czterema nukleonami (2 protony, 2 neutrony), a jąder wodoru (pojedynczy proton) będzie w nim zdecydowanie mniej. W miarę postępowania tego procesu, ilość cząsteczek w jądrze spadnie (bo cztery łączą się w jedną), a także ilość produkowanej będzie zdecydowanie mniejsza. Te dwa czynniki spowodują, że ciśnienie wewnętrzne rdzenia gwiazdy będzie sukcesywnie maleć. Rdzeń gwiazdy, ściskany przez własną grawitację, zacznie się w sobie zapadać.
II - Jak przestałem się martwić i stałem się czerwonym olbrzymem
Proces zapadania się rdzenia gwiazdy spowoduje dwie ciekawe rzeczy. Pierwszą jest wzrost temperatury rdzenia i podtrzymanie "spalania" w nim wodoru. Drugą, znacznie ważniejszą, jest ogrzanie warstw gwiazdy, które znajdują się tuż nad rdzeniem (to ten obszar przejściowy między nim a warstwą konwektywną). Dodatkowe ogrzanie Słońca od wewnątrz przez zapadające się, ledwo "tlące" jądro spowoduje, że dookoła jądra zaczną panować warunki sprzyjające do reakcji fuzji. Dookoła rdzenia wodór zacznie łączyć się w hel. Po raz pierwszy synteza helu zacznie wychodzić poza rdzeń gwiazdy. Ten proces nazywamy spalaniem w otoczce. Gwiazda o masie Słońca wchodzi wtedy w stadium podolbrzyma i walczy o utrzymanie "spalania" wodoru w rdzeniu. Jej walka potrwa nie dłużej jak miliard, może dwa miliardy lat.
W trakcie stadium podolbrzyma warstwa promienista zaczyna powoli zanikać, a produkcja energii w rdzeniu oraz dookoła niego jest mniej więcej stała. Słońce jako podolbrzym będzie produkowało więcej energii niż robi to teraz. To spowoduje, że jego wewnętrzne ciśnienie wzrośnie i żeby zachować równowagę między ciśnieniem wewnętrznym, a ciśnieniem wytwarzanym przez grawitację, gwiazda nieznacznie się rozedmie. Rozdęcie będzie powodem obniżenia się temperatury fotosfery gwiazdy oraz wzrostu jej całościowej jasności (będzie to o wiele większa, nieco słabiej świecąca powierzchnia). Słońce będzie żółtawe.
Faza podolbrzyma niechybnie musi się skończyć wraz wyczerpaniem zasobów wodoru w rdzeniu. Z chwilą zatrzymania mechanizmów syntezy, która produkowała w rdzeniu energię, ciśnienie wewnętrzne rdzenia zacznie dramatycznie spadać. Grawitacja zacznie miażdżyć helowy "popiół", a w trakcie tego ściskania rdzeń nagrzeje się do bardzo wysokich temperatur. Proces zapadania się helowego rdzenia zostanie zahamowany dopiero wtedy, gdy elektrony w rdzeniu sprzeciwią się dalszemu zagęszczaniu materii. Proces fizyczny, który odpowiada za ten strajk elektronów, nazywa się zakazem Pauliego, podczas gdy sama plazma rdzenia wchodzi w stan materii zdegenerowanej. Gdyby elektrony spacyfikować jeszcze wyższą energią, te schowałyby się wraz z protonami tworząc neutrony (swoją drogą, tak powstaje gwiazda neutronowa, ale o tym kiedy indziej). W rdzeniu gwiazdy nie ma takich energii, więc grawitacja musi dać za wygraną, a elektrony będą podtrzymywały stałą objętość rdzenia gwiazdy. Do czasu, aż nie przybędzie więcej helu. Ale skąd jeszcze więcej helu?
Rdzeń gwiazdy, zapadając się, wytwarza potężne ilości ciepła, które jest przekazywane wszędzie dookoła. Ta energia spowodowała, że obszar, w którym może zachodzić "spalanie" wodoru, rozrósł się kilkukrotnie. Na tym etapie życia gwiazdy, spalanie w otoczce zachodzi w całkiem dużym obszarze gwiazdy, nie tylko tuż nad rdzeniem. Większy obszar produkcji energii oznacza... więcej wyprodukowanej energii. Ta z kolei powoduje, że ciśnienie wewnętrzne gwiazdy rośnie. Wzrost ciśnienia jest przyczyną puchnięcia gwiazdy, a puchnięcie gwiazdy skutkuje ochłodzeniem jej fotosfery. Chłodniejsza fotosfera świeci w coraz to dłuższych falach, stopniowo przesuwając się z białego do żółtego, pomarańczowego i... dalej. Proszę Państwa, przed Wami czerwony olbrzym.
III - Nadzieja dla spuchniętych gwiazd
W przeciwieństwie do podolbrzymów, produkcja energii w olbrzymach rośnie lawinowo. Spalanie w otoczce produkuje teraz potężne ilości helowego "popiołu", który odkłada się na "niepalącym" się już rdzeniu. Nowo wyprodukowany hel kompresuje się pod wpływem ciśnienia grawitacyjnego i oddaje ciepło do "palącej się" pobliskiej otoczki, przyspieszając wzrost energii. Jeszcze więcej energii oznacza jeszcze więcej "spalania", które oznacza jeszcze więcej helu do kompresji, który oddaje jeszcze więcej ciepła... i tak coraz więcej, coraz szybciej. Z drugiej strony, Więcej energii oznacza większe ciśnienie, które bardziej rozdyma gwiazdę i powoduje jeszcze większe obniżenie temperatury fotosfery. Czerwony olbrzym nie tylko produkuje coraz więcej energii, ale też coraz bardziej puchnie. Słońce, puchnąc, obejmie najpierw Merkurego, następnie Wenus i po jakimś czasie może nawet Ziemię. Jak w bajce o smoku wawelskim, który pił... i pił... i pił... Czy cokolwiek powstrzyma to szaleństwo?!
Całe szczęście, Słońce jest na tyle masywne, że po kilku milionach lat pójdzie wreszcie po rozum do głowy i przestanie się nadymać. W pewnej chwili, nagromadzonego helu będzie taka ilość, że wewnętrzna temperatura rdzenia dojdzie do niebotycznych 100 milionów Kelwinów. To akurat tyle energii, żeby cząsteczki helu latając w rdzeniu zaczęły się ze sobą zderzać i łączyć. W rdzeniu gwiazdy rozpocznie się "spalanie" helu. Dwie cząsteczki jądra helu zdarzając się, wytworzą jądro berylu. Ono, w bardzo krótkim czasie, przechwyci kolejne jądro helu, stając się jądrem węgla. Czasami może się zdarzyć, że jądro węgla przejmie jeszcze jedną cząsteczkę jądra helu i tak powstanie jądro tlenu. Od teraz hel pełni rolę termojądrowego "paliwa", a tlen i węgiel są "termojądrowym popiołem". Gwiazda, otrzymując nowe źródło energii w rdzeniu, przestaje się rozdymać i wraca prędko do mniejszych rozmiarów, a jej fotosfera robi się bardzo gorąca. Słońce przejdzie przez stadium czerwonego olbrzyma, rozpocznie "spalanie" helu i stanie się gwiazdą gałęzi horyzontalnej, której nazwa pochodzi od kształtu ścieżki rozwoju gwiazd na diagramie, którym posługują się astrofizycy parający się ewolucją gwiazd.
Moment rozpoczęcia się "spalania" helu w rdzeniu gwiazdy jest bardzo krótki. Moda na "spalanie" helu rozpoczyna się w całym rdzeniu w przeciągu pojedynczych sekund. Gdyby nie było otoczki wokół rdzenia, gwiazda zaświeciłaby w tym czasie z jasnością dziesięciu miliardów Słońc. To jest jasność porównywalna z jasnością niewielkiej galaktyki! Wydarzenie to nazywamy błyskiem helowym rdzenia i jeszcze nigdy nie zostało zaobserwowane. Sam błysk jest rzadkim zjawiskiem, trwa kilka sekund, a cała jego energia pochłaniana jest przez zewnętrzne otoczki gwiazdy.
IV - Epilog
Czy każda gwiazda musi przejść przez taką katorgę? Każda. W przypadku gwiazd o masie mniejszej niż 0.4 masy Słońca nie nastąpi jednak błysk helowy. Z kolei gwiazdy o masie ponad 20 Słońc przejdą do stadium (hiper/nad)olbrzyma niezauważalnie szybko. W ich wnętrzu panują od urodzenia niewyobrażalnie wysokie temperatury i błysk helowy wcale tam nie będzie musiał nastąpić. Gwiazdy o największych masach mogą żyć nawet pojedyncze miliony lub dziesiątki milionów lat, po czym giną w dramatycznych eksplozjach. Z kolei najmniej masywne gwiazdy, na przykład to pięciokrotnie mniej masywne od Słońca, "spalają" wodór tak długo, że nie obserwujemy jak stają się czerwonym olbrzymem. Wszechświat jest jeszcze zbyt młody, minęło za mało czasu, żeby taka gwiazda zaczęła być czerwonym olbrzymem. To chyba dobry powód aby wrócić teraz myślami do gwiazd podobnych do Słońca :).
Pozwolę sobie przypomnieć, że wokół rdzenia cały czas trwa spalanie w otoczce wodoru. Teraz, kiedy mamy dwa odmienne źródła energii, gwiazda może wykazywać całkiem ciekawe zachowanie. Czy słyszeliście może o cefeidach? Cefeidy to gwiazdy pulsujące. Mają masę kilku Słońc i znajdują się właśnie w okolicy gałęzi horyzontalnej. Słońce, jak już będzie "spalało" wodór i hel, też zacznie być gwiazdą zmienną, pulsującą, coś na kształt cefeid. Każda gwiazda przejdzie przez taki swoisty kryzys wieku średniego i sobie przez jakiś czas populsuje.
Co się stanie, gdy zabraknie już helu w rdzeniu takiej gwiazdy? Scenariusz będzie podobny do poprzedniego, chociaż ścieżka ewolucji będzie troszeczkę bardziej skomplikowana. Będziemy mieli zapadający się węglowo-tlenowy rdzeń, osobno spalanie w otoczce helu, osobno spalanie w otoczce wodoru, a gwiazda znów zacznie puchnąć. Słońce nie posiada dostatecznej masy, żeby uratować się przed ostatecznym rozdęciem. Nasza gwiazda wstąpi na asymptotyczną gałąź olbrzymów i w szybkim czasie odrzuci swoje zewnętrzne warstwy wodoru i helu. Pozostanie po niej gorąca kula termojądrowego "popiołu": węglowo-tlenowy biały karzeł. Wokoło będzie roztaczała się malownicza mgławica planetarna utworzona z odrzuconych wierzchnich warstw Słońca, a planety... Nikt tak naprawdę nie wie, jaki czeka je los. Musimy poczekać pięć miliardów lat, żeby przekonać się na własne oczy. Niemniej, powinniśmy obserwować ten spektakl z daleka.
Dzięki za wspólną podróż :)
--------------------------------------------------------------------------
Na obrazku mgławica M57 - pozostałość po rozdętej gwieździe. Jej biały karzeł znajduje się w centrum mgławicy.
--------------------------------------------------------------------------
Takie rzeczy tylko w #astronomiaodkuchni ( ͡° ͜ʖ ͡°)ﾉ⌐■-■
--------------------------------------------------------------------------
Przypominam, że w następnym wydaniu periodyku będzie o obiektach, które aspirują do bycia gwiazdą.
--------------------------------------------------------------------------
#astronomia #kosmos #mirkokosmos #ciekawostki #ligamozgow #liganauki
--------------------------------------------------------------------------
Ciekawy tekst. Dzięki.
@Al_Ganonim: Tak trochę pytanie z innej beczki, kiedy w gwiazdach tworzą się "pierwiastki pośrednie" jak np. lit i azot?
@Al_Ganonim: Jeżeli nie chcesz oglądać czyichś wpisów, nie oglądać go pod tagami itd. A mimo to dostawać od niego powiadomienia czy pozwalać mu pisać w swoich wpisach to jest taka
Kiedy tworzone są (jeśli w ogóle, jak nie to skąd się wzięły w kosmosie) pierwiastki pośrednie, oraz czy to nie jest tak, że w gwiazdach atomy najcięższe, które są tworzone to aż żelazo? (jak się mylę to popraw, kiedyś gdzieś tak przeczytałem)
Super wpisy ᕙ(⇀‸↼‶)ᕗ
z jak daleka?
podczas spalania wodoru (w cyklu p-p) powstaje hel ale także lit beryl i bor (w mniejszych ilościach, bo reakcje w których powstają są mniej prawdopodobne).
Gdy rozpocznie się spalanie helu to najwięcej powstaje berylu, a następnie z berylu węgiel, potem tlen neon magnez i krzem (o ile mamy wystarczająco wysoką temperaturę). Widzimy tutaj przeskoki o dwa oczka na tablicy. Ale tak samo jak wcześniej możliwe są również reakcje
@kosmo1989:
Do takiej reakcji nie dojdzie z dwóch powodów. Pierwszy to fakt, że reakcje chemiczne utleniania (spalania) polegają na wzajemnym udostępnianiu sobie elektronów przez atomy. W rdzeniu gwiazdy panuje taka temperatura, że elektrony są wyrwane z powłok atomowych i wszystko jest mieszaniną jąder atomowych oraz elektronów. Fizycznie nie może zajść proces utleniania. Drugi powód jest równie prosty. Utlenienie