Skąd się biorą czarne dziury, gwiazdy neutronowe czy mgławice? Są to bardzo częste pytania, na które odpowiedź znajduje się w ewolucji gwiazd. Zależnie od swojej masy gwiazdy rozwijają się w inny sposób oraz inaczej umierają. Tak, gwiazdy także umierają.  

Zacznijmy jednak od powstawania gwiazd. Są to kule bardzo gorącego gazu, które powstały w skupiskach gazu, czyli mgławicach. Znajdują się tam cząsteczki wielu pierwiastków, ale głównie wodoru. Najpierw dwa atomy zaczynają wokół siebie krążyć, co wytwarza przyciąganie grawitacyjne, dlatego ilość atomów rośnie. Z czasem tworzy się ciało wielkości planety, a potem gwiazdy. Cały czas działa na nie rosnąca wraz z przyrostem masy siła grawitacji, która kompresuje środek formującego się ciała, tworząc jądro – wtedy powstaje protogwiazda. Protogwiazda to ciało, w którym nie zachodzą jeszcze procesy termojądrowe. Dookoła niego powstaje dysk akrecyjny, który dostarcza do jądra wodoru oraz dysk protoplanetarny – jest to miejsce, gdzie potem mogą powstać planety.  

Następnie powstaje gwiazda typu T Tauri, czyli w jądrze jest już prawie wystarczająco dużo wodoru, aby zaczął się proces fuzji termojądrowej. Tę część procesu charakteryzuje bardzo silny wiatr słoneczny oraz wyrzuty materii z biegunów gwiazdy, które pozwalają pozbyć się momentu pędu. Pęd przedstawiony jest wzorem , czyli iloczynem m – masy, v – prędkości i r – promienia, na którym rozproszona jest masa. Gdy przez siłę grawitacji masa jest kompresowana, czyli r się zmniejsza, m pozostaje takie samo, dlatego prędkości obrotu wokół własnej osi musi się zwiększyć. Właśnie przez to występują tak silne wiatry słoneczne oraz wyrzuty energii przy powstawaniu gwiazd. Gdy do jądra zostanie dostarczona wystarczająca ilość wodoru i ciśnienie będzie wystarczająco duże, zacznie się fuzja termojądrowa i powstanie gwiazda.

NRAO

Obrazek przedstawia cykl powstawania gwiazd.

Co się stanie później, zależy od masy gwiazdy. Lekkie i średnie gwiazdy, między innymi Słońce, najpierw wykorzystują wodór w jądrze, który łączy się na początku w cięższe izotopy, a potem w hel. Podczas tego procesu gwiazda zostaje takich samym rozmiarów i wagi przez miliardy lat. W tej fazie jest obecnie nasze Słońce. Następnie, gdy zostaną już tylko resztki wodoru, gwiazda zacznie się zwiększać, a jądro zmniejszać, zwiększając swoją temperaturę. Gdy rozgrzeje się wystarczająco, aby zachodziła fuzja cięższych pierwiastków, zewnętrzne warstwy gwiazdy znowu się kurczą i zaczyna zachodzić łączenie się helu w węgiel, potem tlen. W tym czasie gwiazda pulsuje. 

Nate-the great

Obrazek przedstawia powstawanie mało masywnych gwiazd.

Na końcu w jądrze zostanie głównie tlen i węgiel z małą otoczką helu i wodoru, a gwiazda jest za mała, żeby w jądrze wywrzeć większe ciśnienie, dlatego nie ma możliwości dalszego spalania i wydzielania energii. Resztką swoich zasobów gwiazda wypycha zewnętrzne warstwy i powstaje mgławica planetarna – wtedy zostanie pochłonięta Ziemia. W centrum powstałej mgławicy zostanie jądro, które z czasem stanie się białym karłem. Natomiast z gazu w mgławicy planetarnej znów będą mogły powstawać gwiazdy i cały cykl się powtórzy. 

Życie masywniejszych gwiazd jest dużo bardziej dynamiczne i znacznie krótsze. Zaczyna się jednak tak samo – od spalania wodoru. Proces ten jednak trwa dużo krócej z powodu wyższych temperatur panujących w jądrze, około 10 milionów lat. Gdy wodoru zostanie już mało, zewnętrzne warstwy gwiazdy zaczną się rozszerzać, a jądro kurczyć. Wtedy ponownie zacznie się fuzja cięższych pierwiastków: hel w węgiel, potem tlen, neon, krzem i na końcu żelazo. 

Michael Richmond

Obrazek przedstawia jadro masywnej gwiazdy pod koniec jej życia. Widać na nim wartwy poszczególnych pierwiastków.

Do tego momentu były to reakcje endoenergetyczne, co oznacza, że gwiazda wydzielała energię. Reakcje fuzji cięższych pierwiastków są reakcjami egzoenergetycznymi, czyli potrzebują energii, którą gwiazda nie dysponuje. Dlatego w tym momencie w jądrze przestają zachodzić procesy fuzji termojądrowej, najlżejsze pierwiastki są na zewnętrznych warstwach jądra, a najcięższe w centrum.

Siła grawitacji przezwycięża siłę wywołaną przez ciśnienie, dlatego w mniej niż sekundę kompresuje ona wszystko do bardzo małej objętości i następuje wybuch supernowej, który jest jaśniejszy niż cała galaktyka, w której następuje. 

Mr Toogood

Obrazek przedstawia krok po kroku cykl życia gwiazd w formie diagramu.

To, co zostaje po wybuchu, zależy od masy gwiazdy. Gdy masa przekracza 1,4 masy Słońca, tak zwaną Granicę Chandrasekhara, następuje wybuch. Gdy jej masa jest mniejsza niż 3 masy Słońca, podczas wybuchu supernowej grawitacja zwiększa coraz bardziej ciśnienie w jądrze do tego stopnia, że protony i elektrony łączy się w neutrony. Można przypuszczać, że zapadanie trwałoby w nieskończoność, jednak istnieje siła powstrzymująca wynikająca z ciśnienia degeneracji, czyli maksymalnego ciśnienia, które można osiągnąć. Sprawia to, że gwiazda nie zapada się dalej, a siły się równoważą.

Peter Jurik

Obrazek przedstawia gwiazdę neutronową.

Jeżeli masa gwiazdy przekracza 3 masy Słońca, w centrum powstaje osobliwość, czyli punkt o nieskończonej gęstości – centrum czarnej dziury. Granicą czarnej dziury widoczną dla nas jest horyzont zdarzeń, czyli miejsce, skąd światło nie może uciec z powodu silnej grawitacji.

Robert Visscher

Obrazek przedstawia czarną dziurę.

Korekta – Matylda Kołomyjec