Liceum Ogólnokształcące
PRACA Z FIZYKI
„Powstawanie i ewolucja gwiazd i galaktyk”
Era gwiazdowa i powstawanie galaktyk
Dopóki gęstość energii promieniowania przewyższała gęstość energii związanej z cząstkami o niezerowej masie spoczynkowej, niemożliwe było tworzenie lokalnych zagęszczeń materii pod wpływem sił grawitacyjnych. Za przyczynę tego zwykło się uważać pewną charakterystyczną właściwość promieniowania:
jest ono zbyt „lekkie", tzn. zawiera za mało energii jak na ciśnienie, które wytwarza. Ciśnienie pochodzące od promieniowania jest za duże, by zaburzenie grawitacyjne, lokalna fluktuacja gęstości mogła doprowadzić do powstania lokalnego, trwałego zagęszczenia. Procesy takie stają się w zasadzie możliwe dopiero po upływie ery promieniowania, trwają też do dziś. Stąd i nazwa kolejnej ery, rozciągającej się do chwili obecnej. Nazwano ją erą gwiazdową, jako że dopiero w niej mogą powstawać gwiazdy. Nie wiadomo, czy nie byłoby słuszniej nazwać ją erą galaktyk.
Brak do dziś pełnej jasności w kwestii powstawania poszczególnych obiektów kosmicznych.
Przedstawię w zarysie poglądy większości uczonych, którzy sądzą, że w przestrzeni kosmicznej w trakcie ekspansji Wszechświata tworzyły się lokalne fluktuacje, zagęszczenia w jednorodnym rozkładzie materii, będące zarodniami dzisiejszych galaktyk, a może gromad galaktyk. Zdaniem jednych, za mechanizm powstawania i rozwijania się zagęszczeń we Wszechświecie odpowiada tzw. niestabilność grawitacyjna, zdaniem innych — niestabilność hydrodynamiczna, związana z pojawieniem się potencjalnych ruchów turbulentnych. Problematyka jest tak złożona, że trudno przedstawić ją z wszelkimi niuansami na poziomie publikacji tak popularnej jak nasza. Teoria powstawania galaktyk powinna wyjaśnić charakter fizyczny i pochodzenie zaburzeń w jednorodnym rozkładzie materii, a także przedstawić rozwój różnych typów galaktyk z tych zaburzeń, wreszcie powstanie gromad galaktyk. Niektórzy pragnęliby, by najpierw powstały większe zgrupowania materii, odpowiadające dzisiejszym gromadom galaktyk, a z tych dopiero przez fragmentację miałyby powstać galaktyki. Pozostaje to tylko pobożnym życzeniem. Chciałoby się także przedstawić mechanizm tworzenia się różnych typów galaktyk. W zależności od masy początkowej zagęszczeń, ich momentu pędu związanego z lokalnymi ruchami wirowymi, rozrzutu chaotycznych prędkości cząstek materii, ewentualnego pola magnetycznego, którego linie sił mogły być w tę materię „wmrożone”. Zagadnieniom tym poświęcono ostatnio wiele publikacji, zbliża się, bowiem czas ich rozwiązania.
Żywot książki popularnej powinien być znacznie dłuższy od czasu życia hipotezy naukowej. Dlatego nie warto w miejscu tym wchodzić w szczegóły mechanizmu powstawania galaktyk, zwłaszcza, iż doświadczenie ostatnich paru lat, kiedy problemem tym zajmowano się dość intensywnie, ujawniło ogromne trudności (przynajmniej w teorii, bo Przyroda ich nie miała, skoro galaktyki naprawdę powstały) w tworzeniu się galaktyk. Co rusz to proponowano nowe mechanizmy, które po dokładniejszych obliczeniach nie dawały oczekiwanego efektu. W chwili obecnej pozostała nam pewna liczba negatywnych wyników.Tak, więc wiadomo np., że duża gęstość promieniowania uniemożliwia praktycznie wytworzenie zagęszczeń materii aż do końca ery promieniowania. Przed kilku laty wysunięto przypuszczenie, że po rekombinacji wodoru tworzyć się mogą obiekty o masie rzędu lO5 Mo (gdzie Mo — masa Słońca) i większej. W obiektach tych, przy postępującym ich zagęszczaniu, centralne części rozżarzyć się miały tak, iż następowałoby szybkie spalanie wodoru. Przy tak dużej masie cały wodór w ich wnętrzu spaliłby się w ciągu około miliona lat i hipotetyczna, protogwiazda doznałaby wybuchu, podobnego do wybuchu gwiazdy supernowej. Wydzielona w tym wybuchu i jeszcze wcześniej energia nagrzałaby ośrodek międzygwiazdowy do temperatury rzędu miliona stopni. Wtedy to miałoby stać się dopuszczalne wytworzenie zagęszczeń o dużej masie, odpowiadającej masom galaktyk, a może nawet gromad galaktyk. Przypominamy przy okazji, że masy większości galaktyk występują w przedziale od lO9 Mo do lO11 Mo, gromady zaś galaktyk mają masę średnio 103—104 razy większą. Problem, co było najpierw:
Galaktyki czy gromady galaktyk, przypomina anegdotyczne pytanie:, „Co było najpierw—jajko czy kura?"
Panuje dziś przekonanie, że gwiazdy powstawać zaczęły dopiero w galaktykach. Wydaje się, że procesy powstawania i ewolucji gwiazd są w chwili obecnej znacznie lepiej poznane od procesów powstawania i ewolucji galaktyk, dlatego też poświęcimy im nieporównanie więcej miejsca.
Wskazawszy na trudności związane z wyjaśnieniem, w jaki sposób powstały galaktyki, podkreślmy jeszcze trudności teorii ewolucji galaktyk. Znacznie trudniej jest przeanalizować ewolucję galaktyk niż rozwój pojedynczej gwiazdy. Podczas gdy ewolucja gwiazdy zdeterminowana jest w zasadzie procesami wydzielania energii i powstawania coraz to nowych rodzajów jąder atomowych, ewolucją galaktyki rządzą cztery rodzaje procesów:
a) powstawanie gwiazd z ośrodka między gwiazdowego oraz ich ewolucja;
b) stała zmiana składu chemicznego ośrodka międzygwiazdowego jako rezultat ciągłego wzbogacania tego ośrodka w produkty ewolucji gwiazd;
c) zmiana parametrów fizycznych gwiazd, gazu i pyłu;
d) zmiana struktury przestrzennej galaktyki, tj. rozkładu gwiazd i materii międzygwiazdowej.
Cztery wyodrębnione przez nas grupy procesów są ze sobą powiązane, co jeszcze bardziej utrudnia studia nad ewolucją galaktyk.. W tym miejscu podkreślmy jeszcze, że nie ma żadnych argumentów, które by mogły sugerować interpretację ciągu galaktyk,jako ciągu ewolucyjnego. Podjęto wiele prób przedstawiania kolejnych faz ewolucji galaktyki od form przedstawionych w górnej części do form przedstawionych na dole; sugerowano również ewolucję w kierunku przeciwnym. Choć kwestia ta wciąż daleka jest od ostatecznego rozstrzygnięcia, panuje dziś przekonanie, że typ morfologiczny galaktyki stanowi odbicie warunków początkowych w tym miejscu przestrzeni, w którym dana galaktyka powstawała.
Niektórzy kosmologowie, niezadowoleni ze skromnych rezultatów teorii grawitacyjnych czy hydrodynamicznych niestabilności w rozszerzającym się Wszechświecie, próbowali dla najwcześniejszych stadiów rozwoju Wszechświata stosować modele kosmologiczne zakładające dość złożoną mikrostrukturę czasoprzestrzeni. Często przedstawianym modelem rozszerzającego się Wszechświata był zwiększający swą objętość balon, wypełniony cząsteczkami gazu, przy czym struktura wewnętrzna tych cząsteczek nie odgrywała roli. Proponowano, więc zastąpienie tych cząsteczek jakimiś obiektami mającymi jednocześnie strukturę wewnętrzną wirującego bąka oraz powoli rozprężającej się i rozkręcającej sprężyny. Takie pierwotne, nadgęste, wirujące rdzenie, istniejące już w erze hadronowej, stanowić miałyby zarodzie przyszłych galaktyk. Teorię tego typu wysunął przed kilku laty E. R. Harrison. Powstawanie różnych typów galaktyk wiązać się miało z różnymi rodzajami wirujących prazarodzi. Te spośród pierwotnych „bączków", które szybko wirowały, przekształcić się miały następnie w galaktyki o kształcie dysku, inne znów, wolniej wirujące, miały dać początek galaktykom eliptycznym. Pewna specjalna klasa obiektów mogła tworzyć tzw. kwazary.Wspomniana teoria przesuwa trudności, związane z powstaniem niejednorodności w rozszerzającym się Wszechświecie, na etap wcześniejszy, co budzi sporo zastrzeżeń. Stwierdzenie, że nie jednorodności, z których powstać mają obiekty w rodzaju galaktyk, są jak gdyby wyryte w strukturze Wszechświata od samych początków jego ekspansji, wydaje się, bowiem wybiegiem formalnym.
Przy omawianiu dziejów Wszechświata w erze gwiazdowej podkreślaliśmy przede wszystkim to, co jeszcze nie jest rozwiązane, wysuwaliśmy przeróżne wątpliwości itp., sformułujmy stwierdzenie, które chyba ma szansę na zachowanie słuszności także w przyszłości: w erze gwiazdowej tworzą się obiekty makroskopowe we Wszechświecie. Galaktyki i gwiazdy stanowią „skamieniałości" tej ery. Trzy pierwsze ery jego rozwoju obejmuje się nazwą pierwotnej racy ognistej; informacji o właściwościach materii w tych erach dostarcza ekstrapolacja naszej wiedzy o sztucznie dziś wytwarzanych cząstkach elementarnych, mających dużą masę i nietrwałych, a przewyższających wówczas swą liczebnością znane nam z codziennego doświadczenia neutrony, protony, elektrony. W erze hadronowej, trwającej ok. jednej dziesięciotysięcznej części sekundy, dominowały cząstki silnie oddziałujące: „hadrony”. Uległy one zagładzie niemal w całości pod koniec ery hadronowej, gdy średnia gęstość materii zmalała do wartości 1014 g/cm3; pozostałością ich są do dziś nukleony. W następnej erze, leptonowej, która trwała „już", dziesięć sekund, dominowały lepiony; „skamieliną” z tej ery są elektrony i promieniowanie neutrinowe, które pod koniec ery leptonowej zerwało więź z resztą materii. Podczas ery promieniowania, trwającej ok. miliona lat, gęstość energii promieniowania przewyższała gęstość energii cząstek o niezerowej masie spoczynkowej. W erze tej nastąpiło oderwanie się promieniowania elektromagnetycznego od reszty materii; promieniowanie to dożywa dziś swoich dni jako tzw. promieniowanie szczątkowe. W erze tej zakończył się rozpad neutronów i nastąpiły reakcje kosmicznej syntezy deuteru i helu. W ostatniej wreszcie erze, gwiazdowej, trwającej po dziś dzień, powstały obiekty makroskopowe: galaktyki i gwiazdy.
Ewolucja gwiazdy — ewolucją jądrową
W kolejnych fazach ewolucji gwiazdy odpływ energii kompensowany jest wytwarzaną w jej wnętrzu energią jądrową. Dopasowuje się do tego wartość temperatury, zależna od rodzaju paliwa jądrowego i rosnąca ze wzrostem liczby atomowej Z spalanego nuklidu. Pomiędzy fazami spalania kolejnych paliw występują krótkie okresy kurczenia grawitacyjnego obszarów centralnych, w których rośnie stopniowo gęstość i temperatura, tak, iż możliwy staje się zapłon kolejnego paliwa jądrowego, będącego zarazem pozostałością — „popiołem" ze spalenia poprzedniego paliwa.
Aby doszło do zapalenia się, co najmniej raz paliwa jądrowego, masa początkowa gwiazdy musi być większa od pewnej wartości minimalnej. Jak się dziś sądzi, wartość ta jest rzędu 0,05—0,09 Mo. Masa gwiazdy nie może być jednocześnie zbyt wielka, gdyż siły grawitacyjne mogłyby doprowadzić do tak szybkiej kontrakcji grawitacyjnej (szybkość wyraźnie rośnie z kurczącą się masą), że cała konfiguracja zapadłaby się do czarnej jamy, zanim reakcje jądrowe mogłyby odegrać jakąś rolę w kierunku spowolnienia tego procesu.
Wyznaczono masy gwiazd w przedziale od 0,1 do 20 Mo; prawdopodobnie istnieją gwiazdy o masach jeszcze większych. Pewne dane przemawiają za tym, że gwiazdy o masach powyżej 60 Mo mogą być konfiguracjami niestabilnymi. Jednym z mechanizmów stabilizacji takiego tłuściocha może być „zrzucenie nadwagi", mniej lub bardziej eksplozyjne wyrzucenie części materii.
Ewolucję gwiazdy można nazwać ewolucją jądrową, gdyż decydującym w niej czynnikiem okazują się kolejne reakcje jądrowe. Reakcje te, zmieniając skład chemiczny materii w obszarach, w których zachodzą, przyczyniają się do powstawania coraz to dalszych pierwiastków. Nawet gdyby gwiazda składała się początkowo tylko z czystego wodoru, stopniowo w jej wnętrzu zaczną się wytwarzać: hel 4He, węgiel 12C, tlen 16O itd. W zależności od swej masy początkowej gwiazda ewoluuje szybciej (przy większej masie) lub wolniej, przyczym w gwiazdach o większej masie zapalać się może kolejno większa liczba paliw, aż do procesu e. Procesy egzoenergetycznej przemiany jąder lekkich w cięższe kończą się na jądrach z grupy żelazowców.
Pierwiastki ciężkie tworzą się w procesach wychwytu neutronów przez istniejące już jądra-zarodzie z grupy żelazowców. Jądra te muszą istnieć w materii gwiazdy od początku jej istnienia, tak, więc procesy nukleosyntezy przez wychwyt neutronów nie mogą przebiegać w gwiazdach pierwszego pokolenia, które (jeśli model pierwotnej syntezy kosmicznej jest słuszny) nie zawierają pierwiastków cięższych od litu (Z =3).
Gwiazdy pierwszego pokolenia na różnych etapach swego rozwoju tracić mogą masę, a aktywna faza ich rozwoju może się kończyć eksplozją, która dostarcza ośrodkowi między gwiazdowemu sporej dawki jąder pierwszych kilkudziesięciu pierwiastków z układu okresowego. Nowe gwiazdy, powstające na drodze kondensacji materii ośrodka międzygwiazdowego, już od początku zawierać będą węgiel i pierwiastki dalsze, aż do żelaza i niklu. Spalanie wodoru w tych gwiazdach może już od początku przebiegać, (jeśli tylko temperatura centralna i masa są dostatecznie duże) według cyklu CNO, obecne są, bowiem jądra-katalizatory (12C, ewentualnie 16O). Zwróćmy uwagę na to, że w reakcji (12) i rozpadzie (13) w tym cyklu tworzy się jądro 12C, stanowiące źródło neutronów. Jednocześnie obecne są jądra żelazowców łatwo wychwytujące neutrony i możliwy staje się proces s. Gdy zaś pod koniec ewolucji gwiazdy drugiego pokolenia nastąpi wybuch, w którym wydzieli się spory strumień neutronów, neutrony te zostaną wychwycone przez jądra-zarodzie procesu r.: zarówno istniejące w gwieździe od samego początku jądra żelazowców, jak i wytworzone tymczasem jądra produktów procesu s.
Jak z tego wynika, ewolucja gwiazdy drugiego pokolenia nie jest mechanicznym powtórzeniem ewolucji gwiazdy pierwszego pokolenia. Na poszczególnych etapach, począwszy od spalania wodoru, element jakościowej odmienności wnosi obecność pierwiastków, których w gwieździe pierwszego pokolenia nie było. W ten sposób podczas ewolucji gwiazd przejawia się i cykliczność, i nieodwracalność rozwoju.
Przedstawiony tu zarys ewolucji gwiazd drugiego pokolenia pozwala nie wprowadzać żadnych dodatkowych założeń, ani też postulować specjalnych mechanizmów dla wytłumaczenia nukleosyntezy pierwiastków ciężkich. Niezbędne do takiej syntezy neutrony powstają w sposób naturalny w reakcjach jądrowych we wnętrzach gwiazd i w równie naturalny sposób ulegają wychwytowi przez odpowiednie jądra-tarcze. Gdybyśmy zaś próbowali ograniczyć się do reakcji pomiędzy cząstkami naładowanymi, nie udałoby się znaleźć odpowiednich obiektów czy też etapów ewolucji warunkujących syntezę pierwiastków ciężkich.
Pozostały jeszcze dwie niewielkie grupy nuklidów, których pochodzenia nie wyjaśniliśmy: a) jądra lekkie: lit, beryl i bór, b) jądra pominięte.
Zacznijmy od jąder pominiętych. Jest ich w ogóle niewiele, a rozpowszechnienie ich jest małe. Jeśli spojrzymy na fragment tablicy nuklidów dostrzeżemy w czterech miejscach linie przerywane, prowadzące pionowo od trwałego produktu procesu s do innego nuklidu z tą samą liczbą neutronów, ale większą liczbą protonów. Linie te wskazują na możliwość otrzymania nuklidów pominiętych z nuklidów znajdujących się na szlaku procesu s, jeśli tylko te ostatnie poddane zostaną napromieniowaniu protonami. Muszą to być oczywiście protony odpowiednio dużej energii, rzędu kilku MeV. Jądro pominięte 15264Gd powstaje w wyniku reakcji (p, y) z jądra15163Eu, do tego zaś by powstało np. jądro 15666Dy, potrzeba aż dwóch kolejnych wychwytów radiacyjnych protonu przez jądro 15464Gd. Powstawanie niektórych przynajmniej jąder pominiętych może być także uwarunkowane przez reakcje typu (y, n), (p, n) i (p, 2n) z jądrami już uprzednio wytworzonymi w procesach wychwytu neutronów. Proces p byłby, zatem procesem dalszego rzędu, można go nazwać trzeciorzędowym. Wydaje się, że mógłby on przebiegać w zawierających dużo wodoru otoczkach gwiazd supernowych po przejściu fali uderzeniowej rozpędzającej jądra atomowe do dużych szybkości. Niektórzy umieszczają proces p w atmosferach gwiazd z silnym polem magnetycznym, w których możliwe byłyby procesy przyspieszania cząstek do dużej energii, pozwalającej im na przebycie tej ogromnej bariery kulombowskiej, która otacza jądra o Z>30.
Analogiczne procesy przyspieszania protonów do dużych energii na powierzchniach niektórych gwiazd, np. typu T Tauri, uważano w swoim czasie za przyczynę kruszenia jąder dość rozpowszechnionych pierwiastków: węgla, tlenu, azotu, neonu, w którym to procesie tworzyć się miały ze znaczną wydajnością jądra lekkie, niepowstające w głównym ciągu reakcji nukleosyntezy we wnętrzach gwiazd: lit, beryl, bór, a także deuter 2 H i lekki izotop helu 3 He. Proces ten nazwano procesem l, jako że dotyczy jąder lekkich (po angielsku light == lekki). Spośród wymienionych tu nuklidów jedynie trzy: 2 H, 3 He i 7 Li powstać mogły w procesie kosmicznej syntezy pierwotnej w rozszerzającym się Wszechświecie, jednakże jeszcze przed rozpoczęciem zasadniczego cyklu spalania wodoru w charakterze nieznacznej przerwy podczas kurczenia grawitacyjnego tworzącej się gwiazdy wypala się w jej środku deuter. Zarówno D, jak też 3 He, 7 Li, a nawet nietrwałe izotopy berylu i boru tworzą się podczas cyklu p-p, równocześnie jednak ulegają wypaleniu. Ogólnie stwierdzić można, że gdyby jakikolwiek z nuklidów tej grupy występował nawet w znaczniejszej ilości we wnętrzu gwiazdy przed rozpoczęciem reakcji spalania termonuklearnego, i tak uległby wypaleniu, i to już na etapie spalania wodoru. W świetle tego dziwne wydaje się nie tyle małe rozpowszechnienie średnie omawianych nuklidów (nieciągłość na uniwersalnej krzywej rozpowszechnienia), ile to, że rozpowszechnienie jąder tej grupy jest jeszcze zbyt wielkie w pewnych typach gwiazd bądź też w docierającym do nas pierwotnym promieniowaniu kosmicznym. Przy omawianiu procesów nukleosyntezy w gwiazdach nie natrafiamy, poza spalaniem wodoru, na reakcje powstawania jąder grupy L (jak nazywa się w skrócie nuklidy tworzące się w procesie l). Mogą one powstawać tylko w reakcjach jądrowych w środowisku dostatecznie chłodnym, tak by po swym wytworzeniu nie zostały zniszczone. Dominującą rolę w produkcji tych jąder odgrywają reakcje kruszenia jąder cięższych, zwłaszcza obficie występujących jąder 12 C, 16O i 20Ne. Będą to reakcje w rodzaju procesu produkcji boru z węgla, przebiegającego według równania:
12 6C + 11H → 10 5B + 3 2He
Umiejscawia się je dziś przede wszystkim w ośrodku między-gwiazdowym, ośrodek ten zawiera, bowiem jądra 12C i inne, stanowiące niezbędny substrat do kruszenia, a jednocześnie jest stale bombardowany przez promieniowanie kosmiczne, którego cząstki mają wystarczającą energię, by jądra te kruszyć. Tak, więc w ośrodku tym w trakcie ewolucji galaktyki gromadzą się nuklidy grupy L. Młode gwiazdy, niedawno utworzone z tego ośrodka przez kondensację, zawierać będą więcej nowych nuklidów.
Materia, z której składa się nasz układ planetarny, a więc i Słońce (nie ma, bowiem powodu, by powstało oddzielnie, odrębnie), zawiera nawet takie pierwiastki, które jak uran czy tor mogły powstać wyłącznie w gwieździe, co najmniej drugiego pokolenia. Wypada, więc stwierdzić, że Słońce jest gwiazdą, co najmniej trzeciego pokolenia. Jak jest naprawdę, nie wiemy, ale wydaje się nie ulegać wątpliwości, że przynajmniej część nukleonów, które znajdują się w jądrach atomów na Ziemi, dwa, a może i więcej razy znajdowała się w składzie materii wyrzucanej w przestrzeń kosmiczną przez poprzednie pokolenia gwiazd.
Z ewolucją gwiazdy łączy się problem charakterystycznej skali czasu dla różnych procesów syntezy pierwiastków. Zauważmy, że zakres wartości skali czasu dla poszczególnych gwiazd zależy jedynie od ich mas początkowych. Wartości skali czasu mogą sięgać od milionów lat dla gwiazd o dużej masie (~2 0 Af o) do czasów rzędu wieku Galaktyki dla gwiazd o masie poniżej l M o. W czasie, w którym gwiazda o masie 0,5 M o zdąży zaledwie wypalić w swym centrum kilka procent początkowej ilości wodoru, gwiazda o masie dwudziestokrotnie większej zdąży już swą ewolucję zakończyć końcowym wybuchem.
O ewolucji galaktyk
Spójrzmy raz jeszcze na galaktyki, już po przestudiowaniu kwestii ewolucji gwiazd. Na wzór modeli gwiazd konstruuje się obecnie modele galaktyk oraz poddaje je ewolucji, uwzględniając następujące czynniki:
1) procesy narodzin i ewolucji gwiazd — związane z tym zagadnienia wymiany materii pomiędzy ośrodkiem międzygwiazdowym a gwiazdami;
2) zmianę składu chemicznego — systematyczny wzrost zawartości pierwiastków cięższych;
3) tworzenie się promieniowania kosmicznego i jego oddziaływanie z materią ośrodka międzygwiazdowego, ewentualnie i z gwiazdami, wreszcie
4) „zgony" gwiazd i związane z tym wzbogacanie galaktyki w takie obumarłe ich szczątki, jak czarne karły, czarne jamy czy też poczerniałe gwiazdy neutronowe.
Gdy J. W. Truran i A. G. W. Cameron prześledzili ewolucję chemiczną naszej Galaktyki, przyjmując, iż obserwowana dziś zawartość względna gwiazd o różnych masach nie ulegała większym zmianom, doszli do sprzeczności pomiędzy wynikami swych obliczeń kosmochemicznych a aktualnie obserwowanymi obfitościami pierwiastków w gwiazdach. Teoretycznie obfitości pierwiastków cięższych od helu powinny być znacznie mniejsze od obserwowanych średnio w gwiazdach. Skąd tyle ich zdążyło już powstać? Stosując naszkicowane na poprzednich stronach metody kosmochronologii bezwzględnej, wyznaczono odpowiedni wiek Galaktyki i nie można było sobie pozwolić na znaczne zwiększenie tej wartości. Truran i Cameron postąpili inaczej, przyjmując, że w pierwszych fazach dziejów Galaktyki tworzyły się w zasadzie tylko gwiazdy masywne, o masach od kilku do wieluset mas słonecznych. Gwiazdy takie ewoluowałyby tak szybko, że zdążyłyby wytworzyć pasujące do dzisiejszego rozpowszechnienia ilości pierwiastków cięższych, wyrzuconych w końcowej eksplozji w przestrzeń. Końcową fazę ich ewolucji miałyby stanowić czarne jamy, co wyjaśniałoby zagadkę „brakującej masy". Powstające później generacje gwiazd obejmowałyby niewielką jedynie część początkowej masy Galaktyki, częstość zaś występowania gwiazd o różnych masach nie różniłaby się w zasadzie od obecnej.
Założenia przedstawionego przed chwilą modelu budzić mogą pewne zastrzeżenia swą zbyt wielką dowolnością; zaletą ich jest sprowokowanie badaczy do ich obalenia, a więc do głębszego przebadania problemu. Zauważmy zresztą, że problem nukleosyntezy w tzw. gwiazdach supermasywnych nie jest bynajmniej czymś nowym. Wiąże się on z modelem rozszerzającego się Wszechświata. W modelu tym mogłyby tworzyć się obiekty o masie sięgającej od tysięcy mas słonecznych do masy Galaktyki;
Wspominaliśmy już o nich w części pierwszej, gdzie nazwaliśmy je „zgęstkami o opóźnionym rozszerzaniu". Można sobie także wyobrazić powstawanie pierwszego pokolenia supermasywnych gwiazd z lokalnych fluktuacji gęstości we wczesnych fazach ewolucji Wszechświata. Niektórzy sądzą, że takimi wczesnymi masywnymi tworami, czymś pośrednim między gwiazdami w dzisiejszym rozumieniu a galaktykami, byłyby kwazary. Wszystko to są jednak tylko przypuszczenia. Zdaniem niektórych astrofizyków, np. Albrechta Unsolda (ur. 1905) z Kilonii, musiała istnieć faza pierwotnej, przedgwiazdkowej nukleosyntezy na dużą skalę, bo jakże inaczej można by wyjaśnić znaczną jednorodność składu chemicznego materii w naszej i innych galaktykach. Uczeni ci sądzą, że gdyby na rozpowszechnienie pierwiastków cięższych od helu wpływały tylko gwiazdy normalne, niepojęte stałoby się, jak produkty różnych procesów utraty masy w różnych miejscach, dość odmienne w zależności od tego, jaka była masa pierwotna gwiazdy i po spaleniu, jakiego paliwa jądrowego nastąpiła np. eksplozja, mogły się tak idealnie wymieszać. Jak dotąd, koncepcja nukleosyntezy w skali Galaktyki natrafia na te same trudności co koncepcja pierwotnej syntezy kosmicznej: stanowczo za małe są obfitości pierwiastków cięższych od helu. Nie zależy to od naszych wyobrażeń o pochodzeniu owego -supermasywnego obiektu o masie zbliżonej do masy Galaktyki, w którym miałaby się odbywać synteza pierwiastków: równie dobrze mógłby to być zgęstek materii przedgwiazdowej, rozszerzający się z opóźnieniem w stosunku do ekspansji Wszechświata, albo lokalna fluktuacja materii, która po osiągnięciu ogromnej gęstości w centrum i temperatury ponad 10 miliardów stopni zaczęłaby ekspandować.
Mniej kłopotu nastręcza koncepcja niedużych stosunkowo gwiazd pierwszego pokolenia, jak u Trurana i Camerona (choć i tak o dwa rzędy masywnie j szych od gwiazd dziś spotykanych), ale kłopoty z mieszaniem produktów nukleosyntezy z różnych gwiazd pozostają, choć w nieco innej skali. I do tego jeszcze 90% masy Galaktyki w postaci czarnych jam!
Po wykorzystaniu całej dostępnej dziś wiedzy o ewolucji gwiazd problem ewolucji galaktyk rysuje się nam niewiele jaśniej niż pod koniec części pierwszej. Stopniowo jednak w badaniach galaktyk przechodzimy na wyższy etap poznania W szczególności ważne jest tu uzyskanie dla galaktyk czegoś w rodzaju diagramu H-R, co pozwoliłoby na przejście od analizy morfologicznej do rozważań ewolucyjnych. Istnieją sugestie na temat korelacji między typem galaktyki a zawartością w niej pierwiastków cięższych od helu (największa obfitość w galaktykach eliptycznych, potem w spiralnych, wreszcie w nieregularnych), co mogłoby posłużyć za podstawę do uważania galaktyk eliptycznych za najstarsze. Potrzebne jest tu jednak zebranie dostatecznie dużego materiału obserwacyjnego.
Ewolucja ciasnych układów podwójnych prowadzić może niekiedy do odwrócenia roli mniej i bardziej masywnego składnika układu. Na skutek przepływu masy ze składnika o większej masie który wcześniej wypełnił swą powierzchnię Roche'a, składnik wolniej ewoluujący stać się może bardziej masywny. Zjawisko tzw. nowych powrotnych interpretować można jako wynik przepływu masy w ciasnym układzie podwójnym na powierzchnię składnika, który jest białym karłem i w którym co pewien czas zapala się wybuchowo wodór na dnie cienkiej, narastającej otoczki. Wydaje się także, iż przyjęcie eksplozji jednego ze składników ciasnego układu podwójnego jako gwiazdy supernowej tłumaczy fakt anomalnych obfitości pierwiastków i ich izotopów, produktów procesu r w obszarach powierzchniowych gwiazd osobliwych typu A. Skład chemiczny materii w takim obszarze powierzchniowym stanowić ma rezultat akrecji materii z wybuchu owej supernowej.
Podczas gdy gwiazdy osobliwe typu A mogą uchodzić za obiekty wystawiające na pokaz produkty procesu r, w gwiazdach typu S dostrzeżono tak typowy produkt procesu s, jak technet, nietrwały pierwiastek o liczbie atomowej Z =43. Poważnym argumentem na rzecz procesu s, tak jak go rozumiemy, może być charakterystyczny przebieg iloczynu obfitości izobaru przez przekrój czynny reakcji (n, γ) — w zależności od liczby masowej A. Metody kosmochronologii, polegające na analizie wygasłych lub wygasających promieniotwórczości, umożliwiają wyznaczenie czasu, który upłynął od ostatniego aktu nukleosyntezy, a zarazem pozwalają na śledzenie ewolucji różnych ciał niebieskich (Ziemia, meteoryty).
Końcowe dwa ustępy, zawierające krótki szkic problemów związanych z powstaniem i ewolucją Układu Słonecznego oraz ewolucją galaktyk, stanowią w dużo większej mierze podsumowanie naszych trudności i niewiedzy niż tego, co jest już jednoznacznie ustalone.
2