Gwiazda ma swój cykl życia – rodzi się, zmienia, a potem umiera, nierzadko zapewniając istnienie kolejnej gwieździe. I tak to trwa…
Pierwsze słowo w tekście o ewolucji gwiazd należy się nie astronomii, lecz semantyce. Pojęcie „ewolucja” znaczy bowiem tutaj coś innego niż wtedy, gdy używamy go w sensie darwinowskim. Ewolucja biologiczna dotyczy zmian zachodzących w obrębie gatunków przez tysiące i miliony pokoleń. Ewolucja gwiazd to coś innego – odnosi się do rozwoju pojedynczej gwiazdy, od jej narodzin aż do śmierci. Gwiazdy nie mają żadnego DNA, nie istnieje tu elementarna zasada świata ożywionego, że podobne rodzi podobne. Gwiazdy nie dziedziczą po sobie, nie ma tu „walki o byt” czy „przetrwania najlepiej przystosowanych”. „Ewolucja gwiazd” jest terminem przyjętym w astrofizyce, ale warto zaznaczyć, że trafniejsze byłoby określenie bardziej poetyckie: „życie gwiazd” albo wprost z Owidiusza: „przemiany gwiazd”.
Jest i druga uwaga wstępna: skąd w ogóle wiemy, jak to wszystko działa, skoro gwiazdy żyją nieporównanie dłużej, niż trwają nasze obserwacje? Ewolucji gwiazd nie obserwujemy bezpośrednio, nie mówiąc już o tym, że nie da się ich odtworzyć w laboratorium. Więc jak? Ze statystyki! We wszechświecie znajduje się od 10 do potęgi 22 do 10 do potęgi 24 gwiazd, zatem mimo że nasze okienko obserwacji jest wąskie, widzimy różne etapy rozwoju różnych gwiazd naraz.
Zacznijmy od masy
Kluczowym czynnikiem dla losów gwiazdy jest jej masa: im gwiazda bardziej masywna, tym żyje krócej. Spodziewalibyśmy się, że większa gwiazda ma więcej paliwa, zatem może świecić dłużej. Jest jednak odwrotnie, ale żeby to wyjaśnić, musimy zastanowić się, czym w ogóle jest gwiazda.
Jak zapewne wiecie, to ogromna kula gazowa, w której wnętrzu zachodzą reakcje syntezy jądrowej (skrótowo będę pisał po prostu o „spalaniu” wodoru lub innych pierwiastków). To spalanie generuje energię, która zostaje wypromieniowana na zewnątrz. Istotne pytanie brzmi: czemu gwiazda nie zapada się pod własnym ciężarem? Ano dlatego, że jej własna siła przyciągania grawitacyjnego („ciężar”) jest równoważona przez ciśnienie we wnętrzu (generowane przez temperaturę i promieniowanie). Im bardziej masywna gwiazda, tym jaśniej świeci (a zatem więcej spala) i tym więcej ma dostępnego paliwa jądrowego. Ale uwaga, wraz ze wzrostem masy jasność (czyli zużycie paliwa) rośnie jak funkcja potęgowa (wykładnik między 2,5 a 4), a dostępne paliwo – jak liniowa. Stąd też, w miarę jak przesuwamy się do gwiazd coraz masywniejszych, dostępnego paliwa mamy więcej, ale spala się ono jeszcze szybciej. Dlatego im bardziej masywna gwiazda, tym krócej żyje.
O jakich właściwie liczbach mówimy? Dolny limit masy gwiazdy to minimalna masa, jaka może podtrzymywać w jądrze syntezę wodoru. Granica ta wypada w okolicach 0,08 masy Słońca (w astronomii gwiazdowej panuje wyraźny słońcocentryzm – wszystko wyraża się w masach naszego Słońca, czyli 1,99 × 1030 kg). Obiekty poniżej tej masy nazywamy brązowymi karłami, choć przejście między nimi a dużymi planetami gazowymi jest dość płynne i słabo jeszcze zbadane.
Natomiast gwiazdy powyżej tej granicy to czerwone karły. Świecą one słabo, ale długo i stabilnie. Czerwony karzeł to najpopularniejszy rodzaj gwiazdy w naszej Galaktyce – prawdopodobnie stanowi aż trzy czwarte ich populacji. Przy masie 0,1 masy Słońca jego przewidywany czas życia wynosi nawet… kilka bilionów lat. Przewidywany, a nie obserwowany, bo sam wszechświat ma „zaledwie” 13,8 mld lat, więc żadna z tych niewielkich gwiazd nie zdążyła jeszcze przejść przez pełen cykl życia. Gwiazdy wielkości Słońca, czyli z kategorii lekkopółśredniej, trwają około 10 mld lat (Słońce jest w połowie swojego istnienia). Im wyższa masa, tym krótszy żywot. Przy 3 masach Słońca jest to już tylko 400 mln lat, a przy 30 – 10 mln.
Masa gwiazdy rozstrzyga nie tylko o długości jej życia, lecz także o tym, co się stanie, kiedy jej paliwo jądrowe się wyczerpie. Niedobór paliwa oznacza bowiem zaburzenie wspomnianej wcześniej równowagi pomiędzy grawitacją a ciśnieniem.
Czerwone karły, gdy już zabraknie wodoru, skurczą się powoli do stadium białego karła. Czym jest biały karzeł? To pospolity, ale bardzo nieoczywisty rodzaj gwiazdy, a właściwie pozostałości po gwieździe. W jego wnętrzu nie zachodzą już reakcje jądrowe. Świeci on, jednak słabo, i tylko dlatego, że powoli stygnie, wypromieniowując ciepło zgromadzone wcześniej. Co więcej – i przede wszystkim – białe karły mogą mieć masę z przedziału 0,2–1,3 mas Słońca, lecz jeśli chodzi o wielkość, zbliżone są do Ziemi. Co za tym idzie, składają się z materii o ogromnej gęstości, niespotykanej w naszym codziennym życiu. Jedna łyżeczka materii z białego karła ważyłaby na Ziemi… 5 ton!
Co dzieje się dalej z białym karłem? Nic specjalnego – stygnie powoli, wyświecając swoją energię cieplną i przeistaczając się stopniowo w czarnego karła. Czarny karzeł to nic innego jak ostygły biały karzeł, który nie emituje już światła widzialnego. Gdybym miał streścić powyższe potocznym językiem, powiedziałbym, że taka gwiazda po prostu skurczy się, ostygnie i zgaśnie.
Ta „ścieżka ewolucyjna” prowadząca do białych i dalej do czarnych karłów jest o tyle istotna, że podążą nią te gwiazdy, które nie są dość masywne, by stać się gwiazdą neutronową lub czarną dziurą. Dotyczy to jakichś 97% gwiazd w ogóle.
Gwiazdy masywniejsze niż 0,3 masy Słońca są wystarczająco duże, by po wyczerpaniu się wodoru w samym jądrze rozpocząć spalanie wodoru w otoczce wokół niego. Wiąże się to z „rozdęciem” się gwiazdy, która osiąga wtedy średnicę dziesiątek, a nawet setek miliardów kilometrów. Stąd nazwa – czerwony olbrzym. Przykładami są Aldebaran i Arktur, jedne z najjaśniejszych gwiazd na naszym niebie. Taki też będzie los Słońca. Być może słyszeliście, że w dalekiej przyszłości Słońce spuchnie i „połknie” Merkurego i Wenus, a być może również Ziemię. To jest właśnie stadium czerwonego olbrzyma. Dojdziemy jednak do niego dopiero za 5 mld lat, więc na razie nie ma się czym martwić.
Życie czerwonych olbrzymów kończy się dość spektakularnie, mianowicie wyrzuceniem wielkiej ilości materii w przestrzeń. Powstaje w ten sposób tzw. mgławica planetarna. Nazwa jest „błędonimem” (ang. misnomer), gdyż taka mgławica nie ma nic wspólnego z planetami (poza tym, że tak kojarzyła się dawnym astronomom) – tak jak ołówek nie ma nic wspólnego z ołowiem, a Indianie z Indiami. Najbardziej znana jest chyba Mgławica Pierścień (M57) w gwiazdozbiorze Lutni. Mgławice planetarne wyglądają często bardzo pięknie i odgrywają też istotną rolę w galaktycznym ekosystemie (o tym jeszcze będzie). Natomiast centralna część gwiazdy, która nie zostaje wyrzucona w przestrzeń, przekształca się ostatecznie w białego karła i dalej jak wyżej.
Gdy jądro się zapada
Gwiazdy osiem i więcej razy masywniejsze niż Słońce czeka jednak inny los. Takie kolosy są w stanie wytworzyć w swoich jądrach znacznie wyższe temperatury i spalać cięższe pierwiastki. Kiedy zabraknie wodoru, rozpoczynają spalanie helu, tworząc węgiel, a kiedy zabraknie helu, biorą się za węgiel i tak dalej. To jest (w miarę) proste. Ale teraz, uwaga, zagadka.
Zwróciliście może uwagę, że czasem mówi się o łączeniu jąder atomowych (w Słońcu lub bombie wodorowej), a czasem o ich rozszczepianiu (w bombie atomowej, względnie w elektrowni)? W języku angielskim to jeszcze wyraźniej widać, bo mamy odpowiednio reakcje fusion i fission. W obu przypadkach uwalniana jest energia. Można więc zadać niegłupie pytanie: jak to właściwie działa? Czy energię generuje łączenie jąder w większe, czy właśnie rozbijanie ich na mniejsze?
Obie odpowiedzi są poprawne, ponieważ energia wiązania jąder zmienia się w dwóch różnych kierunkach w zależności od tego, w której części tablicy Mendelejewa jesteśmy. Nukleosynteza (łączenie jąder) produkuje energię tylko od wodoru do żelaza. Powyżej żelaza musielibyśmy już energię dostarczyć z zewnątrz, żeby utworzyć jądra jeszcze cięższe. Jeżeli gwiazda jest wystarczająco masywna, żeby dojść aż do etapu żelaza, to wytwarza się sytuacja niejako graniczna. Gwiazda ma pełno żelaza w jądrze, ale nie da się już go nadal spalać. Nie ma więc możliwości, by produkować energię i nie ma w jaki sposób przeciwstawić się sile własnej grawitacji. Takie jądro gwiazdy zapada się. Tak właśnie powstają supernowe, gwiazdy neutronowe i czarne dziury.
Supernowe to eksplozje bardzo masywnych gwiazd, które nie mają już co spalać. Ich maksimum jasności trwa krótko (tygodnie, miesiące), ale uwalnia się przy tym olbrzymia ilość energii. Jasność supernowej jest rzędu… miliarda jasności Słońca. Mimo wielkich odległości mogą być tak jasne, że na ziemskim niebie byłyby widziane za dnia (tak zdarzyło się choćby w latach 1006, 1054 czy 1604), a ewentualna eksplozja supernowej blisko Ziemi oznaczałaby bardzo poważny problem dla cywilizacji ludzkiej i całej biosfery. Siła wybuchu jest tak duża, że gwiazda ulega zniszczeniu, a materia, z której się składała, zostaje wyrzucona w przestrzeń międzygwiezdną.
Nie zawsze jednak cała gwiazda ulega dezintegracji. To, co nie zostało odrzucone, może stać się gwiazdą neutronową lub czarną dziurą. Zacznijmy od tej pierwszej i powiedzmy sobie wprost: gwiazda neutronowa to byt bizarny. Jej fizyka i właściwości nie przypominają niczego, co znamy ze szkoły czy z codziennego życia. Dlaczego? „Normalne” gwiazdy, które świecą, syntetyzując hel (lub inne pierwiastki), nie zapadają się pod własnym ciężarem dzięki temu ciśnieniu, które znamy z licealnej fizyki. W przypadku białych karłów mamy już do czynienia z fizyką kwantową – do gry wchodzi tam zakaz Pauliego, który mówi, że dwa elektrony nie mogą przebywać w tym samym stanie kwantowym. W „normalnym” gazie zakaz Pauliego nie odgrywa istotnej roli, ale na białym karle już tak. Elektrony nie chcą się bardziej „ściskać”, a ściskane – generują bardzo duże ciśnienie. Gwiazdy neutronowe to kolejny poziom. W nich wchodzi w grę ciśnienie neutronów, które mają masę trzy rzędy wielkości większą niż elektrony, co przekłada się na znacznie większe ciśnienie.
Stąd też biorą się dość absurdalne parametry gwiazd neutronowych. Ich masa wynosi 1–2 masy Słońca, a średnica zaledwie 20 km. Gwiazdy neutronowe są jak jądra atomowe wielkości planetoidy. Mają gęstość materii jądrowej – jedna jej łyżeczka ważyłaby na Ziemi tyle, co spora góra. Warto również odnotować przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni takiej gwiazdy, wynosi ono bowiem około 200 mld g (przypomnę, że na Ziemi mamy 1 g, a 100 g to śmiertelne przeciążenie w wypadku samochodowym). Jest to naprawdę obiekt nie z tej ziemi.
Ale i tak wciąż jest to obiekt, czego nie można powiedzieć o czarnej dziurze, czyli o ostatnim etapie ewolucji gwiazd jeszcze potężniejszych. Czarna dziura powstaje wtedy, kiedy gwiazda nie ma już czego spalać, a jest tak masywna, że ani ciśnienie elektronów, ani neutronów, ani w ogóle nic innego nie jest w stanie powstrzymać jej grawitacyjnego kolapsu. Czarna dziura to gwiazda, która zapadła się niejako poza fizykę. Zgodnie z przewidywaniami ogólnej teorii względności grawitacja zakrzywia czasoprzestrzeń tak bardzo, że nic – żadna materia ani nawet światło – nie może wydostać się na zewnątrz. Mówiąc ściślej, czarna dziura nie jest już gwiazdą, nie emituje bowiem promieniowania, nie widać jej bezpośrednio i nie ma dotykalnej powierzchni. W ogóle nie ma wielu właściwości, jest niejako nagim bytem. Jeżeli prawdziwe jest twierdzenie, że „czarne dziury nie mają włosów”, to każda czarna dziura ma tylko trzy parametry: masę, ładunek elektryczny i moment pędu. Z punktu widzenia ewolucji gwiazd jest to produkt ostateczny… a zarazem najtrudniejszy do ugryzienia tak dla teoretyków, jak i obserwatorów.
Gwiezdne dzieci
Napisałem na początku, że ewolucja gwiazd nie przypomina ewolucji biologicznej. Trzeba jednak pamiętać, że śmierć jednych gwiazd może prowadzić do powstania innych. I to całkiem dosłownie – fala uderzeniowa idąca od supernowej może zainicjować kurczenie się obłoków gazu, z których powstaną nowe gwiazdy. Przede wszystkim jednak masywne gwiazdy, krótko żyjące, produkują w swoich wnętrzach pierwiastki, które gdzie indziej nie mogłyby być wyprodukowane. Te pierwiastki rozpraszają się później w galaktyce przez ekspandujące mgławice planetarne i przez supernowe. Tym samym „ekosystem” galaktyki wzbogaca się o cięższe pierwiastki, z których formują się nowe gwiazdy i układy planetarne.
Znacie pewnie to poetyckie zdanie, że jesteśmy „gwiezdnym pyłem”. Otóż można je rozumieć całkiem dosłownie (choć precyzyjniej byłoby powiedzieć „jesteśmy gwiezdnym popiołem”). W bardzo młodym wszechświecie nie mogłoby być życia, jakie znamy, bo nie było w nim innych pierwiastków niż wodór i hel, względnie lit. Cięższe pierwiastki, niezbędne do życia – takie jak węgiel, tlen, azot, fosfor i żelazo – powstały w ciężkich, masywnych gwiazdach, które wypaliły się i wybuchły na długo przed powstaniem Układu Słonecznego. A więc owszem, każdy atom węgla w naszym DNA, każdy atom żelaza w naszej krwi został kiedyś wytworzony w jądrze wielkiej gwiazdy, która świeciła i zgasła przed miliardami lat. Marek Aureliusz byłby zadowolony, że również tutaj wszystko okazuje się ze wszystkim połączone.
Czytaj również:
