Gwiazdy i Wszechświat - ewolucja gwiazd, supernowe, czarne dziury

1.Gwiazda

Ogromna kula gorącego gazu (plazmy), złożona głównie z wodoru i helu, utrzymywana w całości własną grawitacją i świecąca dzięki syntezie termojądrowej w jądrze.

2.Słońce jako gwiazda

Gwiazda ciągu głównego (żółty karzeł) w wieku ok. 4,6 mld lat, zbudowana głównie z wodoru i helu. Skupia ok. 99,8% masy Układu Słonecznego i jest jedną z setek miliardów gwiazd Drogi Mlecznej.

3.Budowa Słońca

Od środka: jądro (synteza termojądrowa), strefa promienista i strefa konwekcji (przenoszą energię na zewnątrz), fotosfera (widoczna powierzchnia), a nad nią atmosfera: chromosfera i korona.

4.Jądro Słońca

Środkowa część Słońca o temperaturze ok. 15 mln K, w której zachodzi synteza wodoru w hel. Wytworzona tu energia wędruje na zewnątrz najpierw jako promieniowanie, a bliżej powierzchni dzięki konwekcji.

5.Fotosfera

Widoczna „powierzchnia" Słońca, z której dochodzi do nas prawie całe jego światło; ma temperaturę ok. 5800 K. Ciemniejsze plamy słoneczne to jej chłodniejsze obszary.

6.Korona słoneczna

Zewnętrzna, bardzo rozrzedzona warstwa atmosfery Słońca o temperaturze ponad 1 mln K. Gołym okiem widać ją tylko podczas całkowitego zaćmienia Słońca; wypływa z niej wiatr słoneczny.

7.Źródło energii Słońca

Synteza termojądrowa wodoru w hel w jądrze: z czterech protonów powstaje jądro helu-4 o nieco mniejszej masie, a ubytek masy zamienia się w energię zgodnie z $E = m \cdot c^2$. Słońce traci w ten sposób ok. 4 mln ton masy na sekundę.

8.Równowaga gwiazdy

Grawitacja ściska gwiazdę ku środkowi, a ciśnienie gorącego gazu i promieniowania z jądra ją rozpycha. Póki trwa synteza, siły te się równoważą i gwiazda jest stabilna; gdy paliwo się kończy, jądro się kurczy.

9.Obłok molekularny

Zimny, gęsty obłok gazu międzygwiazdowego (głównie wodoru) i pyłu, w którym rodzą się gwiazdy; świecące obłoki gazu i pyłu nazywa się mgławicami.

10.Powstawanie gwiazdy

Obłok gazu i pyłu kurczy się pod wpływem grawitacji i nagrzewa, tworząc protogwiazdę, która świeci dzięki energii kurczenia. Gdy w jej jądrze temperatura dojdzie do ok. 10 mln K, zaczyna się synteza wodoru w hel i powstaje gwiazda ciągu głównego.

11.Gwiazda ciągu głównego

Gwiazda na etapie, w którym w jej jądrze zachodzi synteza wodoru w hel. To najdłuższy etap życia gwiazdy, ok. 90% jej czasu życia; Słońce jest na nim od ok. 4,6 mld lat i pozostanie jeszcze ok. 5 mld lat.

12.Masa a czas życia gwiazdy

Im większa masa gwiazdy, tym wyższa temperatura w jej jądrze, tym jaśniej świeci i tym szybciej zużywa wodór, więc żyje krócej: gwiazdy najmasywniejsze kilka milionów lat, a Słońce ok. 10 mld lat.

13.Od czego zależą losy gwiazdy?

Przede wszystkim od jej masy. Gwiazda o małej masie (jak Słońce) staje się czerwonym olbrzymem i kończy jako biały karzeł. Masywna gwiazda staje się nadolbrzymem, wybucha jako supernowa i zostawia gwiazdę neutronową, a najmasywniejsza - czarną dziurę.

14.Czerwony olbrzym

Etap po ciągu głównym: gdy w jądrze skończy się wodór, jądro kurczy się i nagrzewa, a otoczka gwiazdy wielokrotnie się rozdyma i ochładza, więc świeci na czerwono. W jądrze zaczyna się synteza helu w węgiel. Słońce stanie się nim za ok. 5 mld lat.

15.Mgławica planetarna

Świecąca otoczka gazu odrzucona pod koniec życia przez gwiazdę o małej masie, oświetlana przez jej gorące jądro. Z planetami nie ma nic wspólnego - nazwa wzięła się z wyglądu w dawnych teleskopach.

16.Biały karzeł

Gorąca, bardzo gęsta pozostałość jądra gwiazdy o małej masie, wielkości zbliżonej do Ziemi i masie nie większej niż ok. 1,4 masy Słońca. Nie zachodzi w nim synteza, więc powoli stygnie.

17.Nadolbrzym

Bardzo jasna, ogromna gwiazda, którą staje się masywna gwiazda po ciągu głównym. W jej jądrze zachodzą kolejne syntezy coraz cięższych pierwiastków aż do żelaza, z którego dalsza synteza nie daje już energii.

18.Wybuch supernowej

Gdy żelazne jądro masywnej gwiazdy przestaje wytwarzać energię, gwałtownie się zapada, a otoczka zostaje odrzucona w potężnym wybuchu. Przez kilka tygodni supernowa świeci jak miliardy Słońc; zostaje po niej gwiazda neutronowa albo czarna dziura.

19.Supernowe a pierwiastki we Wszechświecie

Wybuchy supernowych rozrzucają w przestrzeń pierwiastki powstałe w gwieździe, a w czasie wybuchu powstaje część pierwiastków cięższych od żelaza. Z tej materii tworzą się nowe gwiazdy i planety, także Ziemia.

20.Gwiazda neutronowa

Pozostałość jądra masywnej gwiazdy po wybuchu supernowej, zbudowana głównie z neutronów. Ma masę większą od masy Słońca przy średnicy ok. 20 km, więc jej gęstość jest podobna do gęstości jądra atomowego.

21.Pulsar

Szybko obracająca się gwiazda neutronowa, która wysyła wąskie wiązki promieniowania, głównie radiowego. Gdy wiązka omiata Ziemię, odbieramy bardzo regularne impulsy.

22.Czarna dziura

Obiekt o tak silnej grawitacji, że nic, nawet światło, nie może się z niego wydostać. Powstaje m.in. wtedy, gdy zapada się bardzo masywna pozostałość jądra gwiazdy po supernowej; w centrach galaktyk są supermasywne czarne dziury.

23.Horyzont zdarzeń

Granica wokół czarnej dziury, zza której nic, nawet światło, nie wraca na zewnątrz. Czarną dziurę wykrywa się pośrednio: po ruchu gwiazd wokół niej i po promieniowaniu gazu, który do niej opada.

24.Jednostka astronomiczna (j.a.)

Średnia odległość Ziemi od Słońca, ok. 150 mln km ($1{,}5 \cdot 10^8~\mathrm{km}$). Służy do wyrażania odległości w Układzie Słonecznym; światło pokonuje ją w ok. 8,3 minuty.

25.Rok świetlny

Jednostka odległości (nie czasu): droga, jaką światło przebywa w próżni w ciągu roku, ok. $9{,}46 \cdot 10^{12}~\mathrm{km}$. Najbliższa gwiazda po Słońcu, Proxima Centauri, jest odległa o ok. 4,2 roku świetlnego.

26.Dlaczego patrząc w niebo, widzimy przeszłość?

Światło z odległych obiektów biegnie do nas bardzo długo, więc widzimy je takimi, jakie były, gdy je wysłały. Galaktykę Andromedy, odległą o ok. 2,5 mln lat świetlnych, widzimy taką, jaka była 2,5 mln lat temu.

27.Galaktyka

Ogromny układ miliardów gwiazd oraz gazu, pyłu i ciemnej materii, związany grawitacją. Ze względu na kształt galaktyki dzielimy na spiralne, eliptyczne i nieregularne.

28.Droga Mleczna

Nasza Galaktyka: galaktyka spiralna z poprzeczką o średnicy ok. 100 tys. lat świetlnych, licząca setki miliardów gwiazd. Z Ziemi widać ją jako jasną smugę na nocnym niebie, bo patrzymy wzdłuż jej dysku.

29.Słońce w Drodze Mlecznej

Słońce leży w dysku Drogi Mlecznej, w jednym z ramion spiralnych, ok. 26 tys. lat świetlnych od centrum, i obiega je w ok. 230 mln lat. W centrum Galaktyki znajduje się supermasywna czarna dziura.

30.Wielki Wybuch

Początek Wszechświata ok. 13,8 mld lat temu: z bardzo gorącego i gęstego stanu Wszechświat zaczął się rozszerzać i stygnąć. Nie był to wybuch w istniejącej już przestrzeni - rozszerza się sama przestrzeń.

31.Przesunięcie ku czerwieni

Przesunięcie linii w widmach odległych galaktyk w stronę fal dłuższych w porównaniu z widmem źródła w spoczynku. Oznacza, że galaktyki oddalają się od nas.

32.Prawo Hubble'a

Im dalej od nas leży galaktyka, tym szybciej się oddala: prędkość ucieczki galaktyk jest proporcjonalna do ich odległości. Ustalił to Edwin Hubble w 1929 r. i jest to dowód rozszerzania się Wszechświata.

33.Rozszerzanie się Wszechświata

Odległości między galaktykami (ich gromadami) stale rosną, bo rozszerza się przestrzeń. Rozszerzanie nie ma środka: z każdej galaktyki widać, że inne się od niej oddalają, jak punkty na nadmuchiwanym baloniku.

34.Promieniowanie reliktowe

Mikrofalowe promieniowanie tła, docierające jednakowo ze wszystkich kierunków nieba: ochłodzona do ok. 2,7 K pozostałość promieniowania gorącego, młodego Wszechświata. Odkryli je w 1965 r. Penzias i Wilson.

35.Dowody Wielkiego Wybuchu

Ucieczka galaktyk (przesunięcie ku czerwieni zgodne z prawem Hubble'a), promieniowanie reliktowe oraz skład Wszechświata, w którym przeważają najlżejsze pierwiastki: wodór i hel.