Z prochu powstałeś... czyli o gwiazdach (1)

Gwiazdy. Są z nami od zarania dziejów, pomagają wyznaczać kierunek podróży, wróżą sukcesy i obwieszczają przyszłe porażki, świecą zakochanym – i nawet na niebie współczesnego świata, 8 czy 9 Bortle, możemy znaleźć te najjaśniejsze. Ale skąd one się tam wzięły?

Gwiazdy zaczęły powstawać, według szacunków astrofizyków, już 100 milionów lat po Wielkim Wybuchu, zanim pojawiły się zalążki pierwszych galaktyk. Ponieważ we wczesnym kosmosie znajdowały się głównie wodór i hel, to właśnie z tych pierwiastków postały pierwsze gwiazdy, zwane gwiazdami III populacji, które nie zawierały metali w przeciwieństwie do gwiazd kolejnych populacji. Przypomnę tutaj, że w astrofizyce „metal” to zbiorcza nazwa wszystkiego, co nie jest helem i wodorem, bo przecież musimy mieć jakieś swoje małe dziwactwa.

Niestety gwiazd tych już nie jesteśmy w stanie zaobserwować, ale dzięki temu, że ich nie widać, wiemy o nich bardzo dużo. Zaraz, co?

Otóż skład gwiazdy rozpoznajemy dzięki widmu wiatru gwiazdowego: jeśli wykryjemy w nim metale, to będziemy wiedzieć, z którą populacją (I lub II) mamy do czynienia. Gwiazdy I populacji są ubogie w metale, a gwiazdy II populacji (należy do nich nasze Słońce) mają sporo innych pierwiastków poza wodorem i helem (czyli metali), a także są ośrodkami układów planetarnych (bo planety nie mogłyby powstać z samego helu i wodoru z niewielką domieszką jednego czy dwóch pierwiastków). Te gwiazdy umiemy znaleźć, ale do tej pory nie udało nam się zlokalizować gwiazd III populacji, co daje nam właśnie sporo informacji na ich temat.

Przede wszystkim można stąd wywnioskować, że gwiazdy te musiały być niezwykle masywne, ponieważ w przypadku gwiazd duża masa oznacza krótki, ale intensywny żywot: im gwiazda masywniejsza, tym większa jej gęstość i temperatura we wnętrzu, w którym kotłują się atomy, zderzając się i wytwarzając tym samym energię – duża gęstość i wysoka temperatura zaś to przepis na szybsze reakcje termojądrowe. Tymczasem gwiazdy takie jak nasze Słońce „spalają się” (cudzysłów celowy) wolniej, przez kilka do kilkunastu miliardów lat, a więc możemy je obserwować, bo jeszcze nie „umarły”. Ich widmo wskazuje na zawartość metali w atmosferze, czyli nie mogą być pierwszymi gwiazdami w kosmosie – stąd wniosek, że III populacja obejmowała gwiazdy ogromne i masywne. Z kolei jeśli uznamy, że w III populacji były gwiazdy lżejsze, to... ze względu na rozszerzanie się Wszechświata są bardzo, bardzo daleko, a w dodatku świecą słabo. Astronomiczny klops. Wiemy jednak, że istniały i w dużej mierze jednak były olbrzymami, bo bez nich nie powstałyby kolejne populacje ani pierwiastki niezbędne do uformowania się planet, więc nie czytalibyście tego tekstu.

Pierwsze gwiazdy. Wizja artystyczna. NASA.

Kiedy masywne gwiazdy III populacji kończyły swój żywot, wybuchały, jak to mają w zwyczaju gwiazdy o dużej masie. Na czym polega taki wybuch?

We wnętrzu gwiazd są dwa wilki... Jednym z tych wilków jest oczywiście grawitacja, która niejako usiłuje ściągnąć cząstki w jeden punkt – a drugi wilk, wytworzona energia, wypycha te cząstki ku zewnętrznym warstwom gwiazdy. Dopóki więc trwają reakcje termojądrowe, drugi wilk równoważy pierwszego i gwiazda żyje sobie spokojnie, radośnie przetwarzając atomy wodoru na atomy helu w łańcuchu PP, czyli cyklu proton-proton. Masywniejsze gwiazdy generacji II i I „pracują” w cyklu CNO, węglowo-azotowo-tlenowym, ale o tym porozmawiamy kiedy indziej. Teraz najważniejszą dla nas informacją jest to, że kiedy wyczerpie się w dużej mierze zapas wodoru, do dalszych reakcji wykorzystywany jest głównie hel, a produktem reakcji jest węgiel (w tym momencie większość gwiazd kończy życie). Gwiazda jest już bardzo gorąca, ale tylko te masywne (powyżej 8 mas Słońca) są w stanie dalej „ciągnąć” cykl: te do 11 mas Słońca wybuchają w momencie rozpoczęcia takiej reakcji, a jeszcze masywniejsze są w stanie wytworzyć neon, tlen, sód i magnez. Gwiazda ma wtedy temperaturę około 1,2 mld K i zaczyna zużywać neon, natomiast tlen zmierza do wnętrza, gdzie w krótkim czasie (i przy ogromnej ilości uwalnianej energii) tworzą się krzem, fosfor i siarka. Ostatnimi pierwiastkami w centrum gwiazdy są żelazo i nikiel – w tym momencie masywne gwiazdy zapadają się, tworząc gwiazdy neutronowe lub czarne dziury. Naukowcy uważają, że cykl proton-proton trwa około 10 miliardów lat, ale ostatnia faza zajmuje gwieździe zaledwie... rok.

Efektem zapadnięcia się gwiazdy i wybuchu jest supernowa, i tylko dzięki takim wybuchom możliwe jest tworzenie się pierwiastków cięższych od żelaza i niklu. No i właśnie stąd wiemy, że gwiazdy III populacji musiały być masywne – bo widma gwiazd kolejnej generacji mają już metale, które z supernowej wystrzeliwane są z prędkością od 15 000 do 40 000 km/s. Uff.

Co było dalej?

Po wybuchu supernowej powstaje zwykle tak zwana pozostałość po supernowej (SR, supernova remnant). Najbardziej chyba znaną jest Messier 1, mgławica Kraba (Crab Nebula), w której wnętrzu pulsuje gwiazda neutronowa.

Źródło: NASA, ESA, J. Hester and A. Loll (Arizona State University)

 

 

 

W takiej oto pozostałości po supernowej dzieją się rzeczy niezwykłe. W najbardziej gwałtownej fazie szybko rozszerzająca się chmura pyłu w ciągu jednego dnia emituje tyle energii, ile nasze Słońce w ciągu 3 milionów lat (!), dzięki czemu rozgrzewają międzygwiezdny gaz, a w niektórych przypadkach od razu bezpośrednio prowadzą do powstania nowej gwiazdy w najbliższym sąsiedztwie. Na tym etapie rozszerzanie się pozostałości po supernowej przypomina wypuszczenie mocno sprężonego gazu w próżnię; dopiero później ekspansja spowalnia.

Dzięki takim właśnie wybuchom zaczęły powstawać gwiazdy kolejnych generacji, tworzące się już z chmur międzygwiezdnego pyłu zawierającego metale: a to, czego gwiazdy nie skonsumowały, było zaczątkiem planet.

W następnej części dowiemy się, dlaczego gwiazdy są tak różne, w jaki sposób dostarczają energię na zewnątrz, a także jak umierają, kiedy są mniej masywne i nie zapadają się i wybuchają.