Gwiazdy!

Autor:  prof. Stefan Dreizler z Georg-August-Universität Göttingen – Institute for Astrophysics

Gwiazda jest sferą bardzo gorącego gazu (tzw. plazmy) utrzymywaną przez własną grawitację. Nasze Słońce jest najbliższą nam gwiazdą – dlatego też astronomowie używają jej jako standardu, gwiazdy odniesienia. W porównaniu z ZiemiąSłońce jest 300 000 razy masywniejsze, a jego średnica jest stukrotnie większa. W przeciwieństwie do Ziemi i innych planet, takich jak chociażby Jowisz, gwiazdy wytwarzają energię w procesach fuzji nuklearnej, które prowadzą do emisji promieniowania w szerokim zakresie długości fal. Maksimum emisji w przypadku Słońca przypada na fragment widma widoczny dla naszych oczu, jednak Słońce także emituje znaczące ilości promieniowania ultrafioletowego i podczerwonego. Owe procesy nuklearne wymagają bardzo wysokich temperatur (milionów stopni) oraz bardzo wysokiego ciśnienia w centrum gwiazdy. Bezpośrednie szacunki wskazują, że minimalna masa niezbędna do osiągnięcia temperatur i ciśnienia pozwalających na rozpoczęcie stabilnych procesów fuzji jądrowej przez bardzo długi czas (w przypadku Słońca porównywalny z aktualnym wiekiem Wszechświata) wynosi 1/10 masy Słońca lub równowartość 80 mas Jowisza.

Obiekty o masie mniejszej niż krytyczna masa 80 mas Jowisza nazywane są brązowymi karłami. Obiekty tego typu mogą doprowadzić do rozpoczęcia procesów jądrowych lecz utrzymują je przez krótki czas. Dlatego też często uważa się je za nieudane gwiazdy. Poniżej masy równej 13 masom Jowisza niemożliwe są nawet krótkotrwałe procesy jądrowe, obiekty o masie poniżej 13 mas Jowisza są planetami. Należy zauważyć, że rozróżnienie na planety i brązowe karły to tylko jedna z możliwości – używa się także innych.

Jak powstają gwiazdy?

Gwiazdy powstają z bardzo chłodnych obłoków gazu i pyłu zwanych obłokami molekularnymi, które wskutek zaburzeń grawitacyjnych zaczynają zapadać się pod swoją własną grawitacją. Powody zaburzeń/niestabilności mogą być różne począwszy od fal gęstości w Galaktyce, pobliskie wybuchy gwiazd a nawet zderzenia galaktyk! Owe obłoki  molekularne charakteryzują się gazem o masie kilkudziesięciu tysięcy mas Słońca i rozmiarami rzędu dziesiątek lat świetlnych czyli nawet kilkadziesiąt tysięcy razy większymi od naszego Układu Słonecznego. Podczas kolapsu grawitacyjnego obłok może także ulegać fragmentacji, tzn. z jednego obłoku powstaje duża liczba gwiazd – często są to setki tysięcy gwiazd. Powstałe  w ten sposób gwiazdy bardzo często mogą pozostać ze sobą związane grawitacyjnie przez bardzo długi czas. Znajdujemy takie gromady gwiazd, zwane gromadami kulistymi, w naszej własnej Galaktyce jak i w innych galaktykach. Mniej liczne gromady gwiazd widoczne są dla nas jako gromady otwarte, których doskonałym przykładem są Plejady – jednak tego typu gromady stosunkowo szybko się rozpadają. Niemniej jednak, układy wielokrotne – zawierające dwie, trzy a nawet więcej gwiazd – są bardzo powszechne. Proxima Centauri chociażby jest elementem układu potrójnego.

This stellar swarm is M80 (NGC 6093), one of the densest of the 147 known globular star clusters in the Milky Way galaxy. Located about 28,000 light-years from Earth, M80 contains hundreds of thousands of stars, all held together by their mutual gravitational attraction. Image credits : NASA, The Hubble Heritage Team, STScI, AURA
This stellar swarm is M80 (NGC 6093), one of the densest of the 147 known globular star clusters in the Milky Way galaxy. Located about 28,000 light-years from Earth, M80 contains hundreds of thousands of stars, all held together by their mutual gravitational attraction. Image credits : NASA, The Hubble Heritage Team, STScI, AURA

Proces fragmentacji i kontrakcji przechodzą przez kilka etapów do momentu gdy fragment – w tym momencie zwany już protogwiazdą – ma rozmiary niewiele większe od naszego Słońca. Kontrakcja prowadzi do ciągłej transformacji energii potencjalnej w kinetyczną, co z kolei prowadzi do znacznego ogrzewania gazu. Nowa gwiazda powstaje, gdy wnętrze jest na tyle gorące i gęste, że pozwala na utrzymanie fuzji jądrowej, która z kolei pozwala gwieździe utrzymać równowagę. W skalach astronomicznych proces formowania gwiazd jest krótki, tzn. rzędu milionów lat. Formowanie gwiazd ustaje samo, pierwsze gwiazdy powstałe w takim obłoku zaczynają ogrzewać obłok molekularny co w krótkim czasie prowadzi do rozproszenia obłoku.

 In one of the most detailed astronomical images ever produced, NASA/ESA's Hubble Space Telescope captured an unprecedented look at the Orion Nebula. ... This extensive study took 105 Hubble orbits to complete. All imaging instruments aboard the telescope were used simultaneously to study Orion. The Advanced Camera mosaic covers approximately the apparent angular size of the full moon. Image credits : NASA, ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) and the Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team
In one of the most detailed astronomical images ever produced, NASA/ESA’s Hubble Space Telescope captured an unprecedented look at the Orion Nebula. … This extensive study took 105 Hubble orbits to complete. All imaging instruments aboard the telescope were used simultaneously to study Orion. The Advanced Camera mosaic covers approximately the apparent angular size of the full moon. Image credits : NASA, ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) and the Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team

Stosunkowo bliskim nam obszarem formowania gwiazd jest Mgławica w Orionie znajdująca się zaledwie 1300 lat świetlnych od Ziemi. Już za pomocą niewielkiego teleskopu można dostrzec cztery wyraźne gwiazdy, które zaczęły ogrzewać otaczający je gaz. Fragmenty pierwotnego chłodnego gazu tworzącego obłok molekularny widoczne są jako ciemne obłoki. Dokładniejsze badanie badania za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a pozwalają odkryć dużą liczbę nowo powstałych gwiazd.

Skład chemiczny gwiazd odzwierciedla sklad chemiczny materii tworzącej nasz Wszechświat. Gdyby ująć go w liczby, wodór odpowiada za 90% atomów gazu, hel za prawie 10%. Wszystkie pozostałe pierwiastki, takie jak węgiel, tlen czy żelazo łącznie  wypełniają mniej niż 1% atomów we Wszechświecie. Poniżej zobaczymy, że ilość tych pozostałych pierwiastków jest wskaźnikiem tego, do której populacji należy gwiazda, tzn. czy powstała na wczesnych etapach historii Galaktyki czy stosunkowo niedawno.

Z uwagi na fakt, że ponad 99% materii tworzącej gwiazdę to wodór i hel w niemal identycznym składzie we wszystkich gwiazdach, właściwości nowo powstałych gwiazd określane są na postawie ich masy, która też może przyjmować różne wartości. Najmniejszymi powstającymi w ten sposób obiektami są brązowe karły; najmasywniejsze natomiast mogą mieć masę rzędu stu mas Słońca. Rozkład mas jest stosunkowo uniwersalny, przy czym gwiazdy o niskiej masie  między 1/10 a 1/2 masy Słońca stanowią najliczniejszą grupę. Proxima Centauri należy do tej kategorii gwiazd o niskiej masie. Pod tym względem stanowi ona lepszy standard astronomiczny niż nasze Słońce.

Ewolucja gwiazd i diagram HertzsprungaRussella

Jak napisano powyżej gwiazdy wytwarzają energię w reakcjach jądrowych. Skoro wodór jest najobficiej występującym pierwiastkiem, a ilość energii na atom uzyskiwana w reakcji jądrowej jest największa, fuzja wodoru w hel jest zdecydowanie najdłużej wykorzystywanym przez gwiazdy źródłem energii. Nasze Słońce przykładowo może korzystać z tego procesu przez 10 miliardów lat – Słońce jest dopiero w połowie tego etapu swojej ewolucji. Gwiazdy o niskiej masie, takie jak Proxima Centauri mają mniej zapasów wodoru do fuzji jądrowej, jednak jednocześnie emitują mniej energii (promieniowania) na jednostkę masy i dlatego też mogą utrzymywać procesy fuzji wodoru (w slangu astronomów “spalanie”) przez dłuższy czas. Z kolei bardziej masywne gwiazdy takie jak Słońce charakteryzują się krótszym życiem z uwagi na fakt, że dużo wydajniej zużywają swoje zapasy wodoru.

Hertzsprung–Russel diagram identifying many well known stars in the Milky Way galaxy. Image credits : ESO,
Hertzsprung–Russel diagram identifying many well known stars in the Milky Way galaxy. Image credits : ESO,

Ta obserwacja prowadzi nas do podstawowych właściwości obserwowanych w gwiazdach, ich mocy promieniowania, tj. całkowitej ilości emitowanego promieniowania na sekundę oraz temperatury powierzchni. Te dwie cechy bardzo często przedstawiane są na diagramie zwanym diagramem Hertzsprunga–Russella, który jest jednym z najważniejszych diagramów dotyczących gwiazd w astronomii. Gwiazdy znajdujące się na etapie spalania wodoru tworzą tak zwany ciąg główny. To sekwencja w której najmniej masywne mają niskie temperatury oraz niską moc promieniowania, a zarówno temperatura i moc promieniowania rosną wraz z masą. Temperatura powierzchni określa kolor gwiazdy; chłodniejsze gwiazdy wydają się czerwone, gorące gwiazdy natomiast niebieskie. Temperatura powierzchni określa także wygląd widma gwiazdy. Emitowane przez gwiazde promieniowanie nie jest równo rozłożone w całym zakresie długości fali tak jak w przypadku klasycznej żarówki. Widmo słoneczne (widmo wytwarzane przez Słońce) charakteryzuje się milionami linii absorpcyjnych wskazującymi na obecność pierwiastków chemicznych. Chłodniejsze gwiazdy takie jak Proxima Centauri charakteryzują się liniami absorpcyjnymi wielu molekuł. Te widma stanowią swego rodzaju odciski palców, dzięki którym astronomowie mogą poznać bardzo dużo informacji o właściwościach fizycznych gwiazd. W kontekście poszukiwania planet wokół innych gwiazd można dodać, że linie widmowe, a mówiąc dokładniej przesunięcie ich długości fali ku czerwieni lub błękitowi, mogą posłużyć do pomiaru prędkości gwiazd. Takie pomiary stanowią podstawę Metody prędkości radialnych, która będzie wykorzystywana w ramach projektu Pale Red Dot do wykrywania planet krążących wokół Proxima Centauri.

Na przedstawionym tutaj diagramie Hertzsprunga–Russella przedstawiono główne właściwości gwiazd. Ze względów historycznych gwiazdy podzielono na tak zwane klasy widmowe oznaczane wielkimi literami na osi poziomej (OBAFGKM, gwiazdy klasy O są bardziej niebieskie, a klasy M bardziej czerwone). Pośród innych, położenie Proxima Centauri na diagramie Hertzsprunga-Russella w prawej dolnej części wykresu wskazuje, że jest to czerwona gwiazda o małej masie klasy widmowej M charakteryzująca się temperaturą powierzchni rzędu 3000 Kelvinów oraz mocą promieniowania równą 1/1000 mocy promieniowania Słońca.

Na diagramie Hertzsprunga–Russella widoczne są także inne gałęzie gwiazd. Owe gałęzie wypełnione są gwiazdami, które zakończyły swoje fazy spalania wodoru. Ze względu na ograniczenia długości tego artykułu, większość szczegółów dalszych etapów ewolucji gwiazd zostało tutaj pomieniętych. Ogólnie rzecz biorąc gwiazdy powiększają się po ustaniu procesu spalania wodoru. Gwiazdy przechodzą wtedy w fazę olbrzymów. Większość gwiazd rozpoczyna wtedy drugą fazę procesów jądrowych, w której hel przekształcany jest w węgiel i tlen. Ten proces jest jednak mniej wydajny i trwa krócej. Dla większości gwiazd wyczerpanie zapasów helu oznacza koniec procesów jądrowych i gwiazda przechodzi w stadium białego karła. Gwiazdy o masach co najmniej dziesięciokrotnie większych od Słońca przechodzą przez kolejne procesy jądrowe, aż do momentu gdy znaczna część materii w gwieździe zostaje przekształcona w żelazo. Końcowym etapem ich ewolucji jest albo gwiazda neutronowa albo czarna dziura powstałę w gwałtownej eksplozji supernovej.

Spokojny koniec życia gwiazdy

Późne stadia ewolucji gwiazd są interesujące dla planet i układów planetarnych z dwóch względów. Po pierwsze, przejście Słońca w stadium olbrzyma zakończy jakiekolwiek życie na Ziemi. Zwiększanie promienia Słońca oraz zwiększona moc promieniowania podniesie średnią temperaturę na Ziemi znacznie ponad 100 stopni Celsjusza. Wewnętrzne planety Merkury i Wenus najprawdopodobniej zostaną wchłonięte przez powiększające się Słońce. Kiedy Słońce w końcu przejdzie w stadium białego karła, Ziemia znajdująca się na swojej obecnej orbicie będzie dużo za zimna, aby utrzymać na sobie jakąkolwiek formę życia. Co więcej, istnieją obserwacje wskazujące, że oserwujemy rozpadające się dawne układy planetarne wokół białych karłów, które zostały zdestabilizowane przez ewolucję swojej gwiazdy macierzystej.

Stellar evolution of low-mass (left cycle) and high-mass (right cycle) stars, with examples in italics. The background image is derived from http://imagine.gsfc.nasa.gov/teachers/lessons/xray_spectra/images/life_cycles.jpg by NASA's Goddard Space Flight Center.
Stellar evolution of low-mass (left cycle) and high-mass (right cycle) stars, with examples in italics. The background image is derived from http://imagine.gsfc.nasa.gov/teachers/lessons/xray_spectra/images/life_cycles.jpg by NASA’s Goddard Space Flight Center. Source : Wikipedia.

Po drugie, gwiazdy tracą dużą część swojej masy w późnych fazach ewolucji. Z uwagi na fakt, że materia w takiej gwieździe wzbogacona jest o cięższe pierwiastki takie jak węgiel, tlen, krzem, żelazo, itd. a kolejne generacje gwiazd i ich planety powstają z tej samej maerii, późniejsze generacje gwiazd mają więcej materii do formowania planet takich jak Ziemia, która składa się w dużej mierze z żelaza i krzemu, oraz życia, które oparte jest o węgiel i wodór.

Gwiazdy i ich planety

Planety stanowią naturalny produkt uboczny procesów formowania gwiazd. Kontrakcja fragmentów obłoku molekularnego, z którego powstaje gwiazda centralna, z uwagi na zasadę zachowania momentu pędu – fundamentalną zasadę natury, prowadzi do utworzenia dysku wokół młodej protogwiazdy. Tego typu dyski są miejscami narodzin planet, które tworzą się w procesach dół-góra poprzez łączenie ziaren pyłu w co raz to większe obiekty, które z czasem osiągają masę planetarną lub góra-dół, bezpośredni kolaps grawitacyjny dzielącego się dysku. Wiele szczegółów tych procesów wciąż jest tematem debat, jednak podstawowe zasady wydają się jasne. Choć powyższe wskazuje, że wszystkie gwiazdy powinny mieć własne planety, gwiazdy mogą tracić planety chociażby podczas bliskich spotkań z innymi gwiazdami.

Właściwości gwiazdy określają odległość, w której planeta może utrzymywać warunki sprzyjające powstaniu życia na jej powierzchni, tj. temperaturę pozwalającą na występowanie wody w stanie ciekłym na powierzchni. Ta odległość zależy od mocy promieniowania gwiazdy, która bezpośrednio wpływa na średnią temperaturę na powierzchni planety. Gwiazda o mniejszej mocy promieniowania, taka jak Proxima Centauri posiada swoją ekosferę znacznie bliżej gwiazdy niż Słońce, przy której w ekosferze znajduje się Ziemia.

Właściwości gwiazdy określają także jak trudno jest odkryć planety wokół niej. Wykrywanie planet wokół czerwonych karłów takich jak Proxima Centauri jest łatwiejsze niż wokół gwiazd podobnych do Słońca. Jest tak z uwagi na mniejszą masę czerwonych karłów (gwiazdy wykazują większe zmiany prędkości radialnej spowodowane obecnością planet), mniejszy rozmiar (większy spadek jasności gwiazdy gdy planeta przechodzi na tle ich tarczy) oraz niższą moc promieniowania (wyższy kontrast planeta-gwiazda). Ważnym aspektem dla życia na innych planetach jest także aktywność gwiazdy. Dzięki temu, że możemy badać nasze Słońce z bliska, wiemy, że nie jest ono jednorodnie świecącą sferą. Turbulentny ruch zewnętrznych warstw Słońca w połączeniu z jego polem magnetycznym prowadzi do zjawisk, które opisujemy jako aktywność słoneczną. Tak aktywność określa ilość wysokoenergetycznego promieniowania i cząsteczek, na które wystawione są planety. Nie tylko ma to bezpośredni wpływ na życie na planecie, lecz także na warunki panujące w jej atmosferze.

Ogólnie rzecz biorąc możemy powiedzieć, że wiedza o planetach krążących wokół innych gwiazd jes tylko na tyle szczegółowa jak nasza wiedza o ich gwiazdach macierzystych przez co astrofizyka gwiazd jest kluczowym aspektem naszych poszukiwań innych światów.

O autorze. Specjalnością Stefana Dreizlera jest fizyka gwiazd i spektroskopia obserwacyjna. Studiował fizykę i uzyskał stopień doktora na Uniwersytecie w Kilonii (1992). Następnie pracował na University of Erlangen-Nurnberg w latach 1992-95. W późniejszych latach pracował także na Uniwersytecie w Tybindze (1997-2000). W końcu przeniósł się na Uniwersytet w Getyndze, gdzie dzisiaj jest profesorem astrofizyki. W latach 2007-09 był dziekanem Wydziału Fizyki oraz był zaangażowany w powstanie Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE zainstalowanego na teleskopie VLT), którego część mechaniczna budowana była w Getyndze.