Ewolucja gwiazd pojedynczych

[Ciekawska]

Ostatnio wpadł mi do głowy pomysł, by podzielić się tu z Wami moją pracą, którą prawie rok temu pisałam na Ogólnopolskie Młodzieżowe Seminarium Astronomiczne. Uprzedzam, że nie jest to najkrótszy tekst, w Wordzie zajmuje prawie 10 stron, jednak mam nadzieję, że Was to nie zniechęci  Miłego czytania  

Ewolucja gwiazd pojedynczych i amatorskie obserwacje poszczególnych jej etapów

        Każdej pogodnej nocy możemy zobaczyć na niebie wiele setek gwiazd. Wszystkie one wydają się być do siebie bardzo podobne, różnią się jedynie jasnością i czasami także barwą. Większość dostrzeżonych przez nas kosmicznych błyskotek świeci na biało bądź biało-niebiesko, rzadziej uda nam się trafić na taką w intensywnie niebieskim, pomarańczowym czy też nawet czerwonym kolorze.
        Jednak w rzeczywistości gwiazdy różnią się od siebie znacznie bardziej, chociażby masą, która z kolei determinuje ich jasność czy rozmiar, a także sposób, w jaki przebiegać będzie ich ewolucja. Właśnie ten temat ? ewolucję gwiazd pojedynczych, bo to na nich mam zamiar się skupić, chcę poruszyć w swojej pracy. Mam zamiar pokazać poszczególne etapy życia różnych rodzajów tych ciał niebieskich, począwszy od najmniej masywnych ? czerwonych karłów, przez gwiazdy zbliżone masą do naszego Słońca, aż do tych o masach wielokrotnie od niego większych. Oprócz tego przedstawię, w jaki sposób sami możemy stać się obserwatorami tych niezwykłych obiektów i świadkami kosmicznych zjawisk im towarzyszących, prezentując swoje własne obserwacje nocnego nieba. Pokażę, że wcale nie potrzeba do tego bardzo zaawansowanych instrumentów, dostępnych tylko naukowcom.

Jak powstają gwiazdy? Protogwiazdy, mgławice i gromady otwarte

        Wszystkie gwiazdy rodzą się w obłokach molekularnych, a w zależności od ich późniejszej masy, ich dalsza ewolucja przebiega w odmienny sposób. Również czas życia takiego ciała niebieskiego uwarunkowany jego masą ? im większa, tym krócej żyje. Wpływ na to ma ciśnienie w jądrze gwiazdy, bowiem im masywniejsza ona jest, tym gwałtowniejsze reakcje spalania wodoru zachodzą w jej wnętrzu. Najmasywniejsze z tych kul żarzącej się plazmy dożywają około 1 miliona lat, najmniej masywne z kolei mogą osiągać wiek nawet setek miliardów lat.
        Jak już wspomniałam, życie gwiazdy zaczyna się od obłoku molekularnego. Taka mgławica złożona z gazu (głównie wodoru) i pyłu znajduje się w stanie równowagi dynamicznej (grawitacja obłoku równoważy się z ciśnieniem atomów i cząsteczek wchodzących w jego skład). Równowaga ta może jednak zostać zachwiana, na przykład z powodu fal uderzeniowych związanych z pobliskim wybuchem supernowej lub zderzenia z innym obłokiem. W wyniku tego, obłok w niektórych miejscach zaczyna gęstnieć i zapadać się pod wpływem własnego ciężaru. Rwie się przy tym na mniejsze fragmenty, a każdy z nich rozgrzewa się i zapada coraz bardziej, stając się protogwiazdą. Początkowo jest ona ukryta w gęstej mgławicy, która może być widoczna na tle silnie świecącego gazu, jako tzw. globula Boka. Czasem wokół młodej protogwiazdy tworzy się dysk protoplanetarny, z którego potem mogą powstać inne ciała niebieskie, takie jak planety. Protogwiazda dalej kolapsuje, zwiększa się jej gęstość, a jeśli ma odpowiednią masę i jej temperatura wzrośnie do około 10-15 mln kelwinów, wewnątrz zaczynają zachodzić reakcje termojądrowe. Wywarzane w ich wyniku ciśnienie równoważy dalsze zapadanie się. Pojawia się gwiazda, która rozpoczyna najdłuższy i najspokojniejszy etap swojego istnienia ? ciąg główny. Wkrótce potem jej promieniowanie rozwiewa otaczające ją chmury gazu i pyłu. 
        Jeśli masa zgromadzona przez protogwiazdę nie przekroczy 0,08 mas Słońca (M?) , obiekt nie będzie w stanie rozpocząć w swoim wnętrzu procesów jądrowych i stanie się tzw. brązowym karłem.
        Gwiazdy w obłokach molekularnych nie powstają samotnie. Tworzą gromady otwarte, które początkowo są otoczone mgławicą, z której się wyłoniły. Po kilkunastu milionach lat, zostaje ona całkowicie wywiana przez wiatr gwiazdowy i ciśnienie promieniowania. Wiele gromad otwartych niedługo po powstaniu rozrzedza się i już po upływie kilku milionów lat rozmywa się zupełnie wśród innych gwiazd galaktyki. Taki los spotkał między innymi gromadę otwartą, w której powstało Słońce. Jeśli gromada otwarta jest dostatecznie masywna, może przeżyć dziesiątki milionów lat, jednak wraz z upływem czasu i ona ulega przerzedzeniu w wyniku procesów zachodzących wewnątrz, jak i na zewnątrz niej. Gdy gwiazdy gromady przestają być ze sobą związane grawitacyjnie, wiele z nich wciąż porusza się po podobnych trajektoriach, tworząc tzw. asocjację gwiazd. Po upływie kolejnych milionów lat i taka asocjacja ulega znacznemu rozluźnieniu i przekształca się w grupę gwiazd zwaną strumieniem. 

        Gwiazdy można podzielić według ich typu widmowego, czyli klasyfikacji opartej na widmie światła wysyłanego przez daną gwiazdę. Widmo określone jest przez trzy główne cechy atmosfery takiego obiektu: temperaturę (która ma tutaj największy wpływ), ciśnienie gazu oraz skład chemiczny. Wydzielono siedem podstawowych typów, idąc w kolejności od gwiazd najgorętszych do tych o najniższej temperaturze: O, B, A, F, G, K, M. Dodatkowo dla najsłabszych gwiazd i brązowych karłów wprowadzono potem dalsze niż M typy: L, T oraz Y. Obecnie wyróżnia się jeszcze inne typy i podtypy, jednak nie ma potrzeby przytaczania ich tutaj, te wspomniane wyżej w zupełności wystarczą. 
Warto zaznaczyć też, że temperatura gwiazdy ma ścisłe powiązanie z jej barwą ? te najgorętsze są niebieskie, trochę zimniejsze są biało-niebieskie i dalej- białe, żółte, pomarańczowe, aż do najchłodniejszych - czerwonych.

Gwiazdy najmniej masywne ? ok. 0,08-0,5 mas słońca

         Te ciała niebieskie przyjęło nazywać się czerwonymi karłami. Są to należące do ciągu głównego obiekty, będące najmniej masywnymi i zarazem najdłużej żyjącymi gwiazdami we Wszechświecie. 
        Większość czerwonych karłów należy do typu widmowego M, jednak najsłabsze z nich klasyfikuje się jako typ L, a niektóre z jaśniejszych określa się mianem typu K. Temperatura ich powierzchni nie przekracza 4000 K. Ich jasności zawierają się w przedziale między 0,0001 a 0,1 jasności Słońca. Są również mniejsze od naszej dziennej gwiazdy, jednak ich promień jest nie mniejszy niż promień Jowisza. Niewielka jasność sprawia, że żadnego z tych obiektów nie jesteśmy w stanie dostrzec z Ziemi gołym okiem. 
Stosunkowo mała masa powoduje, że synteza wodoru w jądrze czerwonego karła przebiega powoli. Z tego powodu szacowany czas ich życia wynosi około 10 bilionów lat. Jako że Wszechświat liczy sobie dopiero około 13,8 miliardów lat, żadne z tych ciał niebieskich nie zdążyło jeszcze umrzeć ani nawet zbliżyć się do końca swojej ewolucji. To właśnie dlatego stanowią one najliczniejszy typ gwiazd w Kosmosie. Zdecydowana większość czerwonych karłów występuje w przestrzeni samotnie ? w układach  pojedynczych. Tylko około 25% z nich możemy zaobserwować w układach podwójnych bądź wielokrotnych. 
        Tego typu gwiazdy są zazwyczaj zdecydowanie bardziej aktywne od Słońca, a na ich powierzchni zdecydowanie częściej dochodzi do silnych rozbłysków. W ich czasie dana gwiazda wielokrotnie zwiększa swoją jasność. Nie zaobserwowano cyklicznych zmian aktywności, jak ma to miejsce w przypadku Słońca. Na powierzchni czerwonych karłów pojawiają się również plamy, jednak dzieje się to stosunkowo rzadko. 

        Kiedy czerwony karzeł przebywa w ciągu głównym, w jego wnętrzu w wyniku reakcji termojądrowych ma miejsce synteza wodoru w hel, a wszystko to zachodzi w cyklu protonowym, w wyniku którego z czterech jąder wodoru powstaje jedno stabilne jądro helu oraz uwalniana jest energia jądrowa, będąca głównym źródłem energii tych gwiazd. W przeciwieństwie od masywniejszych gwiazd obiekty te spalają cały wodór, nie tylko ten występujący w jądrze, co związane jest z faktem, że w ich przypadku strefa konwektywna (obszar we wnętrzu gwiazdy, gdzie transport energii odbywa się na drodze konwekcji) obejmuje całe, lub prawie całe w przypadku masywniejszych karłów, wnętrze gwiazdy. Z tego powodu wspomniane ciała wykorzystują swoje paliwo znacznie wydajniej niż masywniejsze gwiazdy.
        Jak już zdążyłam wspomnieć, z powodu malej masy (a tym samym powolnej fuzji jądrowej zachodzącej w ich wnętrzu), czerwone karły żyją niezwykle długo, co wiąże się również z czasem ich ewolucji, która przebiega bardzo wolno, a żadna z tych gwiazd istniejących w przestrzeni nie zdążyła jeszcze opuścić ciągu głównego. 
Z tego powodu nie mamy możliwości zaobserwować kolejnych etapów ewolucji omawianych obiektów, gdyż takowe nie zdążyły jeszcze nastąpić od momentu powstania Wszechświata. Na podstawie znanych nauce procesów fizycznych i analogii do innych gwiazd możemy jednak przypuszczać jak potoczy się dalsza ewolucja tych ciał niebieskich. W zależności od masy istnieją trzy ścieżki, którymi potoczy się dalsze życie takiej gwiazdy. 
Zważywszy na stosunkowo niską temperaturę panującą w jądrach czerwonych karłów, większość z nich nigdy nie będzie w stanie syntezować helu w węgiel.
        Najmniejsze z tych gwiazd (masa ok. 0,1 M?) są całkowicie konwektywne, przez co nie kumulują zsyntezowanego helu w centrum, a tym samym spalają cały składający się na nie wodór. Po jego całkowitym wypaleniu stają się wreszcie helowymi białymi karłami, które następnie przez kolejne miliardy powoli stygną, by w końcu przekształcić się w zimnego, pozbawionego źródła wewnętrznej energii czarnego karła. 
        Czerwone karły o trochę większej masie (ok. 0,15 M?) prawdopodobnie podążą trochę inną ścieżką ewolucji. Taka gwiazda w wyniku wzrostu temperatury w jądrze, na kilka miliardów lat będzie w stanie zmienić się w wielokrotnie jaśniejszego i gorętszego błękitnego karła, który to po wypaleniu całego swojego paliwa stanie się helowym białym karłem, stygnącym wreszcie do postaci czarnego karła.
        Najmasywniejsze czerwone karły (ok. 0,2-0,4 M?) będą ewoluowały jeszcze inaczej. Intensywniejsze spalanie wodoru wokół jądra skutkujące jeszcze większym wzrostem temperatury prawdopodobnie pozwoli im zwiększyć swój promień do ponad 1 promienia Słońca i przekształcić się w olbrzymy (przypuszczalnie żółte). Ostatecznie odrzucą swoje zewnętrzne otoczki i staną się białymi, a następnie czarnymi karłami.

Gwiazdy o średniej masie ? od ok. 0,5 do 8-10 mas słońca

        Gwiazdy ciągu głównego o średniej masie stanowią bardzo zróżnicowaną grupę. Nie posiada ona ogólnej nazwy jak ma to miejsce z czerwonymi karłami. W prawdzie można używać określeń w stylu pomarańczowy, żółty, żółto-biały karzeł w zależności od typu widmowego, jednak nie są to szczególnie rozpowszechnione nazwy.
        Obiekty te prezentują typy widmowe K, G, F, A, a także część gwiazd należących do typu B. Ze względu na większy rozrzut mas, ciała niebieskie zaliczające się do tej grupy potrafią być od siebie naprawdę odmienne. Przykładowo temperatura ich powierzchni zawiera się w przedziale od ok. 3900 do nawet kilkunastu tysięcy kelwinów. Podobnie sprawa ma się z takimi cechami jak jasność czy wiek tych ciał. Ten może wynosić od dziesiątek miliardów lat w przypadku pomarańczowych karłów (typ widmowy K, masa ok. 0,5-0,9 M?) do ledwie kilkudziesięciu milionów lat w przypadku gwiazd kilkukrotnie masywniejszych od Słońca (typy A oraz B). 

        Mniej masywne z tych obiektów, podobnie jak czerwone karły, pozyskują energię w cyklu protonowym. We wnętrzach gwiazd przynajmniej 1,3 razy masywniejszych od Słońca temperatura jest odpowiednio wysoka, by w dużych ilościach mógł zachodzić tzw. cykl węglowo-azotowo-tlenowy (CNO). Polega on na przekształceniu czterech jąder wodoru w jedno jądro helu w cyklu reakcji, w których jądra cięższych pierwiastków (wspomniane węgiel, azot i tlen) występują jako katalizatory. Przebiega on gwałtowniej niż cykl protonowy, przez co gwiazda spala wodór szybciej. Ten typ reakcji termojądrowych jest głównym źródłem energii masywniejszych gwiazd, podczas gdy w tych mniejszych stanowi źródło jedynie kilka procent całej produkowanej energii. 
        Gdy taka średnio masywna gwiazda wypali niemal cały znajdujący się w jej jądrze wodór, zaczyna się ono kurczyć pod wpływem siły grawitacji, co skutkuje wzrostem temperatury. Staje się ona na tyle wysoka, by w bardziej zewnętrznych powłokach mogły zachodzić dalsze reakcje syntezy helu. Ciśnienie powstałego promieniowania zaczyna rozpychać górne warstwy gwiazdy sprawiając, że ta zwiększa znacząco swoje rozmiary. Staje się tzw. czerwonym olbrzymem. 
        Czerwone olbrzymy syntezują wodór w hel w powłokach otaczających ich jądro. Z powodu dużych rozmiarów (setki razy większych niż promień Słońca) temperatura ich powierzchni osiąga wartości jedynie ok. 3000-4000 K, dając im pomarańczowo-czerwoną barwę. Należą do typów widmowych K bądź M. Charakteryzują się jasnością nawet do 3000 razy większą od jasności Słońca. Na tym etapie ewolucji gwiazdy zwiększają się jej promień oraz jasność. Wielkość i temperatura helowego jądra stopniowo wzrasta, a gdy osiągnie ok. 100 milionów kelwinów, zaczynają w nim zachodzić reakcje przekształcające hel w węgiel w procesie 3-?, w którym z 3 jąder helu powstaje jedno jądro węgla. W przypadku gwiazd o masie mniejszej niż ok. 2,5 mas Słońca ma on gwałtowny przebieg i nazywany jest błyskiem helowym. Nie skutkuje on żadnym wybuchem obserwowanym na zewnątrz gwiazdy, jednak wiąże się z uwolnieniem ogromnych ilości energii. Zwiększają się temperatura i ekspansja jądra, która to następnie powoduje obniżenie ciśnienia i gęstości oraz ochłodzenie. Po błysku olbrzym kurczy się i zmniejsza swoją jasność, a temperatura jego powierzchni rośnie. We wnętrzu osiągane są warunki odpowiednie do syntezowania helu w węgiel. U gwiazd ponad 2,5 razy masywniejszych od Słońca cały proces zachodzi zdecydowanie spokojniej, bez błysku helowego, a ostatecznie w ich jądrach również następuje spalanie helu. 
        Po zużyciu całego helu znajdującego się w rdzeniu, zaczyna być syntezowany ten położony wokół węglowo-tlenowego jądra. Jasność gwiazdy wzrasta, temperatura maleje, a cały obiekt ponownie zwiększa swoje rozmiary. Ten etap ewolucji to tzw. gwiazda AGB (ang. Asymptotic Giant Branch). O ile na zewnątrz ma postać czerwonego olbrzyma, jej wnętrze ma charakterystyczną budowę ? składa się kolejno ze zdegenerowanego jądra węglowo-tlenowego, powłoki helowej i wodorowej, w których zachodzą reakcje termojądrowe oraz grubej wodorowej otoczki. Taka gwiazda jest bardzo niestabilna, okresowo zmienia swoją jasność i rozmiary, gwałtownie tracąc swoją masę wskutek silnych wiatrów gwiazdowych. W fazie AGB ciało może stracić nawet 50-70 % swojej masy. Ostatecznie gwiazda odrzuca całkowicie swoje zewnętrzne warstwy, tworząc mgławicę planetarną, w której centrum znajduje się pozostałe jądro ? biały karzeł. 
        Białe karły są niezwykle gęstymi i gorącymi obiektami z temperaturą powierzchniową dochodzącą nawet do 150 000 K. W zależności od masy gwiazdy z której powstały, wyróżnia białe karły węglowe bądź węglowo-tlenowe. Obiekty te nie produkują już energii i stopniowo ochładzają się wypromieniowując nagromadzone ciepło. To właśnie ustanie reakcji termojądrowych i tym samym zmniejszone ciśnienie promieniowania sprawia, że zapadają się pod własnym ciężarem do niewielkich rozmiarów, a dalszemu zapadaniu zapobiega jedynie ciśnienie materii. Osiągając masę między ok. 0,17 a 1,33 mas Słońca, mają wielkości porównywalne z rozmiarami naszej planety. Łyżeczka wypełniona materią pochodzącą z takiego ciała ważyłaby ok. 1 miliarda ton. Ostatecznie biały karzeł ochłodzi się na tyle, by stać się czarnym karłem, jednak Wszechświat jest jeszcze za młody, by takie obiekty zdążyły powstać.
        Jeśli tylko gęstość materii odrzuconej przez umierającą gwiazdę jest odpowiednio duża, zaczyna świecić i tworzy wokół białego karła mgławicę planetarną. Ta nieustannie rozszerza się z prędkością około 20 km/s i po kilkunastu tysiącach lat rozmywa się w przestrzeni, w następstwie czego przestaje być widoczna. Większość mgławic planetarnych jest sferyczna, tylko niektóre z nich cechuje struktura bipolarna, a jeszcze mniej ma budowę nieregularną. Warto wspomnieć, że mimo nazwy nie mają one nic wspólnego z planetami, a określenie to wzięło się z faktu, ze dawni astronomowie kierując się zaobserwowanym kształtem porównywali je do tarcz Urana i Neptuna.

        Jako że nasze Słońce jest gwiazdą o średniej masie i typie widmowym G2, jego losy potoczą się w wyżej przestawiony sposób. Obecnie liczy sobie ok. 4,6 miliarda lat i szacuje się, że na ciągu głównym zostanie jeszcze przez ok. 5,4 miliarda lat, po czym zmieni się w czerwonego olbrzyma, gwiazdę AGB, aż w końcu odrzuci zewnętrzne otoczki, pozostawiając po sobie jedynie białego karła.

Gwiazdy masywne ? ponad 8 mas słońca

        Gwiazdy ciągu głównego o największej masie należą do typów widmowych B oraz O. Z powodu niebieskiej i biało-niebieskiej barwy niektóre z nich bywają nazywane błękitnymi karłami, jednak określenie to może kolidować z innym hipotetycznym typem gwiazd.
        Temperatura ich powierzchni może sięgać nawet kilkudziesięciu tysięcy kelwinów, a jasność przekraczać jasność Słońca nawet milion razy. Są to najrzadziej występujące gwiazdy ciągu głównego, jednak dzięki dużej jasności wiele gwiazd widocznych gołym okiem na ziemskim niebie należy właśnie do tych dwóch typów widmowych. Ciała te mają tendencję do grupowania się w tzw. asocjacje, czyli układy do kilkudziesięciu gwiazd, które jednak po pewnym czasie ulegają rozproszeniu. Z powodu ogromnej masy wynoszącej nieraz kilkadziesiąt, a w ekstremalnych przypadkach nawet 100-150 M?, błękitne karły żyją niezwykle krótko, bo ledwie kilka-kilkanaście milionów lat. 

        Ewolucja masywnych gwiazd do pewnego etapu przebiega bardzo podobnie jak ma to miejsce w przypadku ich lżejszych sióstr. W czasie przebywania na ciągu głównym syntezują wodór w cyklu węglowo-azotowo-tlenowym, a gdy prawie całkiem wyczerpią jego zapasy rozdymają się do postaci czerwonego olbrzyma, który pozyskuje energię przekształcając hel w węgiel (i częściowo również tlen) w procesie 3-?. Kiedy i ten pierwiastek zostanie prawie całkowicie zużyty jądro ponownie kurczy się, rośną jego temperatura i ciśnienie, tym samym umożliwiając syntezę węgla w cięższe pierwiastki. Gwiazda jeszcze bardziej zwiększa swoją jasność i rozmiary stając się nadolbrzymem. 
        Po wypaleniu większości węgla analogiczne procesy następują kolejno dla coraz cięższych pierwiastków. W ich trakcie gwiazda może wielokrotnie zmieniać się z czerwonego, przez żółtego do nawet błękitnego nadolbrzyma. Na tym etapie takie ciało niebieskie ma budowę, którą można porównać do cebuli. W przypadku gwiazd o masie 8-10 M? jej wnętrze to, idąc od zewnątrz, powłoki zbudowane z wodoru, helu i węgla, z tlenowo-azotowo-magnezowym rdzeniem. Nadolbrzym o masie większej niż 10 M? składa się kolejno z warstw złożonych z wodoru, helu, węgla, neonu, tlenu, magnezu, krzemu, a w samym jego centrum znajduje się niklowo-kobaltowo-żelazne jądro. Należy zaznaczyć, że fuzja coraz cięższych pierwiastków wiąże się z wytwarzaniem coraz mniejszych ilości energii. Punktem granicznym jest tutaj żelazo, którego synteza wymaga dostarczenia większej ilości energii niż sama wydziela, dlatego bez względu na temperaturę cięższe od niego metale nie mogą powstawać w centrach gwiazd. 
        Gdy takie jądro osiągnie masę większą niż ok. 1,4 M?, gwiazda nie jest już w stanie równoważyć siły grawitacji i zapada się pod wpływem własnego ciężaru. Wskutek kolapsu atomy zostają rozbite na pojedyncze nukleony, z których następnie powstaje materia neutronowa oraz neutrina. Jednocześnie bardziej zewnętrzne warstwy opadają na jądro, po czym gwałtownie odbijają się od niego ? dochodzi do wybuchu supernowej. 
        Eksplozja supernowej wiąże się z powstaniem silnej fali uderzeniowej i uwolnieniem gigantycznych ilości energii, a jej jasność jest porównywalna z jasnością całej galaktyki. W jej wyniku powstają pierwiastki cięższe niż żelazo, które następnie zostają wyrzucone w przestrzeń. Z materii odrzuconej przez supernową powstaje szybko rozszerzająca się mgławica, która jest jednak bardzo nietrwała i już po upływie kilkudziesięciu tysięcy lat ulega całkowitemu rozproszeniu. 
        Jeśli pierwotna masa gwiazdy wynosi 8-25 M?, w wyniku wybuchu z jej jądra powstaje gwiazda neutronowa. Jeśli jej masa jest większa w zależności od zawartości metali (czyli w astronomii pierwiastków cięższych od wodoru i helu) efektem finalnym jej śmierci może być gwiazda neutronowa bądź czarna dziura. Po eksplozji ekstremalnie masywnych gwiazd (powyżej 140 M?) jedyną pozostałością może okazać się materia rozproszona. 
        Gwiazdy neutronowe, mając masę ok. 1,4-2,5 M? oraz osiągając rozmiary w granicach 10-15 km średnicy, charakteryzują się jeszcze większą gęstością niż białe karły. Obiekty te wirują wokół własnej osi z ogromną prędkością, emitując przy tym promieniowanie elektromagnetyczne. Jego część wysyłana jest w postaci wąskiej wiązki, i jeśli Ziemia znajduje się na jej drodze, gwiazdę taką określa się mianem pulsara. W działaniu przypomina on trochę latarnię morską. Niektóre gwiazdy neutronowe posiadają bardzo silne pole magnetyczne i co kilka sekund emitują duże ilości promieniowania rentgenowskiego lub gamma. Nazywa się je magnetarami.
         Gdy masa jądra kolapsującej gwiazdy przekracza ok. 3 M?, powstająca z niego gwiazda neutronowa zapada się dalej tworząc na końcu czarną dziurę. Jest to obiekt o tak małych rozmiarach i gigantycznej masie, że prędkość ucieczki wynosi więcej niż prędkość światła. Niektóre niezwykle masywne gwiazdy mogą zapadać się w czarną dziurę bez wcześniejszej eksplozji jako supernowa. Ich jądra zapadają się tak szybko, że uniemożliwiają fotonom ucieczkę, a gwiazda bezpośrednio zmienia się w czarną dziurę. Szacuje się, iż blisko 20 % potencjalnych supernowych może kończyć w ten właśnie sposób. 

Obserwacje, czyli część praktyczna

           Po dość obszernej części teoretycznej, możemy przejść w zasadzie do amatorskich obserwacji poszczególnych etapów ewolucji gwiazd. 
Obserwacje takie najlepiej prowadzić pod ciemnym niebem, jak najdalej od wszechobecnego zaświetlenia i tzw. light pollution, jednak w dzisiejszych czasach bardzo trudno jest znaleźć odpowiednią miejscówkę, szczególnie w tej części Polski, gdzie mieszkam - w Małopolsce Zachodniej. Między innymi właśnie z tego powodu, obserwacje prowadziłam koło swojego domu, położonego we wsi Inwałd, gdzie prawdę mówiąc zanieczyszczenie nieba światłem pozostawia wiele do życzenia. Mimo to przez większość pogodnych nocy da się tu zobaczyć Drogę Mleczną, choć nie tak wyraźną, jak przy niebie mniej zaświetlonym. Trzeba również pamiętać, że sesje najlepiej przeprowadzać w czasie, gdy Księżyc znajduje się w pobliżu nowiu i nie zaświetla nieba. Przy obserwacjach warto też wyrobić sobie technikę zwaną zerkaniem, a polegającą na patrzeniu na obiekt kątem oka ? wtedy światło pada na czulsze fragmenty siatkówki, a my jesteśmy w stanie dostrzec więcej detali. Cały obiekt również wydaje się być jaśniejszy.
Przejdźmy teraz do instrumentów, którymi moje obserwacje były przeprowadzane. Zatem:  
    - teleskop zwierciadlany GSO 10? na montażu Dobsona, o aperturze 254 mm, o ogniskowej 1250 mm i światłosile f/5, z okularami SuperView 30 mm (2?) i Plössl 9 mm (1? ?) 
    - filtr O-III (2?) ? wąskopasmowy filtr przepuszczający światło tylko w wąskim zakresie widma o długości fali odpowiadającej pasmu zjonizowanego tlenu, przydatny w obserwacji mgławic gazowo-pyłowych oraz mgławic planetarnych
    - lornetka Nikon Action EX 10x50 CF o powiększeniu 10 razy i średnicy obiektywów 50 mm

Obiekty, które wybrałam do opisania tutaj to:
zaczynając od tego jak powstają gwiazdy ? mgławice Messier 42 (wraz z M43 wchodzącą w jej skład) i Messier 16; gromady otwarte gwiazd ? NGC 869 i NGC 884; 
po ostatnie etapy ewolucji gwiazd średnio masywnych, czyli mgławice planetarne ? Messier 27 i Messier 57; a także szczątki najbardziej masywnych gwiazd, a więc pozostałości po supernowych ? Messier 1 oraz Mgławica Welon;
wyróżniłam również kilka gwiazd o różnych masach, znajdujących się na różnych etapach ewolucji oraz  różnym typie widmowym: ? Orionis (58 Ori, Betelgeza), ? Andromedae (43 And, Mirach), ? Cancri (14 Cnc, Al Tarf), ? Orionis (24 Ori, Bellatrix), ? Canis Minoris (10 CMi, Procjon), ? Orionis (39 Ori, Meissa).

Pierwsze obserwacje

Czas i miejsce: 
    30.08.2016 r., godz. 21:37 ? 31.08.2016 r., godz. 04:09; Inwałd
Warunki:
    bardzo dobra przejrzystość powietrza po popołudniowej burzy, niebo bezchmurne; Księżyc - około półtora dnia przed nowiem, 31.08 wschodzi ok. godz. 03:39
Obiekty: M16, M27, M57, Mgławica Welon

Messier 16 (NGC 6611, Mgławica Orzeł)
    - gromada otwarta gwiazd zanurzona w mgławicy emisyjnej 
    - gwiazdozbiór Węża
    - jasność wizualna ok. +6 magnitudo
Mgławica Orzeł to gromada składająca się z wielu młodych, gorących, masywnych, błękitnych gwiazd. Powiązana jest z mgławicą emisyjną, czyli złożoną ze zjonizowanego gazu pobudzonego do świecenia przez światło zanurzonych w nim gwiazd. To obszar silnie gwiazdotwórczy, w którego centrum usytuowane są tzw. Filary Stworzenia, odkryte i rozsławione dzięki fotografiom wykonanym przez Kosmiczny Teleskop Hubble?a w kwietniu 1995 r. Filary Stworzenia to ogromne kolumny zimnego gazu i pyłu, oświetlane i kształtowane przez strumienie promieniowania ultrafioletowego pochodzącego z pobliskich gwiazd. Według danych zebranych w 2007 r., w kierunku filarów zmierza potężna fala uderzeniowa powstała w wyniku supernowej. Zważywszy na odległość dzielącą nas od mgławicy, fala już tam dotarła, powodując zniszczenie obiektów. Z Ziemi najprawdopodobniej będziemy mogli zaobserwować to wydarzenie za około 1000 lat.
    Spoglądając w kierunku mgławicy już przez lornetkę dostrzeżemy zwartą, delikatnie zamgloną gromadę około tuzina błękitnych gwiazd, zawieszoną wśród innych gwiazd naszej galaktyki. Ja jednak obserwując ten obiekt korzystałam głównie z teleskopu. Zaopatrzona w okular 30 mm zobaczyłam zdecydowanie więcej gwiazd niż w Nikonie, zanurzonych w delikatnej mgiełce o kształcie, który jednak nie przypominał mi Orła. Stan ten uległ zmianie, gdy w wyciągu zamocowałam filtr O-III, który pięknie wydobył mgławicę z tła, przygaszając przy tym część gwiazd. Ogon Orła był najwyraźniej widoczny, pokaźny i bogaty w gwiazdy, a pięknie rozpostarte skrzydła delikatnie rozmywały się na końcach. Najsubtelniejszą częścią okazała się być głowa, którą dostrzegłam dopiero po dłuższej chwili patrzenia w okular. Naturalnie technika zerkania ułatwia dostrzeżenie słabszych fragmentów mgławicy.

Messier 27 (NGC 6853, Mgławica Hantle)
    - mgławica planetarna
    - gwiazdozbiór Liska
    -jasność wizualna ok. +7,5 magnitudo
Mgławica Hantle to jedna z największych znanych mgławic planetarnych. Powstała ok. 3-4 tysięcy lat temu, gdy gwiazda kilkukrotnie masywniejsza od naszego Słońca przekształciła się najpierw w czerwonego olbrzyma, a następnie w gwiazdę typu AWG, która w końcu odrzuciła swoje zewnętrzne otoczki tworząc mgławicę. W jej centrum znajduje się największy znany obecnie biały karzeł. Mgławicę widzimy z perspektywy równikowej, dzięki czemu ma ona taki niezwykły kształt. Gdybyśmy widzieli ją ?od góry?, miałaby wygląd zbliżony do M57 (Mgławica Pierścień).
    Messier 27 jest możliwy do zaobserwowania już przez lornetkę, jednak z racji na niewielkie rozmiary kątowe, by odróżnić go od gwiazd należy użyć dwururek o większym powiększeniu (min. 15x). W teleskopie od razu rzuca się w oczy charakterystyczny kształt mgławicy. Przypomina ona ogryzek lub klepsydrę, zanurzony w owalnej otoczce. Zewnętrzne fragmenty mgławicy wydają się być jaśniejsze, a zerkaniem ukazują nieregularności w swojej strukturze. Stosując technikę zerkania obiekt wydaje się ?puchnąć?, charakterystyczne dla niego wcięcia zmniejszają się, a cała otoczka staje się wyraźniejsza. W tle możemy dostrzec mnóstwo gwiazd, które dodają uroku temu widokowi. Przy zastosowaniu filtra O-III mgławica wręcz wyskakuje z tła ? jest niesamowicie wyraźna, szczególnie jej otoczka uzyskuje na kontraście względem otoczenia. Mimo to, wspomniany filtr wygasza większość gwiazd świecących wokół, dlatego wielu miłośników astronomii, w tym ja, preferuje widok M27 bez tego filtra. W okularze 9 mm mgławica zajmuje ok. 1/3 pola widzenia, jednak osobiście bardziej podoba mi się widoczna w szerszym kontekście gwiazdowym, jak w okularze 30 mm.

Messier 57 (NGC 6720, Mgławica Pierścień)
    -mgławica planetarna
    -gwiazdozbiór Lutni
    -jasność wizualna ok. +8,8 magnitudo
Messier 57, podobnie jak opisana wyżej M27, jest mgławicą planetarną, powstałą w końcowym etapie ewolucji gwiazdy podobnej do Słońca. Z racji na jeszcze mniejsze rozmiary od M27,  w większości lornetek mgławica ta niespecjalnie różni się od gwiazd. Dopiero większe powiększenia, jakie oferują teleskopy, w pełni ukazują jej piękno. W okularze 30 mm, dającym powiększenie ok. 42x, zobaczyłam niewielki, za to jasny obiekt wyglądający, jakby ktoś wypuścił w przestrzeń kosmiczną kółeczko dymu. W okularze 9 mm Pierścionek jest zdecydowanie większy. Dziura w jego środku odznacza się jeszcze wyraźniej, dość łatwo też zauważyć, że jest trochę jaśniejsza niż tło na zewnątrz obiektu. Przy obserwacji M57 można czasem odnieść wrażenie, iż brzegi tej mgławicy mają zielonkawy kolor. Jeśli chodzi o filtr O-III, to obraz dawany przez niego w tym przypadku nie przypadł mi do gustu, szczególnie w krótszym okularze ? był po prostu zbyt ciemny.

Mgławica Welon (NGC 6960, NGC 6992/95, Simeis 3-188)
    -pozostałość po supernowej
    -gwiazdozbiór Łabędzia
    -jasność wizualna ok. +7 magnitudo
Pętla Łabędzia to pozostałość po supernowej, która wybuchła ok. 10 tysięcy lat temu, której najjaśniejsze fragmenty tworzą bardzo efektowną mgławicę. Użyłam nazwy ?Mgławica Welon?, chociaż przez astroamatorów najczęściej jest ona określana po prostu jako ?Veil?, bez tłumaczenia z języka angielskiego. Składa się z wielu części, najjaśniejsze z nich otrzymały swoje nazwy, są to: NGC 6960 ? Miotła Wiedźmy, NGC 6992/6995 ? Palec Boży, Simeis 3-188 ? Trójkąt Pickeringa. Oczywiście możliwe jest dostrzeżenie wielu drobniejszych fragmentów Veila.
    W dobrych warunkach mgławica jest widoczna już w lornetce, jednak ze względu na zaświetlenie nieba, musiałam wykorzystać do tego teleskop zaopatrzony w okular 30 mm i filtr O-III. Co ciekawe, kiedy kilka lat temu pierwszy raz obserwowałam ten obiekt, bez filtra nie widziałam żadnej mgławicy, dostrzegłam ją dopiero z filtrem, jednak gdy potem znów użyłam samego okularu, udało mi się go zobaczyć. Osobiście preferuję widok z filtrem, który pięknie wydobywa Veila z tła i myślę, że wielu obserwatorów się ze mną zgodzi. W polu widzenia długoogniskowego okularu nie zmieści się cały kompleks, gdyż na niebie zajmuje on obszar o średnicy blisko 6 tarcz Księżyca w pełni. Z racji na łatwość odnalezienia, obserwacje Veila zaczynam zwykle od namierzenia gwiazdy 52 Cygni, przez którą przebiega zachodni fragment mgławicy ? Miotła Wiedźmy. Nietrudno zgadnąć skąd się wzięła ta nazwa  - wygląda jak włókno rozszerzające się z jednej strony. Wspomniana gwiazda nie jest powiązana z mgławicą, znajduje się znacznie bliżej Ziemi. Około 2,5° na wschód znajduje się Veil Wschodni ? Palec Boży, jest to największa i najjaśniejsza część całego kompleksu. Między wspomnianymi mgławicami, mniej więcej w 1/3 odległości od Miotły usytuowany jest Trójkąt Pickeringa. Jeśli przyjrzeć się mu dokładniej, można zauważyć ciemną przerwę dzielącą go na dwie części. Każdemu fragmentowi warto poświęcić więcej czasu, próbując wyzerkać jak najwięcej ? po dłuższym wpatrywaniu się łatwiej dostrzec delikatną, włóknistą strukturę misternie budującą cały obiekt, a także subtelne ?kłaczki? rozrzucone wokół ? inne części Pętli Łabędzia.

Drugie obserwacje

Czas i miejsce: 
    22.11.2016 r., godz. 20:29 ? 23.11.2016 r., godz. 02:23; Inwałd
Warunki:
    dobra przejrzystość powietrza, niebo bezchmurne, dość wysoka temp. powietrza jak na listopad; Księżyc - około półtora dnia po pierwszej kwadrze, 23.11 wschodzi ok. godz. 00:34
Obiekty: M1, M42 (+ M43), NGC 869 i NGC 884, ? And, ? Cnc, ? CMi, ? Ori, ? Ori, ? Ori

Messier 1 (NGC 1952, Mgławica Krab)
    -mgławica pulsarowa (pozostałość po supernowej)
    -gwiazdozbiór Byka
    -jasność wizualna ok. +8,4 magnitudo
Mgławica Krab to plerion, czyli mgławica zasilana przez pulsar o ogromnej energii, który znajduje się w jej wnętrzu. Jest pozostałością po supernowej, która wybuchła w 1054 r. 
    Znalezienie mgławicy jest proste, gdyż leży blisko stosunkowo jasnej gwiazdy ? Tau. W bardzo dobrych warunkach jest widoczna już przez średniej wielkości lornetkę, jako delikatna owalna mgiełka. W teleskopie z 30 mm okularem M1 na pierwszy rzut oka jawi się jako jasna ?paćka?, jednak po uważniejszym zerkaniu ładnie ukazuje swoją strukturę. Udało mi się dostrzec w nim nieregularności i obszary o trochę innej jasności od innych. Szczególnie brzegi obiektu wydają się być postrzępione. Mgławica raczej nie przypomina kształtem kraba. Jeśli chodzi o filtr O-III, to odniosłam wrażenie, że pomaga on wydobyć detale obiektu, jednak zdecydowanie bardziej podobał mi się widok bez niego. W okularze 9 mm obraz był jak dla mnie zbyt  ciemny, stąd też większość czasu korzystałam z okularu o dłuższej ogniskowej.

Messier 42 (NGC 1976, Wielka Mgławica w Orionie)
    -mgławica emisyjna
    -gwiazdozbiór Oriona
    -jasność wizualna ok. +4 magnitudo
Messier 42 to druga co do jasności mgławica widoczna na niebie i jednocześnie najbliższy nam obszar gwiazdotwórczy. W jej centrum znajduje się Gromada Trapez, składająca się z bardzo młodych masywnych gwiazd, których masy szacuje się rzędu 15-30 M?. W skład NGC 1976 wchodzi również inny obiekt z katalogu Messiera ? M43, która od głównej jej części oddzielona jest ciemną mgławicą, zwaną czasem Rybim Pyskiem. Wewnątrz M43 znajduje się młoda gwiazda należąca do typu widmowego B. Całość jest częścią kompleksu, znanego jako Obłok Molekularny w Orionie. 
    Dzięki dużej jasności, M42 w odpowiednich warunkach możemy zobaczyć już gołym okiem. Wygląda wtedy jak mglista plamka pośrodku Miecza Oriona, jednak już nawet niewielka lornetka bez trudu ujawnia jej mgławicową naturę. Widać jej charakterystyczny kształt, a ?skrzydła? sięgają w przestrzeń kosmiczną. Ciemny Rybi Pysk oddziela niewielką M43 od reszty mgławicy. Całość pięknie prezentuje się zawieszona wśród zimowych, jasnych, błękitnych gwiazd. Korzystając z mojego Nikona udało mi się dostrzec, że Gromada Trapez nie jest idealnym punktem, jednak nie udało mi się całkiem oddzielić pojedynczych gwiazd od siebie. W teleskopie mgławica ukazuje swoją strukturę w niemal całej okazałości. Patrząc na nią zanotowałam: Piękna, jasna. Te subtelne i gładkie przejścia jasności, delikatnie wyciągające się w przestrzeń ramiona, wszystko to zachwyca, ale najbardziej urzeka mnie plastyczność i trójwymiarowość jej centralnych obszarów. Jak zwykle odnoszę też wrażenie zielonkawego zabarwienia mgławicy. W jej centrum błyszczą jak diamenciki gwiazdy i rozdzielony Trapez. Wokół lśnią krystalicznym, zimnym blaskiem gwiazdy zawieszone w martwej czerni kosmosu. Muszę przyznać, że właśnie podczas tych obserwacji widziałam najpiękniejszą M42 w swoim życiu.

NGC 869 i NGC 884 (h i chi Persei, Chichoty)
    -gromady otwarte
    -gwiazdozbiór Perseusza
    -jasność wizualna ok. +4 magnitudo
NGC 869 i NGC 884 to gromada gwiazd utworzona przez dwie gromady otwarte. Mimo że są od siebie oddalone o blisko 900 lat świetlnych, uważa się, że powstały z tego samego, rozległego obłoku molekularnego. Mają po kilka milionów lat, choć ta druga jest nieco starsza.
    Gromada Podwójna jest widoczna już gołym okiem, jako wydłużona, mglista plamka światła zawieszona wśród gwiazd Drogi Mlecznej między gwiazdozbiorami Perseusza i Kasjopei. Chichoty to obiekt stricte lornetkowy ? doskonale prezentuje się w szerokich polach widzenia dwururek, ukazując swoją podwójną naturę. Gwiazdy łańcuchami i sznurami ciągną się od ich środka ku otchłani Kosmosu, układając się przy tym w fantazyjne wzory. Wyglądają jakby wyłaniały się z ciemności, patrząc na nie ma się wrażenie trójwymiarowości. W teleskopie nie mieszczą się całkowicie w polu widzenia, jednak ukazują przy tym cały ogrom wielokolorowych gwiazd, z których się składają. Większość z nich jest niebieskobiała, jednak szczególnie w NGC 884 można odnaleźć te mieniące się odcieniami czerwieni. 

Ze względu na ograniczone miejsce, nie jestem w stanie opisać obserwacji wymienianych wcześniej sześciu gwiazd.

[Energetyk]

Super wpis. Powinnaś z części teoretycznej zrobić wykład i zaprezentować go na wiosennym zlocie w Zatomiu. Myślę, że wielu byłoby zainteresowanych takim wykładem. Ja na pewno.

[Ciekawska]

Dziękuję za miłe słowa  
Niestety na wiosennym zlocie na pewno mnie nie będzie (w maju matura), jednak we wrześniu mam nadzieję się pojawić 

[jolo]

Właśnie wróciłem z podglądania Księżyca i przy ciepłej herbatce z przyjemnością sobie poczytałem