Galaktyki
Spójrzcie na niebo dzisiejszej nocy. Jeśli nie będzie przesłonięte chmurami, dostrzeżecie mniej lub bardziej jednolity kobierzec gwiazd. Każda część firmamentu wydawać się będzie jednolicie usiana gwiazdami. Jest to jednak tylko złudzenie. Spojrzenie przez teleskop lub choćby jedynie przez lornetkę ujawni, że gwiazdy tworzą skupiska zwane gromadami. Często kształtem przypominają piłkę, dlatego nazwano je gromadami kulistymi. Te pozornie blisko siebie leżące miliony gwiazd tworzące gromadę kulistą zaliczane są do starych, świecących czerwonawym blaskiem.
W ciemną noc, kiedy niebo jest czyste, daje się na nim dostrzec niewyraźną białą wstęgę, rozciągającą się od horyzontu do horyzontu. Nazwano ją Drogą Mleczną. Jej delikatna, ledwie dostrzegalna poświata powodowana jest przez wielkie nagromadzenie słabo świecących gwiazd niedostrzegalnych gołym okiem. Informację tę zawdzięczamy Galileuszowi, który jako pierwszy przyglądał się przez teleskop Drodze Mlecznej.
Gwiazdy — jak już wspomniano — nie są rozproszone równomiernie po niebie. Przeciwnie, zdają się skupiać, tworząc układ przypominający kształtem dysk, w którego obrębie znalazły się Słońce i Układ Słoneczny. Obserwując nieboskłon w kierunku prostopadłym do dłuższej osi owego dysku dostrzeżecie stosunkowo mało gwiazd. Kiedy jednak oś obserwacji będzie zgodna z płaszczyzną dysku, wtedy zaobserwuje się ich wielkie nagromadzenie. Ów świetlisty pas nosi właśnie nazwę Drogi Mlecznej.
Gromady kuliste tworzą stare, czerwone, ciasno skupione gwiazdy. Już niewielki teleskop pozwoli dostrzec najjaśniejsze gromady kuliste. Wiele z nich leży po stronie gwiazdozbioru Strzelca, który w Polsce widoczny jest tylko latem .
Droga Mleczna jest niewyraźną, białawą wstęgą utworzoną przez światło pochodzące od wielkiej liczby odległych gwiazd niewidocznych gołym okiem. Owo świetliste pasmo rozciąga się przez cały nieboskłon. Na półkuli północnej przecina ono gwiazdozbiory Kasjopei i Łabędzia, na południowej — Strzelca i Krzyż Południa. Nagromadzenie gwiazd w tej wstędze wskazuje, że uformowały one system w kształcie dysku, obejmujący nasze Słońce i Układ Słoneczny.
Z obserwacji Drogi Mlecznej możemy wydedukować, że Słońce, a zatem i jego układ planetarny, należą do systemu mającego kształt dysku, uformowanego przez wielką liczbę gwiazd. Ów system nazywamy galaktyką. Nasza galaktyka, lub po prostu Galaktyka pisana z dużej litery, ochrzczona została mianem Drogi Mlecznej, tym samym, które nadano świetlistemu pasmu, które obserwujemy na niebie. Wyrażając się precyzyjniej powiadamy, że Słońce należy do Galaktyki lub Układu Drogi Mlecznej. Jest w niej jedną z setek miliardów gwiazd.
Większość gwiazd naszej galaktyki skupiona jest w szerokim, płaskim obszarze zwanym dyskiem galaktycznym. Słońce znajduje się z dala od jego centrum, mniej więcej w odległości 30.000 lat świetlnych, blisko krawędzi galaktycznego dysku. Z Układu Słonecznego daje się dostrzec jedynie najbliżej leżące gwiazdy, ponieważ obłoki materii międzygwiazdowej skutecznie pochłaniają światło, uniemożliwiając zaobserwowanie jasnego centrum galaktyki.
Gwiazdy tworzące dysk krążą po mniej lub bardziej kolistych orbitach wokół centrum galaktyki. Słońcu na przykład potrzeba aż 220 milionów lat na wykonanie pełnego obrotu wokół Galaktyki. Od chwili powstania nasza gwiazda wykonała ponad 20 takich galaktycznych podróży.
Nasza galaktyka przypomina wyglądem spiralę. Gwiazdy powstają w ramionach tej spirali.
Układ Drogi Mlecznej poza emitowaniem światła widzialnego wypromieniowuje także fale radiowe, szczególnie intensywne wzdłuż dłuższej osi dysku galaktycznego.
Wielkie nagromadzenie gwiazd i obłoków gazu oraz pyłu stworzyło dysk naszej galaktyki — Drogę Mleczną.
Dysk Drogi Mlecznej ma średnicę ponad 100 000 lat świetlnych. W środku dysku znajduje się tak zwane zagęszczenie centralne lub inaczej jądro, stanowiące centrum Galaktyki. Dysk galaktyczny przybrał formę spirali, którą jednak trudno dostrzec znajdując się wewnątrz Układu Drogi Mlecznej. Spirala ma prawdo podobnie 4 ramiona wychodzące z jądra. Występuje w nich wielkie nagromadzenie młodych gwiazd. Słońce także znajduje się w jednym z takich spiralnych ramion.
Gwiazdy w dysku galaktycznym są stosunkowo młode, ponieważ w tej części Galaktyki — w jej spiralnych ramionach — nieustannie powstają nowe gwiazdy. Tworzą się z materii istniejącej w przestrzeni, głównie wodoru i małych cząstek pyłu. Jednak około 10% materii w Galaktyce nie bierze udziału w formowaniu gwiazd, istnieje w formie materii międzygwiazdowej.
To za sprawą wspomnianych gazów i pyłów zawieszonych w przestrzeni nie udaje się nam obserwować gwiazd leżących dalej niż kilka tysięcy lat świetlnych od Ziemi. Pył pochłania większość światła widzialnego i uniemożliwia, na przykład, swobodny wgląd w centrum Galaktyki.
W normalnych warunkach nie daje się natomiast dostrzec gazu międzygwiazdowego. Kiedy jednak zostanie ogrzany promieniowaniem jasnej gwiazdy, zaczyna emitować różowe światło, charakterystyczne dla wodoru. Lśniący gaz tworzy mgławice, w których znajdują się młode, jasne gwiazdy, dzięki których energii zaczął sam świecić.
Obszar wokół gwiazdy Rho Ophiuci charakteryzuje wielkie bogactwo rozmaitych typów mgławic. Obserwujemy tam ciemną mgławicę utworzoną z pyłu, który pochłania światło gwiazd leżących poza nią; rozmaite niebiesko zabarwione mgławice odbijają światło gwiazd; gorące mgławice gazowe mają charakterystyczne różowe zabarwienie. Jest tam też gromada kulista, w której powstają nowe gwiazdy.
Co znajduje się poza Drogą Mleczną? Przez wiele lat sądzono, że nic, pustka, że Galaktyka, czyli Droga Mleczna, jest całym Wszechświatem.
Wiedziano jednak, że rozmaite mgławicowe obiekty dostrzegane na firmamencie mają zdumiewające, spiralne kształty. Najbardziej znany leżał w gwiazdozbiorze Andromedy. Niektórzy astronomowie zaczęli nawet podejrzewać, że ów mgławicowy twór może być galaktyką podobną do naszej, bardzo, bardzo jednak oddaloną.
Teleskop na Mount Palomar stał się dla uczonych narzędziem umożliwiającym bliższe poznanie tego zamglonego obiektu w gwiazdozbiorze Andromedy. Okazało się, że jest on rzeczywiście galaktyką położoną w odległości 2 milionów lat świetlnych od Ziemi. Dziś wiemy, że we Wszechświecie, w zasięgu naszych obserwacji, istnieje około biliona galaktyk! Każda mniej lub bardziej przypomina naszą Drogę Mleczną i zbudowana jest z miliardów, miliardów gwiazd!
Obłoki Magellana są dwiema małymi galaktykami, jakby “satelitami" naszej Drogi Mlecznej (stąd nazwa galaktyki satelitarne).
Grupa galaktyk znajdujących się najbliżej Drogi Mlecznej zwana jest Układem Lokalnym.
Mgławica Andromedy jest w rzeczywistości dużą, spiralną galaktyką, podobną do naszej Drogi Mlecznej, leżącą stosunkowo blisko. Oprócz niej w sąsiedztwie Układu Drogi Mlecznej istnieje kilka innych galaktyk, które razem tworzą Układ Lokalny. Jego dwaj najważniejsi członkowie, to Droga Mleczna i Andromeda — wielkie spiralne galaktyki. Pozostałe są dużo mniejsze, a dały się zaobserwować jedynie dzięki położeniu w “niewielkiej" odległości.
Nie możemy przyjrzeć się Galaktyce z zewnątrz, trudno więc orzec, jak dokładnie wygląda. Wiemy jednak, że jest podobna do galaktyki Andromedy, będącej tworem spiralnym. Dalece nie wszystkie galaktyki przypominają Andromedę. Obłoki Magellana na przykład są galaktykami niewielkimi, nieregularnie ukształtowanymi, bez jakiejś szczególnej formy.
Wiele innych galaktyk przybrało kształt owalny. Nazywamy je eliptycznymi. Brak im ramion, tak charakterystycznych dla galaktyk spiralnych. Ich gwiazdy tworzą kształtny owal, zwykle świecą na czerwono, są więc stare.
Galaktyki eliptyczne, jako całość, nie wirują, choć budujące je gwiazdy przemieszczają się po wydłużonych orbitach wokół centrum galaktyki. Galaktyki tego typu wydają się być stare i wysoce zorganizowane, nic jednak nie wiemy o ich pochodzeniu.
Galaktyki spiralne wyraźnie odróżniają się od eliptycznych. Gwiazdy budujące taką spiralę są jaśniejsze i ułożone na kształt płaskiego dysku, posiadającego kilka ramion, jakby na podobieństwo kołowrotka. Ramiona te mogą wychodzić wprost z jądra galaktyki lub z krótkiej poprzeczki figurującej w jej centrum. W tym drugim przypadku mamy do czynienia z galaktyką spiralną z poprzeczką.
Galaktyki dają się pod względem kształtu zaklasyfikować do rozmaitych grup. Naukowy podział obejmuje: galaktyki eliptyczne, spiralne zamknięte, spiralne otwarte, spiralne z poprzeczką zamknięte i spiralne z poprzeczką otwarte.
Galaktyki eliptyczne mają kształt owalny. Gwiazdy w galaktykach spiralnych są zgrupowane w płaskim dysku, posiadającym kilka spiralnie zwiniętych ramion, w których nieustannie trwają procesy powstawania nowych gwiazd z materii międzygwiazdowej, głównie gazu i pyłu. Galaktyki spiralne wirują wokół swego centrum, jednak nie w jednakowy sposób: gwiazdy bliskie środka poruszają się szybciej niż te położone na peryferiach.
Astronomowie powiadają, że jak na warunki kosmiczne galaktyki położone są stosunkowo blisko siebie. Na przykład nasza Droga Mleczna ma średnicę około 100 000 lat świetlnych, blisko zaś spokrewniona z nią galaktyka Andromedy leży w odległości zaledwie 20 razy większej, tj. 2 000 000 lat świetlnych. Obłoki Magellana leżą jeszcze bliżej. Można więc rzec, że niektóre z nieodległych galaktyk “prawie się dotykają". Dla porównania: gwiazdy budujące galaktyki — w stosunku do własnej wielkości — są od siebie bardzo, bardzo oddalone.
Nic zatem dziwnego, że galaktyki się często zderzają. Co więcej, wcale nie musi dojść do zderzenia, by galaktyki wzajemnie się zmieniały. Mogą na siebie oddziaływać za sprawą grawitacji. Niektórzy astronomowie są nawet przekonani, że spiralne ramiona charakteryzujące wiele galaktyk są właśnie wynikiem zakłóceń grawitacyjnych, powodowanych przez inne galaktyki. Galaktyki cechuje skłonność do skupiania się w grupy. W ten sposób powstają tak zwane gromady galaktyk. Taką gromadą jest na przykład Układ Lokalny, obejmujący Drogę Mleczną. Czasem za sprawą grawitacji gromady tak zbliżają się do siebie, że powstają ogromne supergromady, największe struktury, jakie kiedykolwiek istniały we Wszechświecie.
Do zderzenia galaktyk dochodzi wtedy, gdy zbliżą się na tyle blisko, by ulec wzajemnemu oddziaływaniu grawitacyjnemu.
Z chwilą rozpoczęcia takiego oddziaływania, gwiazdy położone na peryferiach galaktyk zostają z nich “wyrwane".
Oddalają się po zakrzywionym torze na znaczne odległości od macierzystych galaktyk.
W rezultacie pasma takie wychodzące z obu galaktyk upodobniają się do ramion przyklejonych z zewnątrz do jąder galaktyk.
Kiedy dwie galaktyki zbliżą się do siebie, to za sprawą przyciągania ich wygląd może ulec drastycznemu przeobrażeniu. Wiele galaktyk ma dziwaczne, pierścieniopodobne kształty lub długie ramiona, będące następstwem zderzenia. Ponieważ gwiazdy w galaktykach są bardzo oddalone, przeto same galaktyki mogą wzajemnie przez siebie przeniknąć bez jakichkolwiek gwiezdnych zderzeń.
Spoglądając na niebo nieuzbrojonymi oczyma, dostrzegamy na nocnym firmamencie głównie gwiazdy leżące “w pobliżu" naszej galaktyki. Dzięki jednak temu, że dwa z widocznych świetlistych punktów (Obłoki Magellana, łatwo zauważalne na półkuli południowej, oraz galaktyka Andromedy widoczna na półkuli północnej) leżą bardzo daleko wiemy, że Wszechświat nie kończy się na Drodze Mlecznej. Oba wymienione obiekty należą do licznego grona galaktyk, jakie odkryto poza Drogą Mleczną. Jak zatem wielki jest Wszechświat, jeśli dać wiarę przypuszczeniom wielu astronomów, zakładającym, że istnieje około 100 miliardów galaktyk, z których każda przeciętnie liczy 100 miliardów gwiazd?
Trudno odpowiadać na pytania dotyczące Wszechświata, mamy bowiem ograniczone możliwości obserwacji. Na przykład nigdy nie możemy się mu przyjrzeć z zewnątrz. Niektóre z naukowych poglądów głoszą, że Wszechświat to cała istniejąca materia, cała istniejąca przestrzeń, wszystek czas. Według innych opinii “nasz" Wszechświat jest cząstką czegoś większego, a zatem być może istnieje inny wszechświat oddzielony od tego, co uda się nam kiedykolwiek zaobserwować.
Koncepcja zakładająca istnienie innych wszechświatów jest wynikiem badań wydających się wskazywać, że znany Wszechświat miał swój początek w jakimś szczególnym momencie, a jego dzieje kiedyś dobiegną kresu. Sensownym dopasowaniem rzeczywistości do rezultatów obserwacji — nie potrafimy sobie bowiem wyobrazić ani końca czasu, ani granic przestrzeni —jest zdaniem wielu naukowców założenie istnienia czegoś poza granicami naszego Wszechświata.
Gdyby gwiazdy we Wszechświecie były rozproszone jednolicie i nieskończenie w każdym fragmencie nieba, bez jakichkolwiek ciemnych luk, światło dopływałoby z każdego punktu firmamentu. W rezultacie niebo nigdy by nie ciemniało.
Wiemy, że gwiazdy nie są rozmieszczone jednolicie, a Wszechświat zdaje się mieć pewien wiek i rozmiar. Zatem światło emitowane przez gwiazdy z innych, najbardziej odległych galaktyk może nie zdążyć dotrzeć do nas, a to które dotrze zostanie po drodze osłabione.
Wszechświat tworzą wszystkie galaktyki wraz z oddzielającą je przestrzenią. Przeciętna galaktyka, np. Droga Mleczna liczy ponad 100 miliardów gwiazd. Jedną z nich jest Słońce i towarzyszące mu planety.
Zawsze istniały trudności ze zmierzeniem odległości do umieszczonych w przestrzeni obiektów. Łatwo natomiast zmierzyć prędkość, z jaką gwiazdy oraz galaktyki zbliżają się bądź oddalają od nas. Zastanawialiście się zapewne, dlaczego gwizd lokomotywy lub syrena pogotowia zmieniają brzmienie w miarę jak pojazdy te przesuwają się względem nas. Dzieje się tak za sprawą zjawiska Dopplera: częstotliwość fal (inaczej ton dźwięku) zależy od tego jak szybko zbliżają się one bądź oddalają od obserwatora. Kiedy pociąg się zbliża, gwizd lokomotywy ma wysokie brzmienie, z chwilą, kiedy pociąg zaczyna się oddalać gwiazd brzmi coraz bardziej basowo.
Podobnie dzieje się ze światłem — jego barwę można tu porównać z wysokością sygnału dźwiękowego. Na początku wieku astronomowie określili barwę (widma) niektórych galaktyk. Ku wielkiemu zdumieniu odkryli, że prawie wszystkie z nich (wyjątki są nieliczne), oddalają się od nas, czego dowodzi poczerwienienie ich światła. Zjawisko to znane jest jako przesunięcie widm galaktyk ku czerwieni. Prędkość oddalania się (ucieczki) galaktyk jest ogromna, tym większa, im są one odleglejsze. Na przykład galaktyka położona w odległości miliona lat świetlnych oddala się od nas z prędkością 200 km/s, ta zaś leżąca dwa razy dalej — z prędkością dwukrotnie większą. To interesujące zjawisko nosi nazwę prawa Hubble'a , od nazwiska jego odkrywcy, astronoma Edwina Hubble'a.
Wszystkie galaktyki zdają się oddalać od nas, ponieważ cały Wszechświat staje się większy, rozszerza się.
Jeśli zwiększa się odległość między galaktykami, obserwator w dowolnym miejscu we Wszechświecie odnotuje, że oddalają się od niego.
Zgodnie ze zjawiskiem Dopplera, światło obiektu zbliżającego się do obserwatora jest coraz bardziej niebieskawe, natomiast oddalającego się — coraz bardziej czerwonawe.
Wszechświat się rozszerza. Galaktyki oddalają się od siebie nieustannie. W związku z tym postrzegamy, że wszystkie umykają od nas; im dalej są położone, tym większa jest prędkość owej ucieczki. Zasada ta nosi nazwę prawa Hubble'a.
Wiemy o tym, że Wszechświat nieustannie się rozszerza: galaktyki coraz bardziej odsuwają się od siebie z mniejszą lub większą prędkością, zależnie od wzajemnej odległości. Wyliczono, że owa szybkość oddalania się galaktyk wzrasta przeciętnie o 50 km/s przy każdym powiększeniu odległości między nimi o kolejny milion lat świetlnych. Jest to tzw. stała Hubble'a.
Jak zatem wyglądał Wszechświat u zarania dziejów? Większość astronomów sądzi, że galaktyki musiały być bardziej skupione niż to obserwujemy dziś. Jeśli cofniemy się w czasie około 15 miliardów lat, możemy sobie wyobrazić, że wszystkie galaktyki i cała zawarta między nimi materia były ściśnięte w jedną, potężną ognistą kulę.
Wszechświat, bardzo gęsty u swych początków, znajdował się w stanie gwałtownego wzrostu, który doprowadził do wybuchu. Niektóre “odłamki" się skupiły i jako galaktyki wędrują coraz dalej i dalej. Taki właśnie Wszechświat znamy dzisiaj.
Pogląd głoszący, że Wszechświat zapoczątkowany został niewyobrażalnie wielką eksplozją popularnie zwany jest teorią Wielkiego Wybuchu. Zgodnie z nią obecny Wszechświat jest już nieco chłodniejszy, a prędkość jego ekspansji zmalała. Potrafimy to zmierzyć, korzystając z przesunięcia widm galaktyk ku czerwieni.
Promieniowanie, jakie dociera do nas w następstwie Wielkiego Wybuchu ma dziś mniejszą temperaturę. Traci swą energię w miarę rozszerzania się Wszechświata.
Satelita COBE mierżący ciepło wydzielone podczas wielkiej eksplozji, docierające do nas z każdego miejsca przestrzeni kosmicznej.
Wszechświat powstał mniej więcej 15 miliardów lat temu w następstwie gigantycznej eksplozji, zwanej “Wielkim Wybuchem". Początkowo rozszerzał się bardzo gwałtownie i równie szybko ochładzał. Promieniowanie, jakie wówczas wypełniło Wszechświat potrafimy dziś zmierzyć, nazywając je promieniowaniem tła. Z chwilą powstania galaktyk, Wszechświat przybrał formę zbliżoną do dzisiejszej, charakteryzującą się oddalaniem galaktyk z umiarkowaną prędkością.
Im dalej znajduje się obiekt, tym więcej czasu potrzebuje jego światło by do nas dotrzeć. Tym samym jednak oznacza to, że wglądając coraz głębiej w Kosmos cofamy się w czasie. Na przykład galaktykę oddaloną o miliard lat świetlnych postrzegamy tak, jak wyglądała przed miliardem lat, tyle bowiem zajęło światłu przez nią wyemitowanemu dotarcie do Ziemi. Dzięki temu obserwacje najdalej położonych galaktyk dają sposobność obejrzenia przeszłego obrazu Wszechświata.
Jakie są te młode galaktyki, powstałe wkrótce po początku Wszechświata? Czy różnią się istotnie od swych siostrzyc w średnim wieku, takich jak Droga Mleczna lub jej najbliższe sąsiadki? Aby odpowiedzieć na to pytanie, należy przyjrzeć się najdalszym ze znanych galaktyk.
W roku 1963 stwierdzono, że tzw. kwazary oddalają się od nas z szybkością w przybliżeniu równą 1/3 prędkości światła. Zgodnie z prawem Hubble'a, obiekt uciekający tak szybko musiał się znajdować w odległości około 5 miliardów lat świetlnych, a więc znacznie dalej niż jakkolwiek znana wówczas galaktyka! Dziś znamy więcej kwazarów położonych jeszcze dalej, w pobliżu najodleglejszych rubieży Wszechświata, jakie potrafimy jeszcze obserwować. Kwazary to właśnie młode galaktyki uformowane wkrótce po powstaniu Wszechświata. Cechuje je — w porównaniu ze zwykłymi galaktykami — znacznie jaśniejsze jądro.
W jądrze kwazara znajduje się bardzo gęsty obiekt, prawdopodobnie czarna dziura, charakteryzowana tak wiką siłą grawitacji, że wręcz wsysa materie galaktyki. Z jądra wydostają się jedynie strumienie elektronów o wysokiej energii.
Promieniowanie emitowane przez kwazara może na przestrzeni kilku miesięcy ulegać znacznym zmianom.
Kwazary mają bardzo jasne jądra, dzięki czemu potrafimy je dostrzec z tak wielkiej odległości. W obrębie tego świetlistego jądra zachodzą zmiany, których do końca nie rozumiemy, a które wyzwalają olbrzymie ilości energii emitowanej w przestrzeń kosmiczną zarówno w formie światła, jak i fal radiowych. Wiele z kwazarów znamy właśnie jako potężne źródła sygnałów radiowych.
W pierwszych chwilach po Wielkim Wybuchu Wszechświat rozszerzał się z wielką prędkością. Obecnie jest ona już znacznie mniejsza. Dlaczego tak się stało?
Odpowiedzialna za to jest grawitacja. Galaktyki bowiem wzajemnie się przyciągają, a siła ta była większa, kiedy leżały stosunkowo niedaleko od siebie. Dziś, gdy odległości międzygalaktyczne niepomiernie wzrosły, owo wzajemne przyciąganie osłabło, zatem i mniejsza jest prędkość rozszerzania się Wszechświata.
Czemu interesujemy się spowolnieniem ekspansji Wszechświata? Otóż jego przyszłość zależy właśnie od przebiegu tego zjawiska. Zdaniem naukowców przyszły bieg wydarzeń może mieć dwojaki charakter.
Możliwe, że ekspansja Wszechświata, choć coraz wolniejsza, nigdy nie ustanie. Jego wygląd przez kolejne miliardy lat zmieniał się będzie w niewielkim stopniu. Później, w miarę umierania kolejnych galaktyk i nie powstawania nowych gwiazd, będzie coraz słabszy i chłodniejszy. Taki Wszechświat nazwano mianem otwartego.
Z drugiej strony jest też możliwe, że siła grawitacji będzie na tyle silna, by w pewnym momencie powstrzymać rozszerzanie się Wszechświata. Po wielu miliardach lat osiągnie swe największe rozmiary, a następnie zacznie się kurczyć coraz szybciej i szybciej, by w końcu zakończyć istnienie wielką implozją. Taki Wszechświat przyjęto nazywać zamkniętym.
Przyszłość Wszechświata zależy od siły przyciągania. Jeśli zatem we Wszechświecie istnieje wystarczająca ilość materii, również wystarczająco duża będzie grawitacja, by powstrzymać jego ekspansję. Większość naukowców jednak sądzi, że rozszerzanie się Wszechświata nigdy nie ustanie. Aby zaczął się w przyszłości kurczyć, musiałby zawierać 10 razy więcej materii niż wynika z obecnych obliczeń. Nie można jednak wykluczyć, że w przestrzeni istnieją duże ilości nieodkrytej jeszcze czarnej materii.
O ile nie można mieć pewności co do przyszłości Wszechświata, o tyle przyszłość Ziemi jest jednoznacznie określona przez Słońce. W ciągu 5 miliardów lat wypali ono cały wodór zawarty w jądrze, a następnie zacznie się powiększać, by zamienić w czerwonego olbrzyma. Widziane wtedy z Ziemi będzie zajmowało wielką część nieboskłonu. Nadmierne ilości ciepła sprawią, że wyparują oceany i zniknie atmosfera ziemska. Oznaczać to będzie koniec Ziemi jako zamieszkanej planety.
Gwiazdy
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
Wyszukiwarka
Podobne podstrony:
Galaktyki - fizyka, NAUKA
Epidemiologia jako nauka podstawowe założenia
Nauka chodu
socjologia jako nauka
NAUKA O ORGANIZACJI(1)
Prezentacja Nauka o polityce zaj 3
NAUKA WPŁYWANIA
Prezentacja Nauka o polityce zaj 4
galaktyka
prezentacja Nauka i kultura
Dydaktyka jako nauka podstawowe informacje
Nauka pisania 05
Praktyczna Nauka Języka Rosyjskiego Technologia4
więcej podobnych podstron