Poprzednia strona Spis treści Nastepna strona   58
          

Adrian "Pellaeon" Szumowski


Większość najpoważniejszych produkcji z dziedziny fantastyki naukowej dzieje się, lub rychło przenosi na inne światy: Gwiezdne Wojny, Gwiezdne Wrota, Gwiezdna Wędrówka, tudzież Gwiezdna Eskadra (w oryginale „Space Above and Beyond”) lub setki innych. Lecz czym właściwie są te Gwiazdy, ku którym miliony ludzi, co noc podnoszą oczy, lub nie wysilając się zbytnio oglądają na ekranie telewizora?



Jak to się zaczęło? Galaktyki
Odpowiedź jest niestety prosta: dokładnie nie wiadomo. Choć naukowcy praktycznie od zarania dziejów zajmują się tym problemem, to do dzisiaj ich wyniki przypominają mniej więcej powieść spod znaku Lucas Art., niż poważne naukowe opracowania. Niemniej jednak, choć zapewne jeszcze długo przyjdzie nam błądzić po omacku po wielkim wszechświecie i popełniać gafy, o których gdybyśmy wiedzieli pewnie spłonęlibyśmy ze wstydu, to jednak nomen omen wiemy o kosmosie coraz więcej. I powoli zaczyna się z tego wyłaniać sensowny obraz.

Słońce wygląda zza Księżyca pokazując gorącą chromosferę


Lecz do dziś nie wiadomo skąd to się wszystko wzięło. Wiadomo tylko (a i to nie na pewno), że kiedyś tego nie było. Nagle przełączył się włącznik i powstał wszechświat. Jak i dlaczego? Naukowcy gubią się w coraz to bardziej fantazyjnych wyjaśnieniach tego fenomenu, przebąkując coś o fluktuacjach próżni, teorii hiperinflacji, wielkiej teorii unifikacji, czy czegoś tam jeszcze. Nie brakuje też takich, którzy upraszczają to wszystko do słów „Stań się!” z Księgi Rodzaju. Faktem pozostaje, że promieniowanie tła wynosi ok. 3 stopni Kelvina i kiedyś mogła być wyższe. A czy była czy nie, kto to może wiedzieć?

Nie od razu też w naszym wszechświecie pojawiły się gwiazdy. Przez wiele wiele lat po Wielkim Wybuchu (tak się nazywa obecnie najpopularniejsza teoria dotycząca powstania wszechświata) działy się różne dziwne rzeczy, jak hiperinflacja. Ok. 2 mld lat po powstaniu, kosmos zaczął tracić konsystencję jednorodnej masy gazu. Zaczęły się formować struny materii otoczone pustką. Były to protogalaktyki. Dlaczego tak się stało i dlaczego akurat struny? Nie wiadomo. Może gaz nie był jednorodnie rozmieszczony? Może.

Ciekawe z czym zderzyła się fala uderzeniowa z tej supernowej. Dodajmy, że z prędkościami rzędu 60.000.000 km/h


Faktem jest, że później proces ten się nie zakończył. W protogalaktykach postępował on nadal. Gaz się zagęszczał coraz bardziej, aż w końcu ciśnienie we wnętrzu tzw. globul Boka umożliwiło fuzję zjonizowanych atomów wodoru (czyli protonów). I tak powstały gwiazdy. Chyba. Gwiazdy zaczęły świecić, a pozostały gaz rozpraszał się, niesiony silnym promieniowaniem, aby zacząć zagęszczać się w innych rejonach wszechświata. Proces ten zaczął się w centrum galaktyk postępując ku ich rejonom zewnętrznym i trwa do dziś.

Po lewej aktywność Słońca w 1997, po prawej zdjęcie z 1998


A dziś te struny materii przekształciły się w supergomady galaktyk, które grupują z kolei ich gromady, które skupiają już pojedyncze galaktyki. Nasza galaktyka, która otrzymała swojskie miano Drogi Mlecznej należy do niewielkiej gromadki zwanej Grupą Lokalną. Należą do niej 3 większych galaktyk spiralnych, które niejako nad całym stadkiem dominują. Oprócz naszej są to: nieco większa M 31 zwana także NGC 224 lub bardziej zrozumiale – Wielką Mgławicą w Andromedzie i dużo mniejsza M 33 lub NGC 598 – Mgławica w Trójkącie. Oprócz tego ok. 25 innych małych, słabiutkich galaktyk w większości eliptycznych. I nadal nie wiadomo czy na tym koniec. Należy pamiętać, że galaktyka galaktyce nie jest równa: dzielą się one na dwa rodzaje: spiralne i eliptyczne; i wiele różnych podrodzajów. Dla przykładu: galaktyki spiralne dzielą się na te o jądrze owalnym, które oznacza się literką S, lub na te o jądrze wrzecionowatym, której ramiona wyrastają z wierzchołków tego wrzeciona o kodzie SB. Dodatkowo w zależności od rozpiętości ramion dodaje się mała litery a, b lub c, niezależnie od kształtu jądra. Za galaktykę wzorcową uważa się typ S0 z ciasno owiniętymi ramionami.

Mgławica Krab, pozostałość po supernowej sprzed 900 lat. W środku jest szybko wirująca gwiazda neutronowa – po naszemu pulsar


Podobnie przedstawia się sytuacja z galaktykami eliptycznymi: od typ E0, który jest niemal kulisty, aż do rodzaju E7, bardzo zbliżonego do wyglądu galaktyk S0. Wszystko, co nie zmieściło się w powyższej klasyfikacji wrzucono do jednego worka galaktyk karłowatych i nieregularnych. Jak już wspomniałem nasza Grupa jest niewielka. Dla porównania Gromada w Pannie, centrum Supergromady Lokalnej liczy jakieś 2500 jasnych galaktyk w środku z wielką galaktyką eliptyczną M 87.

Najsławniejsza mgławica w naszej galaktyce – Koński Łeb


Skąd jednak astronomowie wiedzą o tym, która galaktyka do jakiej należy? Odpowiedź jest teoretycznie prosta: otóż: galaktyki należące do tej samej grupy wykazują przesunięcie ku niebieskiemu, jako że do siebie się zbliżają, a to powoduje skrócenie się długości fali, a właśnie kolor niebieski, a później fiolet i ultrafiolet (poza spektrum światła widzianego) odpowiada krótkim długościom fali świetlnej. Odpowiednio kolor czerwony i podczerwień można uzyskać wydłużając długość fal, najpewniej oddalając galaktykę od obserwatora. O zjawisku tym, zwanym efektem Dopplera, możecie (lub mogliście), drodzy Czytelnicy, więcej dowiedzieć się ze szkolnych podręczników do fizyki. Dlaczego galaktyki podróżują razem, skoro Wszechświat się rozszerza? Nie wiadomo. Wróćmy jednak do przerwanego tematu. Nasza galaktyka liczy sobie około 200 mld gwiazd, zgrupowanych w jądrze i dysku. Oprócz tego wiele innych krąży w gromadach kulistych nad i ponad dyskiem. Są to przede wszystkim wielkie i stare gwiazdy czerwone. Oprócz tego krążą tam tysiące pojedynczych gwiazd i cała masa pyłu i gazu. Planet nie zauważono, ale jakieś wędrujące pewnie by się znalazły. Cała ta kula, o średnicy 100.000 lat świetlnych otaczająca naszą galaktykę nosi nazwą halo. Oprócz tego najprawdopodobniej istnieje wielki kokon z ciemnej materii, której z wiadomych wzglądów nie widać, a która, jak się oblicza stanowi 9-krotność masy samej galaktyki. Droga Mleczna liczy sobie 100.000 lat świetlnych średnicy. Pragnąłbym przypomnieć Czytelnikom, że rok świetlny to baaaaaaaaaaaaardzo dużo kilometrów, coś koło 300.000 km/s x 3600 s x 24 h x 365 dni. Od jednego koniuszka do drugiego, nasza galaktyka liczy sobie jeszcze 100.000 takich odległości. Dysk ma z kolei jedynie ok. 1.000 grubości. Jądro naszej galaktyki liczy sobie 20.000 lat świetlnych średnicy i 3.000 grubości. Nasza Galaktyka wraz z Grupą Lokalną płynie z prędkością 250 km/s w kierunku Gromady w Pannie. Oczywiście oprócz halo i ciemnej materii towarzyszą jej mniejsze galaktyki, swoiste satelity, z których dwa najbliższe to Wielki Obłok Magellana i Mały Obłok Magellan odległe o ok. 170.000 i 200.000 lat świetlnych. Początkowo uznawane były za galaktyki nieregularne, ale astronomowie skłaniają się ku poglądowi, że są to galaktyki typu SB (patrz wyżej). W naszej galaktyce stwierdzono istnienie czterech ramion: Cenaura, Strzelca, Oriona i Perseusza. W ramieniu Oriona, około 30.000 lat świetlnych od centrum istnieje sobie mała niepozorna gwiazdka, która krąży z prędkością 250 km/s wokół centrum Galaktyki, a jej pełny obieg zajmuje 200.000.000 lat. Tak się składa Czytelniku, że zobaczyć ją możesz zawsze, gdy za dnia wyjrzysz za okno.

Wielka Mgławica w Andromedzie – nasz największy galaktyczny sąsiad


Gwiazdy. Skąd się biorą jak żyją, jak umierają
W Galaktykach, oprócz gwiazd, planet i innych ciał niejako z definicji niebieskich istnieją całe połacie gazu, pyłu i wszelkiego rodzaju śmiecia. Często zgrupowane są w tzw. Mgławice. Jest ich całkiem sporo nawet w okolicy Ziemi. Przy czym te widoczne stają się takie tylko dzięki podświetleniu ich przez pobliskie gwiazdy. W nich to powstają wymienione już wcześniej globule Boka, które przyciągają do siebie coraz więcej i więcej okolicznego gazu, aż w końcu ciśnienie i temperatura doprowadzi do „zaskoczenia” fuzji termonuklearnej wewnątrz takiej protogwiazdy, a promieniowanie zmiecie resztki mgławicy, aby, być może zmieszawszy się z innymi powtórzyć proces od początku. Być może też część pyłów i gazów zostanie na orbicie, aby utworzyć planety. Dlaczego raz dzieje się tak, a raz inaczej? Nie wiadomo. Naukowcy wymyślili, pewien warunek, dla przedzierzgnięcia się protogwiazdy w gwiazdę: musi ona posiadać masę równą 8% masy Słońca, inaczej nie powstaną odpowiednie warunki i niedoszła gwiazda skończy jako brązowy karzeł. Sądzi się, że w galaktyce i w halo musi ich być bardzo dużo. Może nawet przesławna X Planeta, to takie coś, co zaplątało się kiedyś w pobliże Słońca. Istnieje także teoria, że Jowisz też jest taką „gwiazdą, której się nie udało”. Kto wie, może? Jeśli jednak poród naszej gwiazdki przebiegnie pomyślnie jest bardzo prawdopodobne, że urodzą się bliźniaczki. Lub lepiej. Takie wieloraczki są ze sobą powiązane na amen. Poruszają się razem, są do siebie podobne, prawdopobnie nawet razem umierają. Najlepszym przykładem takich gromadek mogą być Plejady w gwiazdozbiorze Byka. Najbardziej widowiskową: Szkatuł Klejnotów na niebie południowym (w jej skład wchodzi 50 gwiazd błękitnych i 1 czerwona) – lub NGC 4755 w żargonie astronomów. Możliwe są związki jeszcze ściślejsze. Ocenia się, ze w naszej galaktyce gwiazdy pojedyncze stanowią ok. 50 % populacji. 30% reszty to układy mające więcej niż dwa składniki. Jak zatem widzimy nasza Gwiazda to raczej odludek. Za to najbliższa Ziemi gwiazda, Proxima Centauri, jest częścią układu… potrójnego (dodatkowo Alfa Centauri A i B). A to wszystko w odległości 4,28 roku świetlnego od nas. Dodatkowo, układami wielokrotnymi są: Syriusz (według Dogonów: potrójny, Zachód jeszcze tego nie potwierdził), Procjon, 61 Cygni, Sigma 2398, Groombrigde 34, Kruger 60 i UV Ceti, a to tylko gwiazdy w bezpośrednim sąsiedztwie Ziemi. Jeszcze ciekawiej przedstawia się wnętrze gwiazdy. Zresztą dokładnie nie wiadomo, co tam się dzieje, naukowcy snują teorie za teorią, ale niewiele to wyjaśnia. Nie potrafimy nawet rozwikłać zagadek naszej gwiazdy, a co dopiero innych. Jako ciekawostkę mogę przytoczyć szanownym czytelnikom fakt, że temperatura w jądrze Słońca wydaje się 10% niższa od wymaganej do zachodzenia fuzji. I tak podstawowym procesem wytwarzania energii we wnętrzu gwiazdki jest synteza wodoru w hel. A raczej jąder tych pierwiastków, gdyż na tak znacznej głębokości pierwiastki te tracą wszystkie elektrony i istnieją jako zjonizowana plazma. Ale wracając do tematu. W sprzyjających okolicznościach, tj. w jądrze Słońca dość często dochodzi do zderzeń między różnymi atomami. Jako że najczęściej występuje tam wodór, dominujące są zderzenia proton – proton. Czytelnik może się zdziwić, gdyż jak pamięta pewnie z lekcji chemii, w jądrach pierwiastków, aby były stabilne, musi występować dodatkowo równa lub większa ilość neutronów. Jednak wodór jest pierwiastkiem z wszech miar wyjątkowym. Jest jedynym, którego dominujący izotop – prot zawiera tylko jeden proton, po prostu nie ma co się rozpaść. Istnieją także inny izotopy jak deuter (1 proton i 1 neutron) i tryt (1 proton i 2 neutrony). Ale wróćmy do tematu. Zderzeniu dwóch protonów, aby utworzyły coś trwałego musi towarzyszyć przemiana jednego z nich w cząstkę elektrycznie obojętną. Wszyscy bowiem z fizyki pamiętają, że dwa ładunki dodatnie (lub dwa ujemne) się odpychają. Dlatego też utworzeniu deuteronu (jądro deuteru) towarzyszy emisja neutrino i pozytronu (to samo, co elektron, tylko o ładunku dodatnim). Następnie zderzając się z innym protonem, deuteron tworzy niestabilne jądro helu 3 (2 protony i 1 neutron). Towarzyszy temu emisja fotonu promieniowania gamma. Jądro to jest z definicji nietrwałe, dlatego zderzając się z innym podobnym jądrem tworzy stabilny, normalny hel (2 protony i 2 neutrony), emitując przy okazji zbędne protony, aby zapoczątkowały kolejny etap cyklu. Tak to się dzieje w teorii naukowców. Efektem tego zjawiska jest: powstanie jądra helu, dwóch wolnych protonów, dwóch pozytronów, dwóch neutrino i dwóch fotonów promieniowania gamma. Co się z nimi dzieje? Pozytrony nigdy nie opuszczają jądra Słońca – anihilują się w zderzeniach ze swobodnie krążącymi elektronami. Natomiast neutrina robią to niemal natychmiast: nie mają ładunku, nie mają masy (albo mają ją nieskończenie małą) zatem nic nie stoi im na przeszkodzie. Naukowcy obliczyli, że aby zatrzymać połowę neutrin słonecznych potrzeba płyty ołowianej o grubości kilku ładnych… lat świetlnych. Z fotonami gamma sprawa przedstawia się troszkę inaczej. One muszą dotrzeć do granicy jądra odbijając się od innych cząstek, co zajmuje im kilkadziesiąt tysiącleci potem przez sfery konwekcji (gorący napromieniowany gaz idzie do góry, chłodny z powierzchni do dołu, Czytelnik może się przekonać jak to działa gotując wodę) do powierzchni Słońca, a potem 8 minut sprintu i jesteśmy na Ziemi. Natomiast jądra helu są rezerwuarem paliwa na chwilę, gdy wolnych protonów zaczyna brakować. Zachodzą wtedy procesy syntezy powstałych pierwiastków w jądra jeszcze cięższe. Na przykład w czerwonym olbrzymie, w jaki przekształci się za jakieś 4 mld lat nasze słońce zachodzi proces 3 alfa (cząstka alfa to inna nazwa jąder helu), polegający na przekształceniu 3 atomów helu w atom węgla. Stadium przejściowym jest izotop berylu (4 protony i 4 neutrony), a efektem emisja 2 fotonów. Jeszcze innym procesem jest cykl CNO (węglowo - azotowy) który polega na przyłączaniu do jądra atomu węgla coraz to nowych protonów i tworzeniu kolejnych izotopów azotu i tlenu, aż do rozpadu jądra azotu (7 protonów i 8 neutronów) po kolejnym takim zderzeniu na węgiel i hel. W efekcie z atomu węgla i 4 protonów otrzymujemy: 1 jądro węgla, 1 jądro helu, 2 neutrina, 2 pozytrony i 2 fotony. Procesów tych jest znacznie więcej, aczkolwiek gwieździe „opłaca się” syntezować różne formy pierwiastków tylko do żelaza. Synteza cięższych wymaga większych nakładów energii niż uzyskane. Jeśli większość jądra gwiazdy stanowi żelazo to pora jej umierać. Śmierć gwiazdy jest różna. Czasami ginie w wielkiej eksplozji, czasami powoli gaśnie.
Wszystko zależy od jej masy. I tak gwiazda przeciętna, taka o masie powiedzmy, naszego Słońca, gaśnie ona spokojnie i cicho, bez efektownych fajerwerków. Ot powoli puchnie i rozprasza swe górne warstwy w otaczającej przestrzeni tworząc mgławicę planetarną. W miejscu gdzie była gwiazda pozostaje skurczone, żarzące się jądro, które zapadło się tak bardzo, ze materia w jego wnętrzu nosi miano zdegenerowanej, tj.: całkowicie oddzielone są od jąder ich elektrony. Umożliwia to straszliwie gęste ich upakowanie: znika zasada odmawiająca prawa do istnienia materii gęstszej niż 90 – krotność wody. Ciśnienie wzrasta do około 1 tony/cm3. W jej wnętrzu ustają powoli wszelkie reakcje, aż ten obiekt, zwany białym karłem wypromieniowuje swe ciepło i stanie się zimnym karłem czarnym. Proces ten opisał hindus o wdzięcznym nazwisku: Subrahmanyana Chandrasekhara. Scenariusz ten aktualny dla gwiazd do masy równej 1,4 masie Słońca. Gwiazdy większe, mające większą masę i większe ciśnienie wewnątrz umierają podobnie, choć procesy te znacznie gwałtowniej się kończą.

Obiekty te przy końcu swego króciutkiego żywota (im większa masa gwiazdy tym krótsze życie, tak brzmi nieco brutalna rzeczywistość, tak, więc pamiętajcie zachłanność nie popłaca) zaczynają syntetyzować żelazo i nikiel. Kiedy proces ten się zakończy niemożliwe stanie się utrzymanie chwiejnej równowagi pomiędzy grawitacją a ciśnieniem wypychającym powłoki zewnętrzne na ich miejsce. I tak najpierw zaczęło zapadać się jądro, potem powłoki zewnętrzne, aż do najdalszych warstw. A były one niesamowicie wielkie, gdyż taka gwiazda pod koniec żywota również się rozdyma. Powoduje to tak wielkie ciśnienie, że żelazo rozbija się na lżejsze pierwiastki, a elektrony zostają dosłownie wciśnięte w protony tworząc neutrony. Przy masach dochodzących do ok. 15 mas Słońca proces ten kończy się na tym. Dalsze warstwy odbijają się od jądro składającego się wyłącznie z neutronów i kierują się w przestrzeń. Niby nic takiego, ale przy prędkościach rzędu 0,1 prędkości światła daje to efekt wybuchu. Zjawisko to nosi nazwę supernowej II typu. Efektem jest pozostawienie malutkiego obiektu o wymiarach liczących dziesiątki kilometrów (biały karzeł ma rozmiary zbliżone do ziemskich) ale o gęstości ok. 300.000.000 ton/cm3. Nosi to nazwę gwiazdy neutronowej. Prawdopodobnie składać się może także z innych elementów. Świadczy o tym przede wszystkim obecność pola magnetycznego, które poddane rotacji powoduje efekt pulsara, czyli regularnych sygnałów radiowych. Jako ciekawostkę można przytoczyć fakt, że pierwszy pozasłoneczny układ planetarny liczący trzy planety odkrył właśnie wokół pulsara o sympatycznej nazwie B1257+12 polski astronom – Aleksander Wolszczan do spółki z D. A. Frailem. Układ liczy trzy planety i jest bezsprzecznie martwy. Nadmieńmy jeszcze, że wielkie gwiazdy, degenerują swe jądra ponad poziom gwiazd neutronowych, które stają się… czarnymi dziurami. O nich wiemy tylko tyle, że istnieją. A jak, gdzie i z czego się składają? Nikt tego nie wie, no bo jak zbadać coś, czego ani nie można zobaczyć, ani podsłuchać ani tym bardziej dotknąć lub powąchać. Nie wiadomo, zatem ile tego tałatajstwa jest, co ono robi, czy powstaje tylko z gwiazd, czy może w przestworzach latają stadami mikrodziurki. Podejrzewa się, ze supermasywne czarne dziury podgryzają sobie stare gwiazdy w centrach galaktyk, ale nie jest to pewne. Podejrzewa się, że dziury jeszcze większe tworzą kwazary (nie wiadomo dokładnie co to jest, ale wiadomo, że jest to duże, produkuje dużo energii), ale trudno jest to zweryfikować z odległości 13.000.000 lat świetlnych. Może dlatego czarne dziury są takim wdzięcznym tematem dla twórców science fiction. Jako ciekawostkę może przytoczę pewną teorię, wg której gęstość czarnych dziur zmniejsza się wraz z ich rozmiarami. Niby nic ciekawego, ale ci panowie obliczyli, że czarna dziura o masie i wymiarach naszego wszechświata miałaby gęstość… naszego wszechświata. Tak więc Ci z Czytelników, którzy twierdzą, ze żyjemy w wielkiej dziurze mogą mieć rację, tylko, ze na skalą, o jaką trudno sobie wyobrazić.

Typologia gwiazd
Choć gwiazda w ciemności świeci, a ciemność jej nie ogarnia (do czasu), to należy sobie otwarcie przyznać, że gwiazda gwieździe nie równa. Jedne świecą bardziej, inne mniej. Istnieją obiekty wypromieniowujące w ciągu sekundy tyle energii ile Słońce, a i zapewne są takie, które w ciągu roku nie wypromieniują tyle, ile Słońce w ciągu sekundy. Dodatkowo, wydaje się, ze niektóre gwiazdy są w stanie okresowo zmieniać swe właściwości fizyczne. Najlepiej widać to na przykładzie Słońca, które w 11 letnich cyklach zmienia układ plamek na swej powierzchni. Co ciekawe, każda z tych plam jest kilka razy jaśniejsza niż Ziemia.

M33 w Trójkącie


No, ale wracając do tematu. Już w starożytności katalogowano gwiazdy według ich wielkości na niebie. Co ciekawe im mniejsza liczba określająca wielkość gwiazdy tym lepiej ona była widoczna. Starożytni podzielili gwiazdy na sześć kategorii pod tym względem. Nasi naukowcy oczywiście musieli ten podział znacznie doprecyzować. I tak, wg współczesnych definicji, cytowanych tutaj za http://leksykon.pta.edu.pl wielkość gwiazdowa (m) to „ilość energii promieniowania elektromagnetycznego docierającego w jednostce czasu do jednostkowej powierzchni ustawionej prostopadle do kierunku padania wiązki promieni”. I wyraża się wzorem: m = -2,5 log L + a, gdzie L to jasność a a to pewna stała. I tak, stosując się do tego wzoru, wychodzi, ze najjaśniejsza gwiazda naszego nieba – Syriusz - ma jasność równą ok. –1,46 mag (z łacińskiego „magnitudo”). W skrócie rzecz ujmując: różnica 1 mag, to zmiana blasku rzędu 2,512 razy. Oczywiście wielkość gwiazdowa zależy od odległości od źródła „promieniowania elektromagnetycznego”. Dlatego też, aby obiektywnie oddać różnice między gwiazdami nasi ukochani naukowcy wymyślili absolutną wielkość gwiazdową (M), czyli jaką wielkość miałaby gwiazdka oglądana z odległości 10 parseków (dla bardzo zainteresowanych: parsek to „jednostka długości równa odległości, z której widać odcinek równy promieniowi orbity Ziemi (1 AU) pod kątem 1''. Nazwa [parsek] pochodzi z faktu, iż jest to odległość równa paralaksie 1''. Odległość wyrażona w parsekach jest równa odwrotności paralaksy wyrażonej w sekundach łuku. 1 pc = 206265 AU = 3,26 roku świetlnego”; dla zainteresowanych jeszcze bardziej: paralaksa to połowa pozornego przesunięcia kątowego gwiazdy). Można to obliczyć na podstawie takiegoż wzoru: m – M = 5*log(d/10), gdzie d to odległość od obiektu w parsekach. Jako, że bardzo źle przedstawia się wyjaśnianie nieznanego terminu za pomocą innego nieznanego terminu, śpieszę już z wyjaśnieniem enigmatycznej literki L. Jest to jasność absolutna lub dzielność promieniowania. Jest to po prostu „ilość energii wypromieniowywana w jednostce czasu. Zgodnie z prawem Stefana-Boltzmanna jest proporcjonalna do powierzchni gwiazdy i temperaturyefektywnej:L=4*pi*R2*omega*T_ef4; gdzie: L - jasność absolutna, R - promień gwiazdy, T ef - temperatura efektywna, omega - stała Stefana-Boltzmanna”. Wiąże się z tym również pojęcie jasności Eddingtona, która to wielkość określa maksymalną jasność absolutną, jaką może mieć gwiazda w równowadze hydrostatycznej. Wyżej wymieniono kilka typów klasyfikowania gwiazd. Obecnie najpopularniejsza jest metoda polegająca na umieszczeniu gwiazdy na diagramie stworzonym przez parę astronomów w 20-tych latach XX wieku: Ejnara Hertzprunga i Henry’ego Norrisa Russella. Diagram jest dość prosty.: na osi y nanosi się jasność obiektu, natomiast na osi x umieszcza się albo typ widmowy (światło gwiazdy nie jest światłem monochromatyczny, tj. jednorodnym i może być rozszczepione na poszczególne elementy, czyli pierwiastki wchodzące w skład gwiazdy). Ogólnie można wyróżnić siedem podstawowych typów widmowych i temperaturowych gwiazd (O, B, A, F, G, K, M, łatwo to zapamiętać, ponieważ jajogłowi zrobili z tego frazę „Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me”). I tak, na przykład, typ O, mający temperaturę powierzchni rzędu 30.000 – 60.000 K i barwę niebiesko białą, a jego widmo ukazuje słabe linie neutralnego wodoru i helu, wyraźną zjonizowanego helu i linie wielokrotnie zjonizowanych krzemu węgla, azotu i tlenu. Na razie nie sklasyfikowano takich gwiazd. Typ B z kolei nieco chłodniejszy (10.000 – 30.000 K) i przeważnie bielszy nad śnieg wykazuje mocniejsze linie wodoru i helu, a także słabe linie zjonizowanego wapnia w spektrum. Dobrym przykładem może być Spica i Rigel. Z kolei typ A jest jeszcze chłodniejszy (7.500 – 10.000 K) i biało żółty, wykazuje także obecność w widmie śladowych ilości metali ciężkich jeszcze więcej wapnia. Wyraźnie to widać na przykładzie Wegi i Syriusza. I tak dalej. W międzyczasie znajduje się typ G, (5.400 – 6.000 K na powierzchni, barwa żółta) w którego widmie widać słabe linie wodoru i dominujące linie zjonizowanego wapnia, do którego należy Capella i nasze ukochane Słoneczko. Zakończmy to najchłodniejszym typem – M o temperaturze powierzchni 2.500 – 4.000 K i intensywnie czerwonej barwie. Ich widma zawierają silne pasma cząsteczkowe (zwłaszcza tlenku tytanu) i mocne linie metali ciężkich. Przykładami takich gwiazd może być Antares i Betelguese.

Te gwiazdy są skazane na siebie – Gromada Plejad


Co więcej, gwiazda po tym diagramie może się swobodnie przemieszczać. Np. wielkie czerwone olbrzymy, kończące życie i kwalifikujące się do typu M mogły być miliony lat wcześniej typem G, a może A lub jeszcze innym. Co więcej, nie wiadomo, a raczej wiadomo, ze najprawdopodobniej tak jest czy gwiazdy należące do tzw. ciągu głównego (pasmo od najciemniejszych obiektów typu M do najjaśniejszych typu O, w pobliżu, którego grupuje się najwięcej gwiazd) nie mogą przemieszczać się w tę czy w tamtą stronę. Gwiazdy można sklasyfikować też w inny, nieco prostszy sposób: otóż wedle wieku, podzielić je można na dwie generacje: pokolenie II, starsze, powstało u zarania dziejów, gdy wszechświat był jeszcze młody i składał się w większości z podstawowego gazu: wodoru, z niewielka domieszka helu. I z tej materii powstały pierwsze gwiazdy. Starzały się, rosły puchły i umierały. Jednak przed śmiercią w ich termonuklearnych piecach powstały miliardy ton ciężkich pierwiastków, jak węgiel, krzem, tlen, azot i inne. Z ich prochów powstały nowe, współczesne nam gwiazdy, jak np. Słońce, czyli obecne I pokolenie gwiazd.

Może i spektakularnie wygląda, ale międzygwiezdne wiatry rozwieją ją jak mgłę za około 100.000 lat


Gwiazdy zmienne są
Jak już wcześniej napomknąłem, gwiazda nie świeci równomiernie przez okres swego trwania. Nie wiadomo do końca jak, ale zmiany następują. Są natomiast gwiazdy, które zmieniają swoją jasność z regularnością dobrze nastrojonego zegarka. Właściwie jest ku temu kilka istotnych powodów. Pierwszą nasuwającą się myślą, co może powodować okresowe i dość regularne zmiany jasności gwiazd jest występowanie ich w układach podwójnych. I w dużej mierze jest to prawda. Okrążać mogą się gwiazdy o różnych klasach jasności, występować będą wtedy dwa minima, jak w przypadku Beta Persei, lub silnie odkształcone gwiazdy podobnej klasy (jak w przypadku Ursae Maioris). Innym nasuwającym się wyjaśnieniem może być, ze coś ją zasłania. Jak np.: mgławica (gwiazda T - Tauri), jakiś obiekt, pomiędzy gwiazdą i obserwatorem (tak odkryto pierścienie Urana), lub zmiany wewnętrzne, jak w przypadku gwiazdy Coronae Borealis, która okresowo ciemnieje jakieś 4.000 razy z powodu tworzenia się w atmosferze gwiazdy obłoków sadzy. Jeszcze innym wyjaśnieniem może być, że gwiazda niejako „pulsuje” jak Delta Cephei. Wiąże się to przede wszystkim z silną jonizacją powłoki podatmosferycznej, która staje się nieprzezroczysta dla promieniowania i się kurczy. Ciśnienie wewnątrz gwiazdy rośnie rozpychając skurczoną warstwę do normalnych rozmiarów. Ta ochładza się, jonizacja się cofa i wszystko wraca do normy, aż do następnego cyklu. Jasność cefeid zmienia się o ok. 0,1 – 2,0 wielkości gwiazdowych. Natomiast długość cyklu zależy od wielkości rzeczonego obiektu i rozciąga się od 1 do 50 dób. Cefeidy dzielą się na dwa typy: typ I, do którego należą młode, żółte nadolbrzymy i typ II obejmujące starsze i słabsze gwiazdy jak RR Lyrae.

Galaktyki spiralnej przykład niemal doskonały (NGC - 4622)


Z kolei jeszcze inne wyjaśnienie, polega po prostu na tym, że gwiazda w pewnym momencie wybucha. Przy czym nie musi się to skończyć jej unicestwieniem. Dobrym przykładem może być UV Ceti – młody gorący karzeł, z nieregularnymi rozbłyskami chromatosferycznymi, które są w stanie zwiększyć jego jasność kilkadziesiąt razy. Innym tego przykładem może być nowa. Nowa sprawia tylko wrażenie gwiazdy nieznanej. Jeśli pojawia się spontanicznie polega ona na tym, ze gwiazda nagle odrzuca ok. 0,000001 masy całkowitej zwiększając tym samym jasność 10.000 do 1.000.000 razy. Właściwie nie wiadomo do końca, co powoduje ten proces. Natomiast zupełnie inaczej przedstawia się sprawa z nowymi okresowymi. Mają one okres pomiędzy rozbłyskami liczone od 10 dób do wielu lat, a i podejrzewa się, że są nawet takie, których rozbłyski poprzedzielane są wiekami koegzystencji. Takie nowe są ciasnymi układami podwójnymi, których jednym elementem jest gęsty biały karzeł. Ściąga on powoli (lub bardzo szybko) cząstkę materii towarzysza, która zderza się z jego powierzchnią. Po jakimś czasie materia ta zostaje podgrzana i ścieśniona na tyle, że rozpoczyna się proces syntezy, jak w gwieździe, który kończy się potężną eksplozją.

Symulacja ciemnej materii – kolorowe kropki to galaktyki (czerwona ramka oznacza rejon o gęstym upakowaniu galaktyk, zielona – o rzadkim)


Układy takie kończą równie efektownie. Gdy towarzysz takiego białego karła przedzierzga się w czerwonego olbrzyma, który jest bardzo rozrzedzony. Tym razem materia nie spływa na karła strumyczkiem tylko szeroką rzeką, co powoduje rozgrzanie karła do temperatury rzędu 100.000.000 K, co owocuje kilkaset razy większym wybuchem porównywalnym jedynie z supernową. I tak proces ten się nazywa – supernową I typu. W typowej galaktyce naukowcy policzyli, że występują raz na 140 lat. Supernowe II typu, również bądź, co bądź gwiazdy zmieniające swą jasność (a że jest to ostatnia rzecz jaką czynią…) występują statystycznie raz na 91 lat. Do dziś nie mogę dociec jak oni to policzyli??

Pointa
To co napisano powyżej stanowi ledwie blady cień tego, co naukowcy dowiedzieli się o gwiazdach. Lecz mimo to, nawet o krok nie przybliżyliśmy się do rozwikłania tajemnic wszechświata. Może szukamy nie tam gdzie trzeba? A może zamiast snuć teorie na temat tego, co daleko, gruntownie poznać i zbadać to, co w zasięgu ręki? Przecież nawet 90 % tego, co wiemy o Ziemi opiera się na domysłach.



  Poprzednia strona Spis treści Nastepna strona   58