Już w czasach prehistorycznych gwiazdy interesowały i intrygowały ludzi. W początkowych wiekach służyły głównie do nawigacji i odmierzania czasu, ale także przypisywano im magiczne moce, co do dziś przetrwało jako astrologia i wiara w horoskopy. W późniejszych latach badanie gwiazd przyniosło odpowiedzi na wiele pytań dotyczących powstania i praw rządzących naszą planetą, a także całym Wszechświatem.

Aby lepiej poznać naturę gwiazd, warto przyjrzeć się Słońcu – najbliższej Ziemi, a przez to najważniejszej dla naszego istnienia –  gwieździe. Szacuje się, że Słońce powstało ok. 5 mld lat temu oraz, że będzie żyło kolejne 5 mld. Temperatura powierzchni Słońca wynosi ok. 5800 K,  a jego jądra 15 mln K. W każdej sekundzie z powierzchni Słońca emitowane jest ok. 4·1026 J energii, co odpowiada mocy dostarczanej przez 4·1017 dużych elektrowni węglowych. Co jest źródłem tak ogromnej ilości energii?

W XIX wieku sądzono, że energia wysyłana ze Słońca ma związek z potencjałem grawitacyjnym. Słońce, zapadając się pod wpływem własnej masy, dążyłoby do uzyskania minimum potencjału grawitacyjnego. Powstała nadwyżka energii byłaby wypromieniowywana na zewnątrz. Rzeczywiście, istnieją obiekty, których sposób uwalniania energii przebiega właśnie w ten sposób, są to brązowe karły. Uwzględniając jednak masę i rozmiar Słońca, obliczono, że taki mechanizm zapewniłby 10 mln lat świecenia na obecnym poziomie. Badania geologiczne dowodzą, że Słońce musiało istnieć dużo wcześniej, a i obecnie żadne obserwacje nie wskazują na schyłek życia tej gwiazdy. Musi więc istnieć inny mechanizm dostarczający Słońcu energii. Dziś wiemy już, że jest nim synteza jądrowa.

Synteza jądrowa, zwana też fuzją jądrową, polega na połączeniu dwóch lżejszych jąder w jedno cięższe. W przypadku Słońca paliwem jądrowym jest wodór, który w trzech reakcjach tworzy deuter, następnie tryt, a na końcu jądro helu. Okazuje się, że hel jest silniej związany od deuteru, dzięki czemu reakcjom towarzyszy uwolnienie energii. To zjawisko można zrozumieć, analizując masy czterech jąder wodoru oraz jednego jądra helu. Okazuje się, że hel jest o 0,7% lżejszy od czterech jąder wodoru. “Utracona” masa jest przekształcana w energię, zgodnie ze wzorem E = mc2. Każdorazowo połączeniu czterech jąder wodoru w jądro helu towarzyszy uwolnienie ok. 4,5·10-12 J energii. Pozornie jest to bardzo niewiele, ale biorąc pod uwagę, że w jednym gramie wodoru znajduje się ok 6·1023 atomów (tyle wynosi tzw. liczba Avogadro), a Słońce w każdej sekundzie zużywa 600 mln ton wodoru, natychmiast otrzymujemy ogromne ilości energii. Reakcję fuzji czasem potocznie nazywa się spalaniem, choć nie ma to nic wspólnego z ogniem, czy też spalaniem w “ziemskim” znaczeniu tego słowa.

Czy hel jest końcowym etapem reakcji syntezy? Okazuje się, że nie. Cięższe jądra atomowe węgla czy tlenu są jeszcze silniej związane, a więc utworzenie ich jest także energetycznie opłacalne. Poza pewnymi odstępstwami energia wiązania rośnie wraz ze wzrostem liczby atomowej, aż osiąga maksimum. Najsilniej związane jest jądro atomu żelaza i ten pierwiastek jest końcowym produktem syntezy. Teoretycznie hel mógłby ulegać kolejnej syntezie i jego produkty także, jednakże w lekkich gwiazdach, takich jak Słońce, temperatury panujące w jądrze są niewystarczające do rozpoczęcia syntezy ciężkich pierwiastków. Jest to jednak możliwe w masywnych gwiazdach.

Kolejną nasuwającą się wątpliwością jest zadziwiająca stabilność reakcji syntezy w gwiazdach. Dlaczego Słońce nie eksploduje, ale ulega stosunkowo powolnej reakcji jądrowej, uwalniając energię przez miliardy lat? Okazuje się, że elementem sterującym jest grawitacja. Słońce w 74% składa się ze zjonizowanego wodoru, a więc protonów i elektronów, a w 25% ze zjonizowanego  helu. 1% stanowią dodatki cięższych pierwiastków. Razem tworzy to rozgrzaną plazmę, której zachowanie przypomina gaz doskonały. Wyobraźmy sobie, że Słońce zaczyna produkować więcej energii, powodując podniesienie temperatury plazmy, znajdującej się w jego wnętrzu. Konsekwencją byłby wzrost panującego tam ciśnienia, które zaczynałoby dominować nad ściskającymi siłami grawitacyjnymi,  prowadząc do poszerzenia obszaru gwiazdy. Wzrost objętości spowodowałby spadek temperatury, a zatem spowolnienie prędkości reakcji syntezy. Analogicznie: spowolnienie reakcji syntezy i produkcja mniejszej ilości energii, niż jest emitowana spowodowałoby ochłodzenie plazmy, zmniejszenie jej ciśnienia, a w konsekwencji zapadnięcie pod wpływem grawitacji. Tak ściśnięta plazma uległaby ogrzaniu, co spowodowałoby zwiększenie prędkości reakcji syntezy. Ten samokontrolujący się mechanizm nie może być odtworzony na Ziemi, wykorzystywane próbki plazmy są za małe do uzyskania wystarczającej samograwitacji. Z drugiej strony temperatury niezbędne do zainicjowania reakcji syntezy są tak wysokie, że ich osiągnięcie stanowi nie lada wyzwanie konstrukcyjne.

Dzięki fuzji zasoby energii w gwiazdach są ogromne, ale nie nieograniczone. Po wyczerpaniu paliwa jądrowego następuje nieuchronna śmierć gwiazdy, której przebieg przyjmuje często dramatyczną formę. Astronomowie wyróżniają kilka scenariuszy, w zależności od masy gwiazdy. Zanim jednak popatrzymy na końcowe etapy ewolucji gwiazd warto zastanowić się nad ich początkiem.

Gwiazdy powstają z obłoku molekularnego, czyli chmury złożonej głównie z wodoru i helu. Pod wpływem grawitacji obłok może zacząć się zapadać, a jego temperatura i ciśnienie rosnąć. Jeśli masa obłoku jest dostatecznie duża, jądro powstałego obiektu uzyskuje temperaturę wystarczającą do rozpoczęcie procesu syntezy. Od tego momentu staje się ono gwiazdą. Czas potrzebny na zajście tego procesu wynosi około 10 milionów lat. W przypadku obłoków o masie mniejszej niż 0,08 masy Słońca reakcja syntezy nie zacznie zachodzić. Powstałe obiekty nie staną się nigdy gwiazdą, a z czasem przerodzą się w obiekt zwany brązowym karłem. Brązowe karły początkowo także wyświecają energię, ale jej źródłem nie jest reakcja syntezy, a jedynie grawitacja.

Gwiazdy o dużej masie są silniej ściskane przez grawitację, dzięki czemu posiadają mniejsze rozmiary i wyższe temperatury. Jest to zaskakująca obserwacja, przywykliśmy do tego, że obiekty o większej masie będą posiadały większe promienie. Równie zaskakujące wyniki uzyskuje się, oszacowując czas życia gwiazd. Okazuje się, że gwiazda 10-krotnie cięższa od Słońca wypala swoje paliwo dziesięć tysięcy razy szybciej, a więc żyje tysiąc razy krócej od Słońca. Na tym nie koniec różnic, także ewolucja gwiazd, czyli formy jakie przyjmują w trakcie i u schyłku życia zależy od ich masy.

Za lekkie gwiazdy uznaje się obiekty o masie niższej niż ok. 6 mas Słońca. Po wielu miliardach lat wyświecania energii pochodzącej z syntezy wodoru następuje wykorzystanie dostępnego paliwa wodorowego i ustanie fuzji. Na tym etapie gwiazda ma helowe jądro, otoczone warstwą wodoru o znacznie niższej temperaturze. Ustanie fuzji wewnątrz jądra powoduje jego ochłodzenie, a w konsekwencji grawitacyjne zapadanie. To z kolei prowadzi do wzrostu jego temperatury, a także warstw go otaczających, umożliwiając rozpoczęcie spalania wodorowej  otoczki. Kolaps jądra jest dodatkowo przyspieszany przez spadające nań „helowe popioły”, powstałe po spaleniu wodoru. Dalsze rozgrzewanie gwiazdy powoduje ekspansję otoczki i powstanie czerwonego olbrzyma. Nazwa bierze się z dużych rozmiarów, a także koloru – schłodzona ekspansją gwiazda świeci na czerwono. Na tym etapie ewolucji Słońce będzie widziane z Ziemi jak prawdziwie czerwony olbrzym. Będzie przysłaniało dużo większy obszar nieba, niż ma to miejsce teraz.

Rozdęcie zewnętrznych powłok nie zatrzymuje jednak kurczenia się jądra i zwiększania jego temperatury. Po osiągnięciu temperatury ok. 108 K możliwe jest rozpoczęcie fuzji helu. Spalanie zaczyna się gwałtownie, tzw. błyskiem helowym, po którym następuje stabilna synteza, w wyniku której powstaje węgiel i tlen. Końcowemu etapowi spalania helu towarzyszy ponowne rozdęcie i powstanie czerwonego nadolbrzyma. Promień Słońca na tym etapie będzie tak duży, że będzie sięgać aż do Ziemi.

Ostatnim etapem ewolucji lekkich gwiazd jest rozdzielenie powłok zewnętrznych i jądra, co prowadzi do powstania mgławicy planetarnej oraz białego karła. Biały karzeł jest bardzo gęstą i gorącą pozostałością po jądrze gwiazdy, która powoli wypromieniowuje energię, zmieniając się w czarnego karła. Mgławice planetarne, czyli obłoki gazu i pyłu, mogą dać początek kolejnej gwieździe.

Pierwsze etapy ewolucji gwiazd o dużej masie są zbliżone do ewolucji Słońca, z tą tylko różnicą, że przebiegają dużo szybciej. Podobnie jak poprzednio, wyczerpaniu paliwa wodorowego towarzyszy początek spalania helu, na tym jednak fuzja nie zostaje zakończona. W przypadku masywnych gwiazd temperatura jądra jest tak wysoka, że dochodzi do spalania także cięższych pierwiastków – węgla, neonu, tlenu, krzemu. Spalanie nowego paliwa rozpoczyna się w centralnej części gwiazdy, dlatego przyjmują one koncentryczną, przypominającą cebulę, strukturę.

Ostatnim etapem syntezy jest żelazo. Jego powstawanie świadczy o wyczerpaniu paliwa jądrowego i nieuchronnej śmierci gwiazdy. Po ustaniu reakcji syntezy jądro gwałtownie się zapada. Siła grawitacji jest tak duża, że obecne w gwieździe protony łączą się z elektronami, tworząc neutrony. Powstała ogromna energia powoduje rozsadzenie materii przez potężną eksplozję zwaną wybuchem supernowej. W maksimum błysku supernowa może świecić jaśniej od całej galaktyki. Takie zjawisko zostało zaobserwowane w 1054 r. przez chińskich astronomów. Jego skutkiem było powstanie Mgławicy Kraba, której badanie dostarczyło wielu cennych informacji dotyczących ewolucji gwiazd.

Wyrzucona materia, bogata w ciężkie pierwiastki, daje początek innym gwiazdom, a także planetom. Wybuchy supernowych miał więc fundamentalne znaczenie dla powstania Ziemi.

Ogołocone jądro gwiazdy przekształca się w gwiazdę neutronową, a więc materię złożona głównie z gęsto upakowanych neutronów. Przeciętna gwiazda neutronowa ma masę większą niż 1,4 masy Słońca, a promień około kilkunastu kilometrów. Grawitacja panująca na powierzchni gwiazdy jest tak duża, że aby wystartować z jej powierzchni, należy rozpędzić się do prędkości około połowy prędkości światła.

Jeśli powstałe jądro jest jeszcze bardziej masywne, a więc przekracza 3,8 mas Słońca, zapada się do tak małych rozmiarów, że nawet światło nie jest w stanie wydostać się z jego grawitacyjnej pułapki. Tak powstaje czarna dziura, tajemniczy obiekt o bardzo dużej masie i bardzo małych rozmiarach. Zbadanie czarnych dziur jest niełatwe, jakikolwiek sygnał wysłany w jej kierunku zostaje tam na zawsze, próżno też poszukiwać sygnałów wysłanych z jej wnętrza.

Śmierć gwiazdy daje początek następnej. Także planety, asteroidy, meteory, a więc i wszystko, co nas otacza – powietrze, woda czy ziemia, powstają z materii wyrzuconej z gwiazdy.


Bibliografia:
1. Frank H. Shu, Galaktyki Gwiazdy Życie. Fizyka Wszechświata, Prószyński i S-ka SA, Warszawa 2003
2. Claus E. Rolfs i William S. Rodney,
Cauldrons in the Cosmos, Nuclear Astrophysics,
The University of Chicago Press, 1988

Aleksandra Fijałkowska

mgr Aleksandra Fijałkowska – absolwentka studiów magisterskich, a obecnie doktorantka na Wydziale Fizyki Uniwersytetu Warszawskiego, w Zakładzie Spektroskopii Jądrowej. Pierwszy rok studiów doktoranckich spędziła na Uniwersytecie Stanu Tennessee w USA, badając produkty rozszczepienia uranu w Oak Ridge National Laboratory.

Skomentuj

Twój adres email nie zostanie opublikowany. Pola, których wypełnienie jest wymagane, są oznaczone symbolem *