Carlos Ciscato
Większość
gwiazd zawiera więcej atomów tlenu niż węgla. Jeżeli ich atmosfery są
dostatecznie chłodne do formowania molekuł, to ich charakterystyczne sygnatury
widmowe ukazują silne pasma molekuł zawierających tlen, głównie tlenek tytanu –
TiO. Jednakże pewne chłodne gwiazdy mają różne widma zdominowane przez molekuły
węglowe, a to CH, CN i C2. Te cechy spektralne sygnalizują rzadki
stan, w którym węgiel jest bardziej obfity niż tlen, dlatego obiekty te
nazywane są gwiazdami węglowymi.
Tradycyjnie
etykieta gwiazdy węglowej była zarezerwowana dla chłodnych czerwonych
olbrzymów, których temperatura na powierzchni jest nieco niższa niż 4000 K.
(Dla porównania, powierzchnia naszego Słońca ma około 5800 K.) Większość najchłodniejszych
olbrzymów jest bogata w tlen i z powodów historycznych nazywa się je gwiazdami
typu M. Te bogate w węgiel są oznaczone jako gwiazdy C. Trzecia (jeszcze
rzadsza) kategoria zawiera gwiazdy S, które mają mniej więcej taką samą liczbę
atomów tlenu i węgla.
Jak
powstają gwiazdy węglowe? Gwiazda spędza większość swojego życia świecąc dzięki
energii uwolnionej podczas fuzji czterech jąder wodoru w jedno jądro helu. Pod
koniec jego życia spalanie wodoru ustaje; wewnętrzne obszary kurczą się i
nagrzewają, podczas gdy zewnętrzne warstwy rozszerzają się, prezentując
wszechświatowi czerwonego olbrzyma. Gdy wewnętrzny rdzeń helowy osiągnie
temperaturę topnienia, zamieni hel głównie w węgiel. W rzadkich przypadkach ten
świeżo wybity węgiel może zostać wydobyty na powierzchnię gwiazdy, tworząc
gwiazdę węglową — żywy dowód na powstawanie pierwiastków wewnątrz gwiazd.
Gwiazdy są „dowodem”, że modele ewolucji gwiazd i nukleosyntezy astronomów
muszą być na dobrej drodze.
Moje 3 grosze
Co można jeszcze powiedzieć o gwiazdach węglowych? Są one
gwiazdami grożącymi nam wybuchem jako Supernowe czy nawet Hipernowe!
Gwiazdy węglowe są to gwiazdy,
których widmo wskazuje na dominację węgla nad tlenem. Te pierwiastki powstają
na skutek fuzji helu. Są to głównie olbrzymy przy krańcu swojego życia. Węgiel
oraz tlen mieszają się w wyższych warstwach atmosfery tworząc tlenki węgla i
inne tego typu związki.
Gwiazdy węglowe bardzo często
są to układy podwójne i posiadają towarzysza np. białego karła, który porywa
część atmosfery olbrzyma.
Są to dość rzadkie gwiazdy, a
ich temperatura powierzchni waha się od 2000 K - 3000 K co czyni je jedne z
chłodniejszych. Najwięcej promieniowania emitują w podczerwieni i mimo, że to
gwiazdy bardzo duże, mają małą jasność i ciężko je zaobserwować bez jakiegoś
teleskopu. Posiadają czerwonawą, ceglastą barwę.
Oto przykłady gwiazd
węglowych:
Najbardziej znaną gwiazdą
węglową jest La Superba (Y Canum
Venaticorum) leżąca w gwiazdozbiorze Psów Gończych.
Gwiazda posiada także gazową
otoczkę o średnicy ok. 2,5 roku świetlnego, która pochodzi od gwiazdy, co
oznacza, że ona bardzo szybko traci swoją masę i jest prawdopodobnie bliska
tego, że odrzuci całą swoją powłokę i stworzy mgławicę planetarną.
Gwiazda także zmienia swoją
jasność i waha się ona od 4,8 mag do ok. 6,3 mag w ciągu 160 dniowego cyklu.
Jest to także rzadka gwiazda,
która zawierają duże ilości izotopu węgla 13C.
X Cancri jest także bardzo ciekawą
gwiazdą węglową o pięknej, czerwonawej barwie. Odległa jest o ok. 1116 lat
świetlnych stąd, jest jaśniejsza od słońca o 4600 razy i ma temperaturę 3300 K.
Gwiazdy Wolfa-Rayeta
Te gwiazdy są także
niesamowicie rzadkie. Tym razem są to bardzo gorące gwiazdy. Temperatura ich
powierzchni wynosi od 30.000 K do aż 200.000 K i bywają do 1000 razy jaśniejsze
od Słońca.
Gwiazdy w swoim widmie
wykazują mocne linie zjonizowanego helu, azotu oraz węgla i innych cięższych
pierwiastków. Są to niesamowicie masywne gwiazdy oraz bardzo mało trwałe.
Większość z nich posiadają powłokę gazową, rozszerzającą się z dużą prędkością
(od 1000 do 3000 km/s).
Ponad połowa znanych gwiazd
Wolfa-Rayeta występuje w układach podwójnych z gwiazdami typu O lub B.
Mimo ogromnej temperatury i
składu chemicznego, na niebie nie są bardzo jasne, gdyż większość swojego światła
emitują w ultrafiolecie.
Przykładem gwiazdy
Wolfa-Rayeta widocznej gołym okiem jest np. Regor w konstelacji Żagla (u nas niewidoczna), który posiada
towarzysza o typie widmowym O. Najmasywniejsza znana gwiazda R136a1 (niewidoczna gołym okiem) także
jest gwiazdą Wolfa-Rayeta.[1]
Najbardziej niebezpieczną dla nas jest gwiazda WR 104 w Strzelcu, która może w każdej
chwili wybuchnąć jako Supernowa. Jak podaje Wikipedia:
WR 104 to gwiazda podwójna
znajdująca się około 8000 lat świetlnych od Ziemi, składająca się z gwiazdy
Wolfa-Rayeta i gwiazdy typu OB. Znajduje się w konstelacji Strzelca. Okres
orbitalny układu wynosi około 220 dni.
Obserwacje optyczne
wskazywały, że oś rotacyjna układu skierowana jest w przybliżeniu w kierunku
Ziemi. Może to mieć znaczenie, jeżeli WR 104 zamieni się w supernową (lub nawet
hipernową) – eksplozje tego typu często są ukierunkowane właśnie w kierunku osi
rotacyjnej. Możliwe jest także, że w momencie wybuchu gwiazdy powstanie
rozbłysk gamma, który mógłby spowodować zniszczenie ziemskiej powłoki ozonowej
i w konsekwencji całkowite lub znaczne zniszczenie życia na Ziemi. Według
niektórych naukowców właśnie tego rodzaju rozbłysk gamma spowodował tzw.
wymieranie ordowickie, które miało miejsce 445 milionów lat temu, pod koniec Ordowiku.
Wymarło wtedy około 85% ówczesnych gatunków.
Ostatnie badania
spektroskopowe wskazują jednak, że oś obrotu układu WR 104 jest nachylona pod
kątem 30°-40° do kierunku do Ziemi.[2]
