G W I A Z D Y

Na nocnym niebie najjaśniejszą gwiazdą widoczną z Polski jest Syriusz w gwiazdozbiorze Wielkiego Psa. Można by sądzić, że dobrze widoczne gwiazdy są blisko Ziemi (Słońca), zaś im słabiej widoczna gwiazda (czyli mniej światła od niej dochodzi do Ziemi), tym dalej się ona znajduje. Aby się przekonać, czy tak jest w rzeczywistości, musimy poznać odległości od Ziemi do gwiazd.

Wyznaczanie odległości do gwiazd

Jak daleko jest do gwiazd? Mówiliśmy o tym, że już w starożytności udało się oszacować odległość do najbliższego ciała niebieskiego, czyli do Księżyca. Odległość ta okazała się olbrzymia, prawie 400 tysięcy kilometrów to znacznie więcej niż odległości, z którymi stykali się starożytni Grecy na co dzień.

Oszacowana przez Arystarcha odległość do Słońca okazała się niedokładna. Dziś wiemy, że jest ono 20 razy dalej od Ziemi niż to sobie wyobrażał. Trudno dziwić się, że starożytni filozofowie z trudem pojmowali istnienie tak wielkich rozmiarów wszechświata. O ile Słońce i planety stanowiły zakres badań starożytnych i średniowiecznych uczonych, o tyle „gwiazdy stałe” wymykały się jakimkolwiek pomiarom. Systematyczne badania gwiazd rozpoczęły się dopiero w XIX wieku. Wtedy też dokonano pierwszych udanych pomiarów odległości do gwiazd metodą paralaksy.

Na tej podstawie wprowadzono jednostkę odległości - parsek. Gdy gwiazda znajduje się w odległości 1 ps od Ziemi, to kąt paralaksy wynosi 1” (1 sekunda łuku, stąd skrót paralaksa sekundowa). Pomiary odległości do gwiazd wykazały, że znajdują się one w różnych odległościach od Ziemi. Nie tworzą więc wcale „sfery gwiazd stałych”.

Jasności absolutne gwiazd

Wyznaczenie odległości do gwiazd pozwoliło m.in. stwierdzić, że gwiazdy nie świecą jednakowo. Są takie, które promieniują dużo energii, są też takie, które emitują jej mało. Niektóre gwiazdy, które widoczne są jako „jasne”, mogą znajdować się dalej od tych, które są „słabo widoczne”. Astronomowie wprowadzili więc pojecie jasności absolutnej gwiazdy, wiążąc ją jedynie z całkowitą ilością energii promieniowanej przez gwiazdę w jednostce czasu. Słońce jest gwiazdą „średnią”, są gwiazdy o większej, jak też i o mniejszej jasności absolutnej.

Wiadomo już, że ilość energii dochodzącej do Ziemi ze Słońca zależy od odległości Ziemia - Słońce. Należy zatem stwierdzić, że ilość energii przechodząca przez jednostkę powierzchni w jednostce czasu (czyli strumień energii) jest odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości od źródła. Tak więc określana z Ziemi jasność gwiazdy jest odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości między gwiazdą a naszą planetą. Natomiast jasność absolutna charakteryzuje samą gwiazdę, nie zależy od jej odległości od obserwatora, czyli odległości od Ziemi.

Wyznaczanie odległości do gwiazd dalekich

Pomiar odległości do gwiazdy metodą paralaksy jest możliwy tylko dla najbliższych nam gwiazd, leżących nie dalej niż 100 ps. Paralaksa dalszych gwiazd jest tak mała, że nawet przy użyciu największych teleskopów nie daje się jej zmierzyć. Odległości do takich gwiazd wyznacza się metodami pośrednimi.

Jedna z takich metod polega na obserwacji pewnych gwiazd zmiennych, tzw. cefeid. Są to gwiazdy, których okres zmian jasności zależy od średniej mocy promieniowanej przez tę gwiazdę.

Najpierw należy wyznaczyć punkt zerowy tej zależności - na podstawie odległości i obserwacji okresu zmienności można określić, jak okres zmienności zależy od jasności absolutnej.

Pomiar odległości do „dalekiej” cefeidy zaczyna się od wyznaczenia okresu jej zmienności. Jeżeli skorzystamy ze znanej zależności okres - jasność absolutna, to będziemy mogli określić tę ostatnią cechę badanej gwiazdy. Następnie, gdy znamy już jasność absolutną i wizualną, wyznaczamy odległość do cefeidy.

Cefeidy są w astronomii standardowymi wskaźnikami odległości - pozwalają mierzyć odległości do gwiazd oraz do galaktyk.

Temperatura powierzchni gwiazd

Patrząc na niebo na pewno każdy jest w stanie zauważyć, że niektóre gwiazdy mają kolor czerwonawy, inne żółty lub niebieski. Co jest powodem, że świecą one światłem o różnych barwach?

Promieniowanie powierzchni gwiazdy ma charakter termiczny. Podstawowe cechy tego promieniowania to:

• Wszystkie ciała emitują promieniowanie termiczne;

• Promieniowanie to zawiera wszystkie długości fali;

• Rozkład natężenia promieniowania opisywany jest prawem Plancka;

• Moc promieniowania z jednostkowej powierzchni ciała jest wprost proporcjonalna do czwartej potęgi jego temperatury wyrażonej w kelwinach;

• Długość fali, której odpowiada maksymalne natężenie promieniowania, zależy od temperatury ciała.

Można więc wywnioskować, że gwiazdy różnią się barwą, ponieważ różne są temperatury ich powierzchni. Najgorętsze gwiazdy mają temperaturę powierzchni ponad 100 000 K. Typowe gorące gwiazdy mają temperaturę powierzchni około 10 000 K, gwiazdy chłodne - poniżej 2 000 K. Coraz bardziej czułe przyrządy obserwacyjne pozwalają okrywać gwiazdy jeszcze chłodniejsze, nawet o temperaturze poniżej 1000 K.

Porządkowanie gwiazd

Od najdawniejszych czasów ludzie podejmowali próby wprowadzenia porządku wśród gwiazd obserwowanych na niebie. Najstarszy polegał na „powiązaniu” ich w gwiazdozbiory. Położenie wybranej gwiazdy można było określić jakościowo, podając orientacyjnie jej miejsce w gwiazdozbiorze.

Drugą naturalną cechą, pozwalającą klasyfikować gwiazdy jest ich jasność wizualna. Gwiazdy można ustawić w uporządkowany ciąg coraz jaśniejszych gwiazd - klasyfikacja ta jest „jednowymiarowa”. Jednak uwzględnia ona cechy związane z właściwościami samej gwiazdy.

Klasyfikacja widmowa gwiazd

Na przełomie XIX i XX wieku dokonano jeszcze jednej, niezależnej od poprzedniej, klasyfikacji gwiazd. Po stu niemal latach badań nad widmem światła emitowanego przez różne gwiazdy udało się stworzyć tzw. klasyfikację widmową gwiazd. Zasadniczym jej kryterium jest temperatura powierzchni gwiazdy. Podstawowe typy widmowe tej klasyfikacji oznaczane są literami i wskazują jednoznacznie na określone przedziały temperatur powierzchni gwiazdy.

Gwiazdy podwójne

Niektóre gwiazdy tworzą układy podwójne. Są to po prostu dwie gwiazdy znajdujące się blisko siebie.

Gwiazdy podwójne krążą wokół wspólnego środka masy. Jak się okazuje, ich ruch opisywany jest tymi samymi prawami Keplera, które wyznaczają ruch planet wokół Słońca. Oznacza to, że prawo powszechnej grawitacji ma zastosowanie nie tylko na Ziemi, a nawet nie tylko w Układzie Słonecznym. Obowiązuje ono również dla odległych gwiazd i opisuje ich ruch. Na podstawie tej obserwacji można wnioskować, że prawa fizyki, jakie znamy z doświadczeń przeprowadzanych na Ziemi, mają uniwersalny charakter - obowiązują w całym wszechświecie.

Materia międzygwiazdowa

A co znajduje się w przestrzeni oprócz gwiazd? Gwiazdy można zobaczyć bo promieniują światło. W przestrzeni między gwiazdami znajdują się obszary rozrzedzonego gazu i pyłu, są to tak zwane mgławice. Aby jednak były widoczne, muszą być oświetlone przez jakąś gwiazdę. Jeśli obłok gazu absorbuje światło gwiazdy, to jest widoczny jako ciemny obszar na jasnym tle. Takich widocznych obłoków gazu jest niewiele. Sądzi się więc, że większość materii wszechświata skoncentrowana jest w gwiazdach.

N A R O D Z I N Y, Ż Y C I E

I Ś M I E R Ć G W I A Z D Y

Dobrze wiadomo, że gwiazdy, w tym Słońce, nie mogą istnieć wiecznie. Zamiana wodoru w hel, zachodząca we wnętrzu gwiazdy, nie może trwać w nieskończoność. Po pewnym czasie cały wodór zamieni się w hel.

Każda gwiazda musiała kiedyś powstać, ale również kiedyś nastąpi kres jej istnienia. Zasadne jest więc użycie słów „narodziny, życie i śmierć gwiazdy”, choć trzeba rozumieć, że słowa te mają symboliczne znaczenie.

Narodziny gwiazdy

Gwiazdy powstają z obłoków gazu międzygwiazdowego. Gęstość materii w obłoku to około 1000 atomów na cm³; przewyższa więc tysiąckrotnie średnią gęstość materii międzygwiazdowej. Temperatura materii w obłoku jest rzędu kilku kelwinów. Obłoki międzygwiazdowe składają się głównie z wodoru, z niewielką domieszką helu. Zdarza się, że w obłoku powstaje lokalne zagęszczenie materii. Jeśli jest ono dostatecznie duże, to siły grawitacyjne zaczynają przyciągać coraz to więcej materii. Zarówno gęstość materii, jak i całkowita masa takiego obszaru wzrastają. Zwiększa się również temperatura, drobiny gazu osiągają bowiem coraz większe prędkości, a więc uzyskują większą energię kinetyczną, kosztem energii grawitacyjnej.

Zapadaniu się grawitacyjnemu tworzącej się gwiazdy towarzyszy stopniowe pozbywanie się otaczających ją pozostałości obłoku. Mogą przy tym powstać dodatkowe lokalne zgęszczenia, które prowadzą do powstania planet i ich księżyców.

W wyniku grawitacyjnego zapadania się materii we wnętrzu gwiazdy osiągnięte zostają tak duże wartości temperatury i gęstości, że dochodzi do zainicjowania reakcji termojądrowej zamiany wodoru w hel. Ustala się wówczas równowaga między siłami grawitacji a ciśnieniem promieniowania i konwekcją. W ten sposób powstaje typowa gwiazda ciągu głównego, podobna do Słońca.

Nie zawsze zapadanie materii prowadzi do osiągnięcia stabilności. Jeśli masa obłoku jest zbyt wielka, 60 - 100 razy większa niż masa Słońca, to gwiazda nie osiąga stanu równowagi. Powstaje wtedy gwiazda zmienna.

Brązowe karły

Zgęszczenie gazu nie musi prowadzić do powstania gwiazdy. Jeśli masa kurczącego się obłoku nie osiągnie dostatecznie dużej wartości, to charakterystyczna reakcja termojądrowa zamiany wodoru w hel nie rozpocznie się. Powstaje wtedy tak zwany brązowy karzeł - powoli stygnąca kula gazowa.

Spokojne życie gwiazdy

Po osiągnięciu stanu równowagi między ciśnieniem promieniowania i grawitacyjnym przyciąganiem rozpoczyna się „życie” typowej gwiazdy. Wewnątrz gwiazdy zachodzą reakcje zamiany wodoru w hel. Energia emitowana jest w postaci fal elektromagnetycznych. Zaznaczyć trzeba, że czas życia gwiazdy zależy od jej masy. Im większa masa, tym szybciej przebiega proces zamiany wodoru w hel. Wprawdzie w masywnych gwiazdach jest większy zapas wodoru, ale jest on szybciej zużywany. Gwiazda o masie Słońca „żyje” około 10 miliardów lat. Natomiast gwiazdy o masie 25 razy większej - zaledwie 3 miliony lat.

Dalsze etapy życia gwiazdy

Co stanie się z gwiazdą, gdy wyczerpie się wodór? W centralnej części gwiazdy będzie już w zasadzie tylko hel. Przypomnijmy, że równowaga mechaniczna gwiazdy pochodzi w znacznej mierze z ciśnienia promieniowania. To wytwarzane wewnątrz gwiazdy promieniowanie rozprzestrzeniając się w jej wnętrzu zapobiega zapadaniu się gwiazdy pod wpływem własnej grawitacji. Wyczerpanie się źródła promieniowania musi prowadzić do zmiany warunków równowagi. Ponieważ nie mogą zachodzić reakcje wymiany wodoru w hel, gwiazda zapada się. Natomiast reakcja zamiany wodoru w hel może zostać zainicjowana w wodorowej otoczce na zewnątrz helowego jądra gwiazdy. W tym stadium gwiazda powiększa się znacząco. Jej zewnętrzne obszary pozostają chłodne, gwiazda staje się tak zwanym czerwonym olbrzymem. Za około 5 miliardów lat nasze Słońce stanie się takim olbrzymem.

Kolejne reakcje termojądrowe

Dalsze etapy ewolucji gwiazdy zależą od jej masy. Jeśli masa gwiazdy jest bardzo wielka, to jądro helowe może osiągnąć na tyle wysoką temperaturę i gęstość, że dojdzie tam do kolejnych reakcji termojądrowych. Hel zamieniać się będzie w węgiel. Doprowadzi to do powstania jądra węglowego. Przy takiej wielkości masy, synteza węgla z helem będzie ostatnim etapem aktywnego życia gwiazdy. Zamieni się ona w białego karła.

Supernowe

Kres przemian jądrowych we wnętrzu gwiazd następuje wtedy, gdy w jądrze gwiazdy dominuje żelazo. Nie mogą już w nim zachodzić reakcje termojądrowe. Jądro zaczyna się kurczyć pod wpływem sił grawitacji; w procesie tym wyzwalane są olbrzymie ilości energii. Strumień tej energii rozsadza zewnętrzne warstwy gwiazdy odsłaniając jądro rozgrzane do temperatury 10¹² K. Obserwujemy to zjawisko jako wybuch supernowej.

Jest ono niesłychanie spektakularne. Moc promieniowania jest setki miliardów razy większa niż w przypadku normalnej gwiazdy. Znaczna część materii tworzącej gwiazdę zostaje odrzucona w formie szybko rozszerzającej się otoczki. Jasność gwiazdy supernowej wzrasta w ciągu pierwszych kilku dni wybuchu, kiedy jej odrzucona otoczka zwiększa swoją powierzchnię. Następnie, wskutek dalszego rozszerzania się otoczki, jej temperatura maleje a jasność się zmniejsza. Po kilku - kilkunastu dniach, jasność supernowej staje się porównywalna z jasnością typowych gwiazd.

W czasach historycznych zaobserwowano kilka przypadków supernowych wśród bliskich nam gwiazd. Supernowa z roku 1054, widoczna w gwiazdozbiorze Byka, była tak jasna, że można ją było zobaczyć w ciągu dnia przez prawie miesiąc.

Śmierć gwiazdy - biały karzeł

Jeśli początkowa masa gwiazdy nie była zbyt wielka, to reakcje termojądrowe w jej wnętrzu mogą prowadzić co najwyżej do powstania jądra węglowego, a zatem jej dalsza ewolucja prowadzi do stadium białego karła. Gwiazda może też stać się białym karłem już po wyczerpaniu się wodoru lub helu itd. Materia tworząca białego karła to tak zwany zdegenerowany gaz (skrajnie nieściśliwy). Jego gęstość jest olbrzymia. W białym karle nie zachodzą procesy termojądrowe, gwiazda powoli stygnie, tracąc energię wewnętrzną na skutek wysyłania energii promieniowania elektromagnetycznego. W końcu staje się chłodna, moc promieniowania jest tak mała, że gwiazdy nie można zobaczyć. Dalsza ewolucja gwiazd tego typu nie jest znana.

Śmierć gwiazdy - gwiazda neutronowa

Jeśli jednak początkowa masa gwiazdy była wystarczająco duża i wybucha ona jako supernowa, to jej dalsza ewolucja przebiega inaczej. Centralne, nie odrzucone części gwiazdy supernowej zaczynają się kurczyć. Gdy powstaje gwiazda neutronowa to cała materia w gwieździe przyjmuje formę neutronów. Gęstość materii w gwieździe neutronowej wynosi 10¹⁴ - 10¹⁵ g/cm³. Temperatura na powierzchni - kilka milionów, a we wnętrzu - kilkaset milionów kelwinów. Gwiazdy neutronowe są źródłem promieniowania elektromagnetycznego w szerokim zakresie widma, emitują też różne cząstki o dużych prędkościach. Gwiazdy te wytwarzają też bardzo silne pole magnetyczne. Ze względu na to, że szybko się obracają, są źródłem silnych regularnych impulsów radiowych. Dlatego też mogą być obserwowane jako pulsary.

Śmierć gwiazdy - czarna dziura

Jeśli masa nie odrzuconych części gwiazdy supernowej jest jeszcze większa, to jej dalsza ewolucja jest najbardziej dramatyczna. Nawet ciśnienie neutronów nie jest w stanie przeciwstawić się sile przyciągania grawitacyjnego. W krótkim czasie gwiazda zapada się do tak zwanej osobliwości grawitacyjnej, czyli czarnej dziury.

We wnętrzu takiego obszaru o niewielkim promieniowaniu siła przyciągania grawitacyjnego osiąga tak wielką wartość, że nic nie może wydostać się z wnętrza na zewnątrz tego obszaru. Dotyczy to również promieniowania elektromagnetycznego. Wszystkie wydarzenia zachodzące we wnętrzu czarnej dziury pozostają więc dla nas nieznane.

Masa gwiazdy

Zasadniczym parametrem, determinującym powstanie, rozwój, życie i śmierć gwiazdy jest jej masa. Od niej bowiem zależą warunki: gęstość, temperatura i ciśnienie, w jakich oddziaływanie grawitacyjne zostanie zrównoważone przez materię. Stan ten określa z kolei możliwość przejścia do kolejnej fazy ewolucji gwiazd. Determinuje też tempo przebiegających we wnętrzu gwiazdy reakcji termojądrowych w każdej fazie. Wynika stąd wewnętrzna struktura gwiazdy i jej promień. Ostatecznie zaś określona zostaje temperatura powierzchni gwiazdy jako parametr zapewniający równowagę między strumieniem energii docierającej z wnętrza do powierzchni a strumieniem energii wysyłanej w przestrzeń.

Także końcowe stadium życia gwiazdy (biały karzeł, gwiazda neutronowa bądź czarna dziura) jest zdeterminowane masą gwiazdy.

Pochodzenie pierwiastków

Gwiazdy powstają z obłoków materii międzygwiazdowej. Reakcje jądrowe we wnętrzu gwiazdy prowadzą do powstania cięższych pierwiastków. Część materii gwiazdy może zostać z niej odrzucona i w ten sposób powróci do materii międzygwiazdowej. Ten cykl zmienia jednak skład materii międzygwiazdowej - znajduje się tam coraz więcej cięższych pierwiastków. Obecne na Ziemi i innych planetach ciężkie pierwiastki są pozostałościami po takiej gwieździe i jej wybuchu. W tym rozumieniu jesteśmy „dziećmi supernowej”.

---