POZNAĆ WSZECHŚWIAT - ŻYCIE GWIAZD
Kiedy w pogodną i bezksiężycową
noc, z dala od miejskich świateł wyjdziemy na spacer i podniesiemy głowę do
góry, zobaczymy przecudny widok. Tysiące gwiazd, niczym rozżarzone iskierki będą
wypełniać ciemną przestrzeń nieba. Można byłoby się wpatrywać w nie godzinami,
widok rozgwieżdżonego nieba ma coś w sobie urzekającego. Może dlatego, że w
dzień Słońce swoim światłem uniemożliwia nam oglądania innych gwiazd. W
końcu na niebie tkwi wiele gwiazd całkiem podobnych do
Słońca, niektóre są znacznie większe, inne bardziej gorętsze, jeszcze inne są
znacznie młodsze, jednak wszystkie one widoczne są dopiero jakiś czas po
zachodzie Słońca. Błyszczą jako zbiór różnej jasności punkcików w ciemnej
otchłani nieba, ale te punkciki to potężne, rozżarzone kule gazowe odległe
od nas o wiele lat świetlnych, przy których Słońce niczym specjalnie się
nie wyróżnia. Wszystkie gwiazdy żyją swoim życiem - rodzą się, dojrzewają,
starzeją się i umierają. Czasem względnie grzecznie wygasają, czasem
eksplodują w gigantycznym wybuchu, a czasem zmieniają się w coś co najlepiej
omijać z daleka - czarną dziurę, która jest jak wszystkożerny potwór.
Materia we Wszechświecie, którą widzimy to głównie gwiazdy. Przyjrzyjmy się im
nieco bliżej, bo postacie jakie mogą przybrać są naprawdę zadziwiające.
Gwiazdy rodzą się w obłokach gazu
zawierającego głównie wodór często z domieszką helu i śladową ilością innych
pierwiastków. Ogromnie wielkie i stosunkowo gęste obłoki gazu i pyłu zwane
mgławicami są wspaniałą "wylęgarnią" nowych gwiazd. Najbardziej znana (bo
najbliższa) mgławica tego typu to Wielka Mgławica Oriona (M42) o średnicy
ok. 100 lat świetlnych. Znajduje się w odległości 1500 lat świetlnych od
nas (czyli światło owej mgławicy potrzebuje 1500 lat aby dotarło na Ziemię,
innymi słowy, widzimy obraz owego obiektu z przed 1500 lat). W takiej
mgławicy jest wiele miejsc o sporym zagęszczeniu gazu,
które skupiają większe ilości materii. Powstaje wyróżniająca
się potężna chmura gazowa, która zaczyna się kurczyć, w
końcu wyodrębnia się chłodna kula stanowiąca zarodek gwiazdy. Podczas
kurczenia się kuli rośnie przyciąganie grawitacyjne i coraz więcej materii
ściągane jest w kierunku centrum zarodka. Powstaje protogwiazda, w której
podczas ściskania gaz rozgrzewa się i jej temperatura rośnie. W końcu kula
gazowa staje się wystarczająco gęsta, w której wnętrzu temperatura osiąga
już 10 mln stopni Celsjusza. Wówczas zostają zapoczątkowane reakcje
termojądrowe (patrz: "PW - Podstawy Budowy"), którym towarzyszą ogromne
wyładowania energii. Tak właśnie rodzi się gwiazda, której przyszłość
zależy głównie od jej masy.
Gwiazda żyje dzięki syntezie jądrowej.
Synteza jądrowa przetwarzająca wodór w hel to proces, którym gwiazda zajmuje się
przez dłuższy okres swego dorosłego życia. Wodór jest paliwem
dostarczającym całej energii gwiazdy, produktem ubocznym jest hel, który
również ulegnie przetwarzaniu w cięższe pierwiastki (w gwiazdach powstały (i
nadal powstają) niemal wszystkie pierwiastki chemiczne występujące we
Wszechświecie). Przez ten czas gwiazda musi trwać w wewnętrznej
równowadze między ściskającą ją siłą grawitacji, a rozdymającą
ją ciśnieniem rozgrzanego gazu. Gaz utrzymuje wysoką temperaturę
dzięki reakcjom jądrowym, reakcje z kolei zachodzą dzięki wewnętrznym warunkom
gwiazdy, które stworzone są przez grawitację. Jak widać sama grawitacja inicjuje
syntezę termojądrową i tym samym powoduje tworzenie przeciwdziałającej
siły. Jednak równowaga tych sił nie będzie trwała zawsze. Problem
przychodzi wówczas, kiedy kończy się paliwo wodorowe. Brak owego paliwa powoduje
przezwyciężenie siły grawitacji i jądro gwiazdy zaczyna się kurczyć. Trzeba
w tym momencie zaznaczyć, że siła przyciągania na powierzchni danego
obiektu jest tym większa im mniejszy jest promień tego obiektu przy
zachowaniu takiej samej masy. Jeśli jądro naszej gwiazdy kurczy się, zwiększa
się jego siła grawitacyjna wzmagająca efekt kurczenia. Proces ściskania prowadzi
też do wzrostu temperatury i znów dochodzi do reakcji termojądrowych. Tym razem
dochodzi do spalania nagromadzonego helu (w znacznie wyższych temperaturach niż
wodór - ok.100 - 200 mln stopni Kelvina), który przekształca
się w węgiel i tlen. Wyzwolona energia z tych reakcji przezwycięża siłę
grawitacyjną, gwiazda zaczyna puchnąć. Jej rozmiary znacznie się powiększają,
gwiazda staje się czerwonym olbrzymem. Za jakiś czas skończy się paliwo helowe i
znów gwiazda zacznie się kurczyć, aż do momentu w którym warunki wewnątrz
gwiazdy pozwolą na syntezę termojądrową węgla w cięższe pierwiastki. Aby
powstały takie warunki, temperatura wewnątrz gwiazdy musi osiągać prawie 1 mld
K. Możliwe jest to wówczas, kiedy gwiazda w stadium początkowym ma masę
przynajmniej 8-krotnie większą od Słońca Takie gwiazdy po
spaleniu węgla stają się nadolbrzymami - to już są prawdziwe giganty.
Należą do nich takie znane gwiazdy, jak Betelgeza czy Antares o średnicach
kilkaset razy większych od średnicy Słońca (a dokładniej: Betegeza - do 800, a
Antares 900 razy większa). A największym znanym czerwonym naolbrzymem (w ogóle
gwiazdą) jest pewna gwiazda w gwiazdozbiorze Cefeusz (Mi
Cefeusza). Jest aż 3 000 razy większa od Słońca, gdyby średnica Słońca
miała 10 cm (wielkość pomarańczy), to średnica Mi Cep wynosiłaby
300 m (wysokość wieży Eiffla). Dalsze reakcje spalające cięższe
pierwiastki wymagają wyższych temperatur wewnątrzgwiazdowych (2 mld K, potem 3
mld K) aż do uzyskania pierwiastków z grupy żelaza. Dalsze reakcje są już
niemożliwe.
Ewolucję gwiazd bardzo dobrze przedstawia
Diagram Hertzsprunga-Russella, polecam mu się przyjrzeć. Dla tych, co
go jeszcze nie widzieli lub nie pamiętają powiem, że jest to taki diagram, na
którym są rozmieszczone stany gwiazd określane
przez parametry dwóch głównych osi: temperatury powierzchniowej
gwiazd (oś x) oraz jasności gwiazd (oś y). Wyróżniający
się na nim tzw. ciąg główny zawiera gwiazdy jednorodnie chemicznie
(tzn. mają taki sam skład chemiczny od powierzchni aż do środka). Są tu gwiazdy
o masach 190 mas Słońca (skrajne nadolbrzymy lub hipernadolbrzymy), jak i
najsłabsze z gwiazd - czerwone karły - od 0,085 mas Słońca. Obiekty o
mniejszej masie nie są w stanie zapoczątkować reakcji spalania wodoru, nazywane
są brązowymi karłami.
Masa początkowa decyduje o długości życia
gwiazdy i jej ewolucji. Taka gwiazda, jak Słońce żyje ok. 10 mld lat, czyli
przed Słońcem jeszcze ponad 5 mld lat życia, po tym czasie zamieni się
w czerwonego olbrzyma wchłaniając pod swą powierzchnię Ziemię
(taki najprawdopodobniej będzie koniec naszej planety). Słońce jest gwiazdą
karłowatą (a dokładniej - żółtym karłem), podobnie jak większość w naszej
galaktyce. Jej masa jest 333 000 razy większa od masy Ziemi, średnica
naszej gwiazdy wynosi prawie 1,4 mln kilometrów (jest to 109 średnic Ziemi).
Temperatura powierzchniowa Słońca wynosi prawie 6 000 stopni
Celsjusza, natomiast w jądrze, będącym naturalnym reaktorem termojądrowym,
temperatura przekracza 14 mln C. W każdej sekundzie spala się tam niemal
600 mln ton wodoru. Bardziej masywne gwiazdy żyją szybciej, są gorętsze, bo
spalają znacznie więcej wodoru w krótszym czasie. Czasem wystarczy im tego
paliwa na zaledwie kilka milionów lat (w przypadku bardzo masywnych gwiazd). Im
bardziej masywna gwiazda, tym krótsze jej życie, gwiazdy o małej masie -
czerwone karły - będą mogły świecić nawet przez tysiące miliardów lat. Potem
bardzo powoli wygasną (o ile ewolucja wszechświat im na
to pozwoli). A jak skończą bardziej masywne gwiazdy?
Gwiazdy, które nie są na tyle masywne, aby
spalać węgiel (czyli do 8 mas Słońca łącznie ze Słońcem - oczywiście masy
liczone w stanie początkowym gwiazdy) dojdą do etapu czerwonego olbrzyma (będą
nawet kilkusetkrotnie większe od początkowego stanu). Należy pamiętać, że wraz
z powiększeniem się gwiazdy nie wzrasta jej masa, a więc gwiazda
będzie miała bardzo rozrzedzoną atmosferę. Kiedy skończy się paliwo
helowe, rozpocznie się proces kurczenia. Zewnętrzne części gwiazdy
mogą w tym momencie odlecieć w przestrzeń gwiazdową, natomiast jądro gwiazdy
będzie się kurczyć, aż natrafi na pewną przeszkodę - zakaz Pauliego. Czego
on dotyczy? Generalnie dzięki zakazowi Pauliego cząstki utrzymują się w
odpowiedniej odległości od siebie i w atomach jest pusta przestrzeń, której jest
bardzo dużo (atom zbudowany jest z jądra złożonego protonów i neutronów i
krążących wokół niego elektronów, gdyby atom powiększyć do 10 m, jądro atomu
miałoby zaledwie 1 mm - a więc mnóstwo pustej przestrzeni) Ruch
krążących elektronów wokół jądra powoduje ciśnienie zwane ciśnieniem
zdegenerowanych elektronów, dzięki niemu elektrony nie spadają na jądro atomowe.
Czyli omawiana przez nas gwiazda będzie się kurczyć, aż do momentu, w którym
zakaz Pauliego uniemożliwi jej dalszy proces kurczenia. Wówczas taka gwiazda
stanie się białym karłem. Będzie miała promień równy kilku tysiącom kilometrów
(nie wiele większy od Ziemi), natomiast jej gęstość może wynosić
nawet kilkaset tysięcy ton na centymetr sześcienny, czyli jeden cm
sześcienny materii białego karła będzie ważyć kilkaset tysięcy
ton. Gdybyśmy się nagle znaleźli na powierzchni takiego obiektu, nasz
ciężar ciała byłby tam na tyle duży, że z miejsca stalibyśmy się
cienkim plackiem przytwierdzonym do powierzchni gwiazdy (pomijając działanie
wysokiej temperatury). Taki biały karzeł to już stygnące gwiezdne
zwłoki bardzo mocno upakowanej materii. Towarzysz Syriusza (Syriusz jest gwiazda
podwójną) - Syriusz B jest białym karłem, którego masa jest prawie równa masie
Słońca, natomiast jego wielkość przewyższa dwu i pół-krotnie wielkość Ziemi. Los
białego karła czeka także Słońce. A co z gwiazdami jeszcze bardziej
masywnymi?
Gwiazdy o masie początkowej powyżej 8 mas
Słońca żyją krótko, wiele z nich to tak zwane niebieskie olbrzymy, albo i
też nadolbrzymy. Bardzo widocznym błękitnym naodlbrzymem na naszym niebie
jest Rigel w gwiazdozbiorze Oriona. Oddalony jest o 1300 l.ś., jego średnica
jest 48 razy większa od średnicy Słońca, a temperatura powierzchni przekracza 12
000 C. Takie gwiazdy bardzo szybko zużywają paliwo jądrowe. Po paru milionach
lat przetwarzają się w czerwone nadolbrzymy. Gdy już dojdzie do spalania krzemu,
w centrum gwiazdy powstanie jądro zbudowane z pierwiastków z grupy żelaza, a
wtedy zakończą się reakcje termojądrowe. Zewnętrzne warstwy spadają na ogromnie
masywne, twarde jądro i eksplodują. Eksplozja jest naprawdę potężna,
na jakiś czas (tygodnie, a nawet czasem miesiące) taka gwiazda może
stać się najjaśniejszym obiektem na niebie (po Słońcu i Księżycu). Gwiazdę w
takim stanie nazywamy supernową, czasem bywa widoczna nawet w dzień, przy pełnym
blasku Słońca, jednak zdarzenie takie jest bardzo rzadkie Materia wyrzucona przy
tej eksplozji w przestrzeń (z ogromna prędkością) rozpływa się pod postacią
mgławic. W niej powstają następne pokolenia gwiazd. Materia ta jest już
wzbogacona przez wiele różnych pierwiastków. Ziemia (a w konsekwencji my)
powstała z takiej właśnie materii (dlatego jesteśmy dziećmi gwiazd).
Może się też zdarzyć, że biały karzeł
wybuchnie jako supernowa. Białe karły są stabilne tylko wtedy, kiedy ich masa
nie przekracza 1,4 masy Słońca (granica Chandrasekhara). Możliwe jest to
na przykład w takiej sytuacji, kiedy biały karzeł będący w układzie podwójnym
(jak w Syriuszu), albo i większym, będzie ściągał materię z innego obiektu.
Różnica między supernową z białego karła, a z nadolbrzymów, będzie taka, że z
tej pierwszej zostanie tylko obłok gazu, natomiast supernowa z masywnych gwiazd
pozostawia po sobie (oprócz obłoku gazu) masywne jądro, znacznie bardziej
masywne niż biały karzeł, gdzie zakaz Pauliego zostaje złamany.
Tak, przy odpowiednio dużej masie zakaz
Pauliego może zostać pokonany. Grawitacja zwycięży odpychanie elektronów,
gwiazda będzie kurczyć się dalej. Elektrony zostaną wgniecione w jądra atomów,
gdzie połączą się z protonami tworząc dodatkowe neutrony. Jądro gwiazdy będzie
składać się już niemal całkowicie z neutronów (ta spora przestrzeń
wewnątrzatomowa zostanie zlikwidowana). Tak powstały obiekt nazwany jest gwiazdą
neutronową, albo pulsarem. Gwiazda neutronowa jest oczywiście mniejsza i gęstsza
od białego karła, jej maksymalna masa może wynosić do 3 mas Słońca. Gwiazda
neutronowa jest już tak bardzo ściśniętą materią, że sama jest jakby
ogromnym jądrem atomowym, tyle, że pozbawionych protonów. Proszę sobie wyobrazić
obiekt o średnicy 20 km, w którym mieści się więcej materii niż materia całego
naszego Układu Słonecznego. Cały Układ Słoneczny- czyli Słońce wraz
z wszystkimi planetami, księżycami, asteroidami i inną materią (Słońce i
tak zawiera ponad 99,9 % masy całego Układu) zostaje skupiony do kuli,
której promień wynosi zaledwie 10 km. Średnia gęstość takiej gwiazdy
neutronowej może być olbrzymia - miliardy ton na 1 cm sześcienny. Pudełko
zapałek napełniony tą materią mógłby ważyć kilkanaście miliardów ton!
A co, jeśli taki obiekt, który staje się
gwiazdą neutronową ma masę większą od 3 mas Słońca? Wydaje się, że tak ściśnięta
materia, jaka jest w gwieździe neutronowej już więcej ścisnąć się nie da. W
tym miejscu zapadanie gwiazdy powinno się zatrzymać niezależnie od masy. A jak
jest naprawdę? Otóż gwiazda która się właśnie zapada, a jej masa przekracza 3
masy Słońca będzie zapadać się bez względu na wszystko. Żadna ze znanych sił nie
jest w stanie przeszkodzić kurczącej się gwieździe. Gwiazda osiąga średnicę 20
km i kurczy się dalej, 10 km - kurczy się dalej, 1 km - zapadanie wciąż trwa,
100 m - gwiazda ani myśli przestać się kurczyć (gęstość jest potężna), 10m...
1m... 1cm... 1mm... i zapadanie wciąż trwa. To nie jest żaden żart, gwiazda
zapada się w sobie. Taki obiekt nazwany został czarną dziurą. Jej gęstość jest
niewyobrażalnie wielka, prawie nieskończona. Trudno już czarną dziurę nazwać
gwiazdą, jeszcze trudniej jest sobie w ogóle ją wyobrazić. Lecz dzięki
Einsteinowi (patrz: PW - Zakrzywienie czasoprzestrzeni) wiemy, że jest
to ogromne, prawie nieskończone zakrzywienie czasoprzestrzeni. Coś za
dużo tych "prawie nieskończone", bo możliwe, że nieskończone, ale wówczas fizyka
miałaby wielki problem jak z każdą inną nieskończonością. To co z tą czarną
dziurą? O czarnych dziurach będzie już w innej części "Poznać
Wszechświat".
JakBym