Gwiazdy
Odległości od gwiazd
Nocą gwiazdy jawią się jako świetlne punkciki na niebie. Łatwo dostrzec ich rozmaitość: niektóre są jasne, nie zaś ledwo widoczne. Miarą jasności gwiazdy jest tak zwana wielkość gwiazdowa. Im mniejsza wartość wielkości gwiazdowej, tym jaśniejsza jest gwiazda. Te najsłabsze, ale widoczne jeszcze gołym okiem mają jasność równą szóstej wielkości gwiazdowej.
W życiu codziennym każdy z nas potrafi ocenić odległość od otaczającego przedmiotu. Tę umiejętność zawdzięczamy temu, że nasze oczy są nieco rozstawione w związku z tym każde rejestruje nieco inny obraz. Spróbujmy się i tym przekonać, wyciągając przed siebie ramię ze skierowanym ku górze kciukiem. Najpierw patrzymy się mu jednym okiem, potem drugim. Spostrzeżemy, że położenie kciuka względem tła zmienia się nieznacznie, zależnie od tego, którym okiem spoglądamy.
Z podobnego zjawiska korzystamy przy określaniu odległości gwiazd od Ziemi. Ułatwia nam to ruch naszej planety wokół Słońca. Obserwując gwiazdy w odstępach 6-miesięcznych można zmierzyć zmiany położone najbliżej gwiazd w stosunku do dale leżących. Zanotowane różnice umożliwiają obliczenie odległości gwiazdy od naszej planety. Najbliższa gwiazda (po Słońcu) znajduje się tak daleko, że światło przez nią wysłane potrzebuje 4 lat by dotrzeć do Ziemi. Mówimy, że gwiazda leży w odległości 4 lat świetlnych. Większość widocznych nocą gwiazd znajduje się jednak znacznie dalej: dziesiątki i setki lat świetlnych od Ziemi.
Jak wyglądało by Słońce, gdyby znajdowało się tak daleko, jak inne gwiazdy, powiedzmy w odległości 30 lat świetlnych? Byłoby punktem o wielkości gwiazdowej równej 5, ledwo widocznym gołym okiem. Mówiąc najprościej, jedyna różnica między Słońcem a innymi gwiazdami jest polega na tym że jest ono znacznie bliżej, jest więc znacznie jaśniejsze.
Barwy gwiazd
Czy zwróciłeś kiedykolwiek uwagę na barwy gwiazd?
Rozmaite gwiazdy emitują nieco różniące się kolorem światło. Często różnice te są łatwo dostrzegalne, np. w gwiazdozbiorze Oriona, królującym na wieczornym grudniowym niebie. Dwie najjaśniejsze gwiazdy różnią się bardzo kolorem: widnieją na północno-wschodnich krańcach Betelgeuse jest czerwona, a Rigel - na północnym zachodzie konstelacji - niebiesko biała. Gwiazdy emitują pełną paletę barw: od czerwieni, przez pomarańczową, żółtą, aż po niebiesko-białą.
Różnice w kolorze informują jak gorąca jest gwiazda. Każde ogrzane ciało wydziela światło i ciepło (są to dwie postacie promieniowania elektromagnetycznego), nie ma znaczenia czy jest to gwiazda, czy rozżarzona żarówka. Włókienko żarowe, ogrzane płynącym prądem elektrycznym, emituje promieniowanie widocznie jedynie częściowo. Jeśli zmniejszy się napięciem spadnie temperatura żarnika i emitowane światło pożółknie, a nawet przybierze bardziej czerwoną. I przeciwnie - kiedy temperatura włókienka wzrośnie, światło jest nie tylko intensywniejsze, ale także bielsze i o nieco błękitnawym zabarwieniu. Kolor wysyłanego światła informuje o temperaturze wysyłanego je ciała.
Stąd wiemy, że materia budująca gwiazdy jest tak gorąca, że przybiera postać gazu; gwiazdy są wielkimi kulami gazowymi, przeważnie wodorowymi. Ten gaz jest bardzo, bardzo gorący i dlatego emituje światło i ciepło. Barwa światła mówi o temperaturze powierzchni gwiazdy.
Dlaczego gwiazdy świecą?
Gwizdy świecą ponieważ są gorące. Skąd jednak czerpią energię by się ogrzać?
Jeszcze od niedawna nie potrafiono odpowiedzieć na to pytanie. Dzięki Albertowi Einsteinowi, twórcy teorii względności, znamy już dzisiaj wyjaśnienie: niewielkie ilości materii mogą zamieniać się w wielkie ilości energii.
Gwiazdy przeważnie zbudowane są z wodoru. Jest on najprostszym z naturalnych pierwiastków i najpowszechniejszym we Wszechświecie. W uproszczeniu, atom wodoru składa się z pojedynczego elektronu i jądra o jednym protonie.
Materia wewnątrz gwiazdy jest bardzo ściśnięta przez ciężar samej gwiazdy. Sprawia to, że protony rozmaitych jąder atomów wodory gwałtownie zderzają się między sobą. W następstwie owych kolizji 4 jądra wodoru łączą się w jądro helu, zbudowane z dwóch protonów i dwóch neutronów. W trakcie fuzji (procesu łączenia) dwa protony zamieniane są w neutrony. Emitowane jest przy tym pozyton (lekka cząsteczka, taka jak elektron, ale dodatnio naładowana). Jądro helu waży nieco mniej niż 4 jądra wodoru, z których powstało. Niewielka ilość materii, która zniknęła, zamieniona została w wielką ilość energii.
Skupiska gwiazd
Większość gwiazd nie pozostaje w izolacji. Raczej tworzą układy dwóch, a czasem więcej gwiazd sąsiadujących w przestrzeni. W takich podwójnych układach gwiazdy wirują wokół siebie za sprawą siły grawitacji, jaka występuje między nimi. Dobrym przykładem takiego układu są Milzar i Alcor w gwiazdozbiorze Wielkiej Niedźwiedzicy, widoczne gołym okiem.
Inne skupiska gwiezdne zwane gromadami, składają się z setek, a nawet tysięcy gwiazd. Te grupy gwiazd powstały jednocześnie w tej samej części galaktyki. Jedna z najpiękniejszych gromad to Plejady. 6 gwiazd, tworzących niewielkie skupisko, widoczne jest nieuzbrojonym okiem w gwiazdozbiorze Byka. Przez lornetkę dostrzec tam można małe skupiska, przez teleskop zaś setki gwiazd w gromadach. Świecą na niebiesko i mocno, wszystkie są w tym samym wieku- powstały "niedawno" z tej samej chmury materii międzygwiazdowej.
Niektóre gromady widoczne na niebie są bardzo "tłoczne". Charakteryzuje je kulisty kształt i łączą wiele, wiele gwiazd. Nazywa się je gromadami kulistymi. Wiele ich znajduje się w pobliżu gwiazdozbioru Strzelca, wyznaczającego środek naszej galaktyki.
Narodziny gwiazd
Wiemy, że gwiazdy powstały kiedyś, dawno temu. Z czego jednak się utworzyły?
Jedyna rozsądna odpowiedź brzmi: z gazów i pyłów zawartych w międzygwiazdowej przestrzeni galaktyki. Nazywa się je materią międzygwiazdową.
W normalnych warunkach materia ta jest niewidoczna, kiedy jednak oświetli ją gorąca, błyszcząca gwiazda, wtedy ujawnia się jasna mgławica o różnym zabarwieniu.
Siła zawiadującą cały procesem tworzenia się gwiazdy, a także jej dalszym życiem , jest grawitacja. Według jednej z teorii, chmura materii międzygwiazdowej, kiedy przenika przez spiralne ramię galaktyki, zaczyna się zagęszczać, a jej wewnętrzne siły grawitacji narastają. Procesy kondensacji w takich okolicznościach gwałtownie się zwiększają.
W miarę procesów gęstnienia (kondensacji), materia rozpada się na kawałki i robi się coraz gęstsza. W środku dowolnego z jakich kawałków temperatura przekracza milion stopni - mamy do czynienia z protogwiazdą. Za sprawą tak wysokiej ciepłoty rozpoczyna się synteza jąder wodoru. Energia wyzwala w centrum protogwiazdy powstrzymuje dalsze zagęszczanie - powstała nowa gwiazda.
Resztki materii formują płaski dysk, krążący wokół gwiazdy. Tam procesy kondensacji mogą trwać nadal, doprowadzając do powstania planet, tworzących nowo narodzonej gwieździe.
Dojrzałe gwiazdy
Gwiazda, która powstała i poczęła świecić, jest tworem pozostającym w nie zmienionym stanie praktycznie przez wiele lat.
W jądrze gwiazdy, blisko jej centrum, wodór zamieniany jest w hel, a wydzielająca się przy tym energia czyni wnętrze gwiazdy skrajnie gorącym. Ta energia odprowadzana jest z powierzchni gwiazdy w postać światła i ciepła.
Gaz tworzony w gwieździe ma tendencję do rozszerzania się, zdolny jest do utrzymania na sobie jej masy, zapobiegając dalszemu zagęszczaniu.
Taka sytuacja trwa tak długa, jak długo we wnętrzu gwiazdy jest wystarczająco dużo wodoru. Z chwilą wyczerpania się jego zasobów gwiazda ze stadium dojrzałego przechodzi w okres starości.
Ile czasu jeszcze upłynie, nim Słońce doświadczy takich zmian i wygaśnie?
Biorąc pod uwagę zasoby wodoru na Słońcu i temp, w jakim są zużywane, można sądzić, że wystarczy ich na 10 miliardów lat. Słońce jest gwiazdą w średnim wieku, powstało ok. 5 miliardów lat temu. Będzie więc świecić równie jasno przez dalsze 5 miliardów lat.
Przeciwnie dzieje się z innymi gwiazdami - istnieją znacznie krócej. Czas życia zależy od ich masy czyli ilości zgromadzonej materii. Im większa masa substancji, tym gęstsze i gorętsze jest jej jądro. Im gwiazda jest cieplejsza, tym jaśniej błyszczy błękitnym blaskiem. Niebiesko świecące gwiazdy zużywają cały zapas wodoru w ciągu kilku milionów lat, nieporównywalnie szybciej niż Słońce. Stąd wiemy, że jasne, niebiesko świecące gwiazdy - jak Plejady - są młode.
Olbrzymy
Dojrzałe stadium życia gwiazdy kończy się z chwilą wyczerpania wodoru w jej jądrze. Zużyła cały zasób energii, która dotąd zapewniała jej stabilność. Jądro gwiazdy nie jest już w stanie udźwignąć reszty masy i poczyna się kurczyć. Gęstnieje, a temu towarzyszy wzrost temperatury, który wyzwala reakcję jądrowe w warstwach okalających jądro. Energia wydzielana w tych warstwach powoduje, że rozszerzają się i stygną. Gwiazda "puchnie" i przybiera czerwoną barwę. Nazywamy ją wtedy czerwonym olbrzymem.
Typowy czerwony olbrzym jest około 100 razy większy od Słońca. Kiedy ono, za ok. 5 miliardów lat, zamieni się w czerwonego olbrzyma, rozrośnie się tak znacznie, że być może pochłonie najbliżej leżące planety: Merkurego, Wenus i prawdopodobnie Ziemię.
Wiele czerwonych olbrzymów zmienia okresowo swą jasność. Dzieje się tak, ponieważ rytmicznie kurczą się i rozszerzają. Nazywamy je zmiennymi.
Jak umierają gwiazdy
Wiele gwiazd przez większość okresu starości trwa jako czerwone olbrzymy. Ich jądra zbudowane są z bardzo gorącego i ściśniętego helu. Kiedy temperatura w centrum gwiazdy osiągnie 200 milionów stopnie, helowe jądro rozpoczyna reagować.
W następstwie nowych procesów jądrowych powstają cięższe pierwiastki: węgiel, azot i tlen. Energia wytwarzana w tych procesach chwilowo powstrzymuje kurczenie się gwiazdy.
Otoczka gwiazdy poszerza się tak znacznie, że w konsekwencji najbardziej zewnętrzne warstwy uwalniane są w formie wodorowej "bańki". Ów wyrzucony gaz tworzy ,mgławicę planetarną. Nazwa wiąże się z jej kształtem, widocznym przez teleskop: jest to dysk podobny trochę do planety.
Najbardziej efektywnym przykładem mgławicy planetarnej jest Mgławica Pierścieniowa w gwiazdozbiorze Lity (Lutni). Uwolniony pęcherz gazu jawi się jako pierścień, ponieważ widać tylko jego krawędzie.
W centrum mgławicy planetarnej zawsze jest niebiesko-biała gwiazda. To dawne jądro bardzo skurczonego i rozgrzanego czerwonego olbrzyma, pozbawione utraconej otoczki. Takie gwiazdy nazywamy białymi karłami. Mają mniej więcej tę samą masę co Słońce, ale rozmiary takie jak Ziemia. Cechują się bardzo duża gęstością, tysiące razy większą niż woda.
Słońce, i wszystkie inne gwiazdy o podobnej masie, kończą życie jako białe karły. Nie rozwijają się już dalej. Poczynają stygnąć, by po miliardach lat przekształcić się w ciemne (czerwone) karły.
Supernowe
Nie wszystkie gwiazdy obumierają spokojnie, jako białe karły. Te wielkie , zawierające dużo więcej materii niż Słońce, demonstrują bardziej złożoną ewolucję i kończą żywot w widowiskowy sposób.
Jądra takich gwiazd są tak bardzo ściśnięte i gorące, że zachodzą tam bardziej złożone reakcje jądrowe. Po zużyciu zapasów wodoru jądro zagęszcza się, wzrasta w nim temperatura, umożliwiając rozpoczęcie reakcji jądrowych angażujących atomy węgla. W rezultacie powstają jeszcze cięższe pierwiastki. Po wyczerpaniu się zasobów węgla, cały cykl rozpoczyna się ponownie, obejmując kolejne pierwiastki.
Te różne fazy następują szybko po sobie, gdyż kolejne reakcje atomowe produkują coraz mniej energii, jądro się zapada i cała gwiazda wybucha w jednym wielkim niewyobrażalnym "bum".
Ta eksplozja rozbłyska jaśniejszym światłem niż dało by łącznie 100 milionów Słońc. Nazywamy ją supernową.
Większość materii gwiazdowej rozprasza się w przestrzeni kosmicznej. Powstaje gwałtownie rozszerzająca się mgławica. Mgławica Krab w gwiazdozbiorze Byka jest pozostałością po wybuch supernowej, który zaobserwowali chińscy astronomowie w roku 1054.
Pulsary - gwiazdy neutronowe
W następstwie wybuchu supernowej większość ulega zniszczeniu. Zdarza się jednak, że ocaleje jądro. To, co przetrwa wybuch jest skurczone do rozmiarów jakby gigantycznego jądra atomu. To coś nazywamy gwiazdą neutronową, ponieważ zbudowane jest głównie z neutronów. Ilość tej substancji mieszcząca się na łyżeczce do herbaty ważyła by ponad milion ton. Gwiazda neutronowa zawiera mniej więcej tyle materii co Słońce, ale ma średnicę zaledwie 10 kilometrów.
Nie emituje widzialnego światła, a jedynie fale radiowe (również rodzaj promieniowania elektromagnetycznego, ale dłuższego niż fale świetlne). Gwiazdy te wirują bardzo szybko, a wraz z nimi emitowana przez nie wiązka fal radiowych. Przypomina to latarnię morską. Za każdym razem, gdy wiązka taka trafi s Ziemię, rejestrujemy impuls promieniowania. Stąd nazwa obiektu: pulsar.
Odkrycia pulsarów dokonali przypadkiem dwaj angielscy radioastronomowie w roku 1967. W owym czasie istnienie gwiazd neutronowych zakładała jedynie hipoteza. Do dziś poznaliśmy setki pulsarów istniejących w naszej galaktyce i każdego roku odkrywamy nowe. Astronomowie mają nadzieję, że pewnego dnia uda im się odkryć pulsara, jaki prawdopodobnie powstał w 1987 r. po wybuchu supernowej w Wielkim Obłoku Magellana.
Impulsy pulsara powtarzają się zwykle w czasie krótszym niż sekunda. Im gwiazda starsza, tym wolniej wiruje i impulsy radiowe są rzadsze. Najmłodszym ze znanych pulsarów istnieje w centrum mgławicy Kraba, pozostałości po wybuchu supernowej w roku 1054. Ma on okres 0,033 s, co oznacza, że ta gwiazda neutronowa wykonuje 30 obrotów na sekundę. Ostatnio wykryto jeszcze szybciej wirujące pulsary - 500 razy na sekundę.
Czarne dziury
Co się dzieje, kiedy jądro gwiazdy, np. neutronowej, zawiera niewyobrażalną masę? Zgodnie z zasadami, kiedy nie potrafi unieść własnego ciężaru, powinno kurczyć się, zapadać, zdążając do rozpadu.
Tymczasem, wbrew normalnym procesom notowanym w rozwoju ciał niebieskich, zdarzają się rzeczy zdumiewające. Gwiazda nie rozpada się pod własnym ciężarem. Mniejsza się tylko jej średnica w miarę wzrostu gęstości. Nie znamy niczego w przyrodzie, co byłoby zdolne wytrzymać tak wielką siłę grawitacji.
Jak kończy się ten proces? Zastanawiające, ale można rzec, że nigdy się nie kończy. Kiedy siła grawitacji niepomiernie wzrasta, znaczenia nabiera zjawisko przewidziane przez teorię względności, szczególnie kurczenie się czasu. Obserwujemy nieustanne zwalnianie procesów, ale dokonuje się ono w taki sposób, że nigdy nie ujrzymy ich końca. Zgodnie z teorią, występuje jeszcze jeden ciekawy efekt. W pewnym momencie siła grawitacji jest tak olbrzymia, że uniemożliwia światłu kurczącej się gwiazdy wydostanie się na zewnątrz, Skoro tak, to powstała czarna dziura.
Nigdy jeszcze nie zaobserwowano czarnych dziur, przekonani jednak jesteśmy o ich istnieniu. Jeżeli w układzie gwiazd podwójnych, pozostających w bliskim sąsiedztwie, jedna jest czarną dziurą, a druga olbrzymem, to część materii olbrzyma będzie przechwytywana przez czarną dziurę. Materia zacznie przemieszczać się ku owej dziurze, odpowiednio się ogrzewać i emitować promieniowanie rentgenowskie.
Pochodzenie pierwiastków
W przyrodzie występuje około 100 pierwiastków chemicznych - bądź w stanie czystym, bądź jako składniki atmosfery, oceanów lub skorupy ziemskiej. Azot znajdujemy w powietrzu, tlen w wodzie morskiej, krzem w skałach, węgiel w żywych organizmach.
Wszystkie istniejące pierwiastki chemiczne, poza wodorem i helem, pochodzą z wnętrza gwiazd. Zostały wyrzucone w przestrzeń kosmiczną podczas wybuchu supernowych, wzbogacając w ten sposób materię międzygwiazdową. Po pewnym czasie z tej wzbogaconej materii tworzą się nowe gwiazdy, zawierające już składniki bardziej złożone od helu. Taka materia też mogła się stać zaczątkiem planet utworzonych przez gwiazdy.
Wszystkie pierwiastki na ziemi, ni będąc wodorem i helem, pochodzą od gwiazd, nawet atomu budujące organizmy w tym nas samych. Tak! Substancja tworząca nasze ciało pochodzi z wnętrza gwiazdy.