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
 
JakBym@poczta.onet.pl