Budowa gwiazd

Obserwacje fotometryczne i spektralne wskazują na to, że gwiazdy świecą samoistnie i że są ciałami niebieskimi analogicznymi do Słońca. W celu poznawania istoty gwiazd możemy posługiwać się tym samym sposobem rozumowania, jaki znajdował zastosowanie w przypadku Słońca, które może być uważane za gwiazdę o przeciętnych właściwościach.

Problem budowy gwiazd oraz zmiany, jakie w nich się odbywają, należą od dawna do podstawowych zagadnień astrofizycznych. Obserwacje dostarczają mam wiadomości o natężeniu promieniowania gwiazd, rozkładzie tego promieniowania w widmie rodzaju linii absorpcyjnych i ich natężeniu rozmiarach, rozmiarach masach oraz innych danych dotyczących fizycznych właściwości gwiazd. Opierając się na tych danych oraz na znanych prawach fizyki, próbujemy dać wyjaśnienie, jak zbudowane są gwiazdy w warstwach zewnętrznych i wewnętrznych, jakie są źródła ich promieniowania i jakim zmianom gwiazdy ulegają w wyniku procesów zachodzących w ich wnętrzu.

Do obserwatora na Ziemi dochodzi promieniowanie wysyłane przez zewnętrzne warstwy gwiazdowe noszące nazwę atmosfery gwiazdy. Wraz z głębokością przezroczystość warstw gazowych w atmosferach gwiazdowych maleje, aż wreszcie na pewnej głębokości stają się one całkowicie nieprzezroczyste dla promieniowania wychodzącego z warstw głębiej położonych. Atmosfera gwiazdowa przechodzi tu stopniowo w niedostępne do bezpośrednich badań wnętrze gwiazdy.

Gwiazdy możemy uważać w całości za kule gazowe. Nazwa "kula" nie oznacza bynajmniej, że gwiazdy mają zawsze postać geometrycznych kul, gdyż mają kształt elipsoidalny. Wnętrze takiej kuli ma bardzo wysoką temperaturę i dlatego mogą zachodzić w nim reakcje termojądrowe, będące źródłem promieniowania gwiazd. Od wnętrz płynie ku warstwom zewnętrznym strumień energii, będącym zasadniczym motorem zjawisk fizycznych zachodzących w atmosferze gwiazdy. Dział astronomii, traktujący o budowie wnętrza gwiazdy oraz atmosfer gwiazdowych, stanowi część astrofizyki teoretycznej.

W tej części działu omówimy warunki fizyczne panujące w atmosferach gwiazdowych oraz we wnętrzu gwiazdy wraz z interpretacją zjawisk zachodzących zarówno zewnętrznych warstwach gwiazdy, jak i w jej wnętrzu w oparciu o znane z fizyki prawa promieniowania i prawa odnoszące się do gazów w wysokich temperaturach. Miarą energii promieniowania gwiazdy jest jej moc promieniowania, czyli światłość, która określamy jako ilość energii wysyłanej przez całą gwiazdę w jednostce czasu (J/s). Energię tę można bezpośrednio obliczyć z obserwacji jedynie dla Słońca. Dla innych gwiazd może ona być obliczana ze znanej ich wielkości absolutnej przez porównanie jej z wielkością absolutną Słońca.

Gwiazdy wysyłają stale ogromne ilości energii i na skutek tego we wnętrzu gwiazdy występują zmiany. Są one jednak taki powolne, że w podstawowych rozważaniach dotyczących budowy gwiazdy, a w szczególności przy ocenianiu bilansu energetycznego gwiazdy, z wystarczającą dokładnością założyć możemy, że gwiazdy znajdują się w stanie równowagi. U niektórych wszakże gwiazd, które podciągamy pod ogólną kategorię gwiazd niestacjonarnych, równowaga ta bywa naruszana.

1. Masy i wielkość absolutne gwiazd.

Spośród parametrów charakteryzujących gwiazdę jednym z najistotniejszych jest jej masa. Rozważania teoretyczne wskazują, że aby gwiazda była stabilna, musi być obdarzona dość znaczną masą. Wiemy, ze masy gwiazd można obliczyć bezpośrednio jedynie w przypadku gwiazd podwójnych. Taką najmniejszą znaną dotychczas masę wynoszącą 0,08 masy Słońca ma słabszy składnik układu podwójnego Ross 614. Największą zaś masę stwierdzono u składników gwiazdy podwójnej zarejestrowanej pod numerem 47 129 w katalogu The Henry Traper Catalogue. Układ ten składa się z dwóch gorących gwiazd klasy 08. Masa każdego ze składników wynosi po 65 mas Słońca. Jak to będzie niżej wyjaśnione, gwiazdy o tak wielkiej masie znajdują się u kresu stabilności i należą do gwiazd wyjątkowych. Za granice, w których mieszczą się masy ogółu gwiazd, uważać możemy przedział od 0,1 do 60 mas Słońca.

Już w roku 1924 Eddington, opierając się na masach gwiazd znanych z układów podwójnych, wyprowadził zależność mas gwiazd od ich światłości. W oparciu o tego rodzaju zależność i teoretyczne rozważania Eddington słusznie wywnioskował, że zarówno gwiazdy olbrzymy, jak i gwiazdy głównego ciągu należy uważać za gazowe w całości.

Rozważania pomniejsze, bardziej szczegółowe, doprowadziły do wniosku, że ścisłą zależność między masą a światłością istnieje tylko dla gwiazd ciągu głównego (klasa światłości V według klasyfikacji Morgana i Keenana). Dla gwiazd innych klas światłości masy ich nie są znane w dostatecznej liczbie i z tego powodu zależność masa-światłość nie mogła być należycie poznana. Zależność masa-światłość może być również przeliczona na zależność masa-wielkość absolutna gwiazd. Zależność taką przedstawia rys., 1. Ponieważ wykres Hertzsprunga-Russella daje nam zależność między widmem a wielkością absolutną, to z tych dwóch zależności wynika zależność miedzy widmem a masami gwiazd. Na podstawie tej ostatniej zależności można ocenić przybliżone masy gwiazd na podstawie znanych ich widm w przypadku, gdy gwiazdy nie należą do układów podwójnych.

Masa, światłość i rozmiary gwiazdy stanowią trzy podstawowe parametry, których znajomość jest konieczna do rozważań nad budową gwiazd.

2. Promieniowanie gwiazd.

O promieniowaniu gwiazd możemy powtórzyć w zasadzie to wszystko, co było powiedziane już o promieniowaniu Słońca. Zakładamy, więc, że w gwiazdach stabilnych spełnione są warunki równowagi termodynamicznej, konieczne, aby można było stosować do promieniowania gwiazdowego prawa odnoszące się do promieniowania ciał doskonale czarnych. W przypadku innych gwiazd niż Słońce występuje jednak ta trudność natury obserwacyjnej, że gwiazdy dostrzegamy jako punkty, a nie znając w zasadzie ich średnic liniowych, nie mamy możności obliczania bezpośrednio z obserwacji mocy promieniowania z jednego centymetra kwadratowego. W dodatku promieniowanie dochodzące do nas od gwiazd jest tak słabe, że jego mocy bezpośrednio mierzyć nie możemy. Głównym źródłem o stanie fizycznym gwiazd są ich widma, w szczególności rozkład natężenia widma ciągłego i natężenia poszczególnych linii absorpcyjnych. Dla gwiazd, dla których uzyskanie widma nie jest możliwe, źródłem informacji o naturze fizycznej są barwy.

Jak wiadomo, promieniowanie jest emitowane w określonych porcjach, zwanych kwantami, przy przejściu elektronu z wyższego poziomu na niższy. Promieniowanie to rozchodzące się w gazie złożonym z atomów, trafia na inne atomy, które mogą pochłaniać padające na nie kwanty, a następnie emitować energię w takich samych kwantach, bądź też w innych kwantach, czyli w innej długości fali. Gaz gwiazdowy wykazuje pewną nieprzezroczystość w stosunku do przechodzącego promieniowania i znajomość współczynnika tej nieprzezroczystości ma podstawowe znaczenie w rozważaniach teoretycznych dotyczących budowy gwiazd. Wynika ona z faktu, że energia we wszystkich gwiazdach jest przenoszona zasadniczo w postaci promieniowania. Wprawdzie w gwiazdach mamy do czynienia również z przenoszeniem energii częściowo przez konwekcję, a nawet w niektórych przypadkach przez przewodnictwo, jednak przy rozpatrywaniu przeciętnych gwiazd przenoszonej energii z ich wnętrza ku fotosferze odbywa się w zasadzie przez promieniowanie.

3. Różne rodzaje temperatury gwiazd.

Mówiąc o temperaturze gwiazd mamy na myśli temperaturę jej warstw zewnętrznych, skąd promieniowanie może do nas docierać bezpośrednio. Trzeba zdać sobie sprawę z tego, ze promieniowanie to pochodzi z różnych warstw atmosfery gwiazdowej mających różną temperaturę, bo temperatura atmosfery gwiazdowej wzrasta wraz z głębokością. Temperatura efektywna określana na podstawie całkowitej energii wypływającej z gwiazdy na zewnątrz oznacza jakąś średnią wartość temperatury jej warstw zewnętrznych. To samo można powiedzieć o widmie gwiazdy, które też charakteryzuje pewien średni rozkład promieniowania rozchodzącego się z różnych warstw atmosfery gwiazdowej. Do wyznaczania temperatury ejektywnej według prawa Stefana musimy znać rozmiary gwiazdy i jej odległość, bo tylko wtedy możemy obliczyć moc promieniowania z jednostki powierzchni gwiazdy. Dla przeważającej większości gwiazd parametrów tych nie znamy i dlatego najczęściej obliczamy temperatury gwiazdy na podstawie stosunków natężeń dwóch dostatecznie od siebie odległych dziedzinach spektralnych. Stosunek ten jest charakterystyką barwy gwiazdy i dlatego określona w ten sposób temperatura nosi nazwę temperatury barwy. Ponieważ parametrem charakteryzującym barwę gwiazdy jest otrzymywany bezpośrednio z obserwacji wskaźnik barwy, więc on też bywa najczęściej stosowany do wyznaczania temperatur gwiazd. Wskaźniki barwy, które obecnie można wyznaczyć z dużą dokładnością metodami fotometrii fotoelektrycznej, zastępują często klasy widmowe w wykresach Hertzsprunga-Russella. Szczególnie jest to istotne dla gwiazd słabych. Dokładne fotoelektryczne wskaźniki barwy dają możliwość wydzielenia różnych grup gwiazd, występujących na wykresie Hertzsprunga-Russella. Należy jednak mieć na uwadze to, że pył międzygwiazdowy może wywoływać zmiany we wskaźnikach barwy gwiazd, przejawiające się w poczerwienieniu gwiazd. Przy wyznaczaniu temperatur gwiazd należy zatem we wskaźnikach barwy uwzględniać poprawkę na poczerwienienie międzygwiazdowe.

Temperatury gwiazd zarówno efektywne, jak i temperatury barwy wyznaczamy przy założeniu, że do promieniowania gwiazd dadzą się stosować prawa odnoszące się do promieniowana ciał doskonale czarnych. W związku z tym potrzebne jest nawiązanie temperatur gwiazd do temperatur zbadanych laboratoryjnie. Do porównań tego rodzaju wybrano gwiazdy klasy A0, dla których wskaźnik barwy jest równy według definicji zeru. Porównania są jednak trudne, bo ciała doskonale czarne, jakimi, rozporządzamy w laboratoriach, mają temperatury stosunkowo niskie, rzędu 2500 K, natomiast gwiazdy klasy A0mają temperatury wyższe od 10000 K. Trudności zarówno natury eksperymentalnej, jak i teoretycznej sprawiają, że dotychczas nie udało się osiągnąć zadowalającego uzgodnienia zaobserwowanego rozkładu natężenia w widmie gwiazd z analogicznym rozkładem energii w widmach laboratoryjnych ciał doskonale czarnych. Wskutek tego temperatury poszczególnych gwiazd wyznaczane różnymi metodami, metodami nawet temperatura tej samej gwiazdy, obliczana z pomiarów w różnych dziedzinach widma, mogą istotnie różnić się między sobą. Odmienne temperatury otrzymywane dla różnych długości fal promieniowania gwiazdy świadczą o tym, że istnieją w promieniowaniu gwiazd odchylenia od promieniowania ciał doskonale czarnych.

Dla gwiazd gorących klas O i B nie możemy wyznaczyć temperatury ze wskaźników barwy, bo maksimum natężenia promieniowania tych gwiazd leży zbyt daleko w nadfiolecie, niedostępnym do obserwacji z powierzchni Ziemi. Ponieważ stan jonizacyjny jest funkcją temperatury, więc w tym przypadku lepsze wyniki osiągnąć możemy badając względne natężenia linii spektralnych, co pozwala na wyznaczenie stosunków liczby atomów zjonizowanych do niezjonizowanych dla różnych pierwiastków chemicznych. Obliczana stąd temperatura nosi nazwę jonizacyjnej.

Wyznaczanie temperatury jonizacyjnej opiera się na rozważaniach przeprowadzonych po raz pierwszy w 1920 r. przez fizyka hinduskiego Megh Nad Saha, który rozpatrywał warunki stanu równowagi między neutralnymi a zjonizowanymi atomami poszczególnych pierwiastków chemicznych. Stan jonizacji gazu zależy od jego temperatury T oraz od panującego w nim ciśnienia. We wzorze jonizacyjnym, napisanym w nowszej postaci, mamy do czynienia z ciśnieniem elektronowym Pe, wywieranym przez swobodne elektrony. Oznaczając przez x ułamek wyrażający stosunek liczby zjonizowanych atomów danego pierwiastka do ogólnej liczby atomów, oraz przez 1 - x - analogiczny ułamek dla atomów nie zjonizowanych, wzór jonizacyjny możemy napisać w postaci

gdzie V oznacza potencjał jonizacyjny, czyli energię (w elektronowoltach) potrzebną do oderwania elektronu od atomu.

Stopień jonizacji wyznaczamy na podstawie obserwacji spektralnych ze stosunków natężeń linii absorpcyjnych należących do atomów zjonizowanych i neutralnych danego pierwiastka. Wartość zaś potencjału jonizacyjnego V bywa znana z badań laboratoryjnych lub rozważań teoretycznych. Znając więc wartości liczbowe na f, V i Pe obliczamy ze wzoru na temperaturę jonizacyjną, która odnosi się do tych warstw atmosfery gwiazdowej, gdzie powstają badane linie absorpcyjne. Z tego rodzaju badań wynika, że temperatura jonizacyjna gwiazd klasy B0 wynosi 20000 K, zaś u najgorętszych gwiazd klasy O może dochodzić do 50000 K, a nawet więcej.

Na drugim końcu skali temperatur znajdują się chłodne gwiazdy czerwone. Do tego rodzaju gwiazd można stosować metody oparte na zależności od temperatury natężeń pasm należących do związków chemicznych. Temperatura niektórych gwiazd chłodnych może spadać nawet poniżej 1000 K. Widzimy więc, że temperatury powierzchniowe gwiazd są zawarte w bardzo szerokim przedziale od 1000 K do 100000 K. Należy pamiętać, że temperatury są umownymi parametrami obliczanymi przy założeniu istnienia równowagi termodynamicznej w zewnętrznych warstwach gwiazdowych i że rzeczywiste temperatury w poszczególnych obszarach atmosfer gwiazdowych mogą dość znacznie różnić się od temperatur efektywnych, temperatur barwy lub jonizacyjnych.

4. Podstawowe parametry budowy gwiazd

Tylko jeden parametr fizyczny gwiazd, a mianowicie masa, zawarty jest w dość wąskich granicach, pozostałe parametry, jak np. średnice gwiazd, ich temperatura i światłość przybierać mogą wartości zawarte w dużych przedziałach. Sposoby wyznaczania średnic gwiazdowych i o zakresie, w jakim są one zawarte będzie mowa osobno. Zaznaczę tu tylko, że gwiazdy wyraźnego ograniczenia nie mają, lecz w swych zewnętrznych warstwach przechodzą stopniowo w materię międzygwiazdową. Przez promień gwiazdy należy rozumieć odległość od środka kuli gazowej do tych warstw, które są źródłem widma ciągłego gwiazdy i gdzie powstają linie absorpcyjne. Innymi słowy, średnice gwiazd, podobnie jak to przyjęto w przypadku Słońca, są średnicami fotosfer gwiazdowych.

Następny z kolei parametr, jakim jest temperatura warstw zewnętrznych gwiazdy, jest czynnikiem decydującym o właściwościach fizycznych gwiazdy. Temperatura wiąże się ściśle ze światłością L, którą charakteryzuje strumień energii płynący z warstw wewnętrznych na zewnątrz. Oba te parametry są wynikiem przemian jądrowych, jakie dokonują się we wnętrzu gwiazdy i ulegają bardzo powolnym zmianom ewolucyjnym. Charakter widma gwiazdy, a więc i jej promieniowanie jest oczywiście funkcją składu chemicznego gwiazdy. Jednakże gwiazdy stosunkowo niezależnie różnią się między sobą pod względem składu chemicznego, chemicznego ciąg spektralny, można zasadniczo wyjaśnić temperaturą i ciśnieniem gazu, z którego zbudowane są warstwy zewnętrzne gwiazdy.

Pole magnetyczne występujące w gwiazdach, jest jeszcze jednym parametrem, który charakteryzuje stan atmosfer gwiazdowych. Parametr ten został poznany dopiero dla niewielkiej liczby gwiazd.

Mając na uwadze różnorodność parametrów fizycznych gwiazd staramy się odtworzyć obraz tego, co dzieje się w atmosferach gwiazdowych, a również we wnętrzu gwiazd. Służy to do przedstawienia przypuszczalnych dróg rozwojowych, przez jakie może przechodzić gwiazda podczas swego istnienia.