Przekrój przez wszechświat

Tekst
0
Recenzje
Przeczytaj fragment
Oznacz jako przeczytane
Jak czytać książkę po zakupie
Czcionka:Mniejsze АаWiększe Aa

21


Ilustracja 21

Galaktyka spiralna

Skala: 100 tysięcy l.św.

21

1 Zm ≈ 100 tys. l.św.

Oto i galaktyka spiralna w całej okazałości!

Galaktyki stanowią pierwsze na naszej drodze obiekty będące wyrazistymi, odrębnymi (i to jak odrębnymi! – zob. ilustrację 22) tworami o silnie zaznaczonej indywidualności. Nie ma dwóch identycznych galaktyk spiralnych – a skatalogowano i obfotografowano ich już tysiące! Można w tym momencie zatrzymać się na sekundkę i zastanowić, co to właściwie jest identyczność? Wiemy przecież, że nie ma dwóch identycznych kropli wody czy dwóch identycznych chmur... Po bardzo starannym zbadaniu okazuje się, że gromady galaktyk (zob. rozdział 23) również zawsze troszkę się od siebie różnią. A jednak wydaje się, że indywidualność, przykładowo, ludzi jest... silniejsza niż indywidualność kropli wody. Czy to wyłącznie kwestia naszych przyzwyczajeń albo sposobu, w jaki nazywamy rzeczy? Dwie krople wody różnią się szczegółową konfiguracją atomów, ale na fotografii wykonanej „w ich własnej skali” są nie do odróżnienia. Dwie galaktyki spiralne natomiast da się od siebie odróżnić nawet w „ich własnej” skali... Czy to oznacza silniejszą indywidualność? Problem ten należy do nierozwiązanych zagadnień filozoficznych.

Klasyfikowanie galaktyk przypomina trochę klasyfikowanie chmur. To dwie niebywale trudne, artystyczne niemal dziedziny nauki, które mimo swojego hermetycznego i „szufladkowego” charakteru mogą dać każdemu dobry wgląd w bogactwo form Natury. Przykładowo przedstawiona na ilustracji 22 galaktyka M101 jest formalnie sklasyfikowana jako SAB(rs)cd. Oznacza to kolejno:

S, czyli galaktyka spiralna – posiada więc ramiona spiralne; policzenie tych ramion to już trudna sprawa, jako że podzielone są one na segmenty i obserwacja w różnej odległości od środka galaktyki wydaje się sugerować różną liczbą ramion; zachęcam do próby policzenia ramion na ilustracji 21;

AB, czyli galaktyka spiralna ze słabo zaznaczoną poprzeczką – litera B w tym samym miejscu oznaczałaby obecność wyraźnej poprzeczki, czyli relatywnie prostej struktury przechodzącej przez środek galaktyki, z końca której „wyrastają” ramiona spiralne; nasza własna Droga Mleczna ma najprawdopodobniej poprzeczkę; Galaktyka Wiatraczek ma poprzeczkę bardzo słabo zaznaczoną, więc jest ona praktycznie niewidoczna na ilustracji 21 – całkowity jej brak byłby oznaczony literą A;

(rs), czyli galaktyka o prawie pełnej strukturze spiralnej ze słabo zaznaczonym pierścieniem – symbol (r) umieszczony w tym miejscu oznacza, że w okolicach centrum galaktyki znajduje się wyraźny pierścień gwiazd „przerywający” ramiona spiralne i uniemożliwiający ich prześledzenie aż do centrum galaktyki, a symbol (s) oznacza, że ramiona spiralne dochodzą aż do samego środka geometrycznego galaktyki; w przypadku galaktyki M101 ramiona da się prześledzić prawie do samego środka, stąd pośrednie oznaczenie (rs);

cd, czyli galaktyka o „luźnych” ramionach spiralnych; stopień „zwinięcia” ramion określa się literowo: od typu a, który charakteryzuje się bardzo ciasno „nawiniętymi” i wyrazistymi ramionami, po typ d charakteryzujący się bardzo luźnymi, często poszarpanymi ramionami.

To jednak nie koniec. Baza NED (ang. NASA/IPAC Extragalactic Database) zbierająca naukowe terminy stosowane w astronomii galaktycznej podaje, że galaktyki mogą posiadać, przykładowo:

– węzłowatą poprzeczkę (knotty bar),

– „rączki” (ansae),

– pudełkowate zgrubienie centralne (box-shaped bulge),

– pierzaste ramiona zewnętrzne (feathery outer arms),

– haki spiralne (spiral hooks),

– pierścień kolizyjny (collisional ring),

– węzłowaty ogon (tail including knots)...

Co ciekawe, galaktyki spiralne – które posiadają wedle naszej obecnej wiedzy najwięcej odmian, struktur i cech indywidualnych – to te właśnie galaktyki, które ewoluują bez zakłóceń. Jak pamiętamy z rozdziału 24, galaktyki spiralne powstają najchętniej wtedy, gdy przez odpowiednio długi czas (rzędu miliarda lat) nie dochodzi do żadnych intensywnych oddziaływań między nią a sąsiednimi galaktykami. Całe to wspomniane wyżej bogactwo struktur i form jest więc przejawem skłonności materii do samoorganizacji – jest to jedna z cudownych i nie do końca zrozumiałych cech świata, w którym żyjemy. Wiele układów wykazuje najbardziej wyrafinowane formy organizacji, jeśli pozwoli im się ewoluować bez żadnych wpływów spoza tegoż układu. Można wyrazić to nieco inaczej, że rzeczom czasem „nie trzeba pomagać” lub, jeszcze inaczej, że świat „świetnie radzi sobie sam”.

20


Ilustracja 20

Fragment ramienia spiralnego galaktyki

Skala: 10 tys. l.św.

20

100 Em ≈ 10 tys. l.św.

Witamy w galaktyce! Przedstawiony na ilustracji 20 wycinek znanej nam już galaktyki M101 zawiera mniej więcej tyle gwiazd, ilu jest ludzi na Ziemi, czyli w chwili pisania tej książki (początek 2014 roku) nieco ponad 7 miliardów. (Typowa galaktyka spiralna liczy sobie kilkaset miliardów gwiazd, więc jeśli ilustracja 20 przedstawia około 1/50 powierzchni galaktyki, to zakres ten powinien obejmować właśnie kilka miliardów gwiazd.) Zdjęcia tego typu mogą sprawiać wrażenie zatłoczenia, ale galaktyka – tak jak i cały Wszechświat w ogólności – jest w przeważającej większości „pusta”. Gwiazdy są oddzielone od siebie przestrzeniami około 10 milionów razy większymi od ich własnych rozmiarów; gdyby ludzie chcieli odsunąć się od siebie na tak wielkie odległości, na naszej planecie zmieściłoby się najwyżej kilku ludzi, oddalonych od siebie o wiele tysięcy kilometrów. Znajdujący się między gwiazdami gaz, wyglądający na fotografiach jak dość gęsty, świetlisty dym, nie przekracza gęstością kilkuset cząstek na centymetr sześcienny (krótki przegląd gęstości występujących w Kosmosie został podany w rozdziale 25).

Dzięki cudom technologii (po raz kolejny okazuje się, jak świetną inwestycją był Kosmiczny Teleskop Hubble’a!) można jednak przyglądać się wszystkim subtelnym jak muślin strukturom galaktycznym. Cóż zatem widać na ilustracji 20?

Ciemnoszare, prawie jednolite tło to przede wszystkim gwiazdy, zbyt liczne i słabo świecące, by większość z nich dało się rozróżnić gołym okiem – odpowiedzialne są więc zbiorczo za stosunkowo jednolite światło stanowiące przeważającą większość całkowitej jasności galaktyk w zakresie widzialnym. Najjaśniejsze punkty to albo wyjątkowo jasne pojedyncze gwiazdy, albo – co bardziej prawdopodobne – ciasno skupione gromady gwiazd, wciąż wyglądające w tej skali jak punkty światła. Na gwiezdne tło nałożone są ciemne smugi i strugi pyłu międzygwiezdnego, który potrafi czasem naprawdę skutecznie zasłonić znajdujące się za nim gwiazdy. Również i pył rozsypany jest po galaktyce z trudną do wyobrażenia rzadkością – tutaj w grę wchodzi jednak jeszcze trudniejsza do wyobrażenia objętość chmur tegoż pyłu. Bardzo rzadko rozmieszczone ziarna pyłu – nieprzekraczające też zwykle 1/1000 milimetra średnicy – rozsypane wszak w objętości miliardów i miliardów kilometrów sześciennych, mogą stanowić realną blokadę dla światła. Najjaśniejsze fragmenty obrazu to bogate gromady gwiazd lub chmury gazu rozjarzone od środka przez powstające właśnie gwiazdy – obłoki molekularne.

W galaktykach spiralnych powstawanie gwiazd jest skoncentrowane wzdłuż ramion spiralnych, co widać nieźle na ilustracji 21 w poprzednim rozdziale. Działa to następująco: gwiazdy oraz otaczający je ośrodek międzygwiazdowy kręcą się wokół wspólnego środka masy z prędkościami rzędu setek kilometrów na sekundę. Dla Słońca, którego prędkość wokół środka Drogi Mlecznej szacuje się na około 220 km/s, oznacza to, że wykonanie jednego pełnego okrążenia wokół środka Galaktyki zajmuje około 240 milionów lat.

Ramiona spiralne to obszary o podwyższonej gęstości gazu i większej liczbie młodych gwiazd. Te dwa fakty są z sobą sprzężone i wynikają z siebie nawzajem; struktura spiralna – co zostało wspomniane w poprzednim rozdziale – do pewnego stopnia „dba o siebie”. Aby rzadki gaz galaktyczny skupił się do postaci gwiazdy, musi zostać przekroczona pewnego typu krytyczna gęstość, powyżej której proces ten sam już siebie napędza: coraz wyższa gęstość powoduje coraz silniejsze oddziaływanie grawitacyjne, to zaś prowadzi do coraz silniejszego skupiania się materii... i tak dalej. Co zrozumiałe, w obszarach o wyższej średniej gęstości łatwiej o lokalne przekroczenie tej właśnie wartości krytycznej. Kiedy już dojdzie do powstania gwiazdy, jej dalszy los zależy od ilości zgromadzonej masy (zob. rozdział 17). Gwiazdy o najwyższej masie zaznają stosunkowo szybkiej i bardzo spektakularnej śmierci – wybuchu supernowej (w rozdziale –13 opisano, co dzieje się z materią, gdy poddawana jest coraz wyższym ciśnieniom). Ponieważ może to nastąpić już po kilku milionach lat od momentu powstania gwiazdy, łatwo policzyć, że nie zdąży ona w tym czasie znacząco przesunąć się na tle dysku galaktycznego.

 

Choć więc niewielki odsetek wszystkich gwiazd kończy jako supernowe, ich duża jasność oraz niemal równie spektakularny przebieg reszty ich krótkiego żywota sprawiają, że ramiona spiralne są widoczne na tle dysku galaktycznego jako jasne smugi. Pozostałe gwiazdy żyją wystarczająco długo, by opuścić ramiona spiralne – które nie są „sztywną” strukturą kręcącą się wraz z gwiazdami, lecz raczej „miejscem”, porównywanym czasem do zatoru na drodze, który mimo stałego położenia składa się z coraz to nowych samochodów. Gwiazdy te są w dużym stopniu odpowiedzialne za jednolite światło dysku galaktyki, choć ich aktywność w trakcie pierwszych kilku milionów lat życia przyczynia się dodatkowo do jaśniejszego światła galaktycznych ramion.

Wybuch supernowej powoduje – oprócz widocznego z wielkich odległości błysku, który może na krótką chwilę przekroczyć jasnością całą galaktykę – również sprężenie otaczającego ją gazu oraz „wstrzyknięcie” weń znacznej ilości najróżniejszych ciężkich pierwiastków wytworzonych w trakcie eksplozji termojądrowej. W potwornie wysokich temperaturach panujących w sercu takiej eksplozji cząstki elementarne i jądra zderzają się z sobą z tak dużymi prędkościami, że utworzona zostaje mało „elegancka” mieszanina trwałych i nietrwałych izotopów praktycznie wszelkiego możliwego rodzaju. Jedną z ciekawszych konsekwencji tego faktu opisano w rozdziale 06. Okazuje się bowiem, że nasz Układ Słoneczny nieco skorzystał na takim właśnie „zastrzyku” izotopów radioaktywnych. Choć mogłoby się więc wydawać, że trudno o bardziej destrukcyjny proces niż błyskawiczne rozsadzenie całej gwiazdy i chaotyczne rozrzucenie jej popiołów, nawet w tym zjawisku Natura odnalazła potencjał twórczy.

19


Ilustracja 19

Wielki obłok gazowy i gromada młodych gwiazd

Skala: 1000 l.św.

19

10 Em ≈ 1000 l.św.

W skali ilustracji 19 wyraźnie widoczne są poszczególne chmury gazu galaktycznego, zwane też mgławicami lub obłokami. Skojarzenie ze „zwykłymi” ziemskimi chmurami (zob. ilustracja 03) jest jak najbardziej uzasadnione – obydwa te typy obiektów reprezentują obszary, które z racji podwyższonej gęstości są widoczne jako wyodrębnione twory. W przypadku gazu galaktycznego chodzi o podwyższoną gęstość tych atomów czy cząstek, które produkują bądź pochłaniają promieniowanie – dając w rezultacie odpowiednio jaśniejsze od swojego otoczenia mgławice emisyjne i ciemniejsze od niego mgławice absorpcyjne. W przypadku chmur ziemskich jest to podwyższona zawartość wody (zależnie od warunków z przewagą pary wodnej, kropelek lub kryształków lodu). Jasne smugi na ilustracji 19 to mgławice emisyjne – pobudzone do świecenia przez promieniowanie młodych gwiazd widocznych na ilustracji jako najjaśniejsze punkty.

Podobieństwa między chmurami galaktycznymi a ziemskimi na tym się jednak nie kończą. Obydwa typy „chmur” są zasadniczo nietrwałe (ich typowe czasy życia to, odpowiednio, kilkadziesiąt milionów lat i kilkanaście minut), ale nie znikają, lecz raczej gładko przemieniają się w kolejne chmury, wiecznie zmieniając swój kształt w odpowiedzi na wiatr, promieniowanie, przepływ ciepła i inne czynniki. Obydwa typy cechują się nieprawdopodobnym bogactwem form – choć ze względu na uniwersalny charakter praw mechaniki płynów kształty chmur galaktycznych i atmosferycznych bywają uderzająco do siebie podobne.

Czy istnieje jednak galaktyczny odpowiednik opadów atmosferycznych? Zależy to oczywiście od tego, jak ogólnie lub jak abstrakcyjnie zdefiniujemy opady. Spróbujmy pofantazjować. Opad zachodzi wtedy, kiedy pewien niewielki podzbiór cząstek chmury podlega przemianie, w wyniku której uzyskuje względną samodzielność i oddziela się od tej chmury. W chmurach ziemskich mowa tu o cząsteczkach wody, które podlegają przemianie fazowej (skropleniu/resublimacji) – z gazu przechodzą do postaci płynnej (kropla deszczu) lub stałej (płatek śniegu/bryłka lodu) – i oddzielają się od chmury, opadając w polu grawitacyjnym planety. W chmurach galaktycznych mowa tu o cząsteczkach rzadkiego, zimnego, swobodnego gazu, które skupiają się (kolaps grawitacyjny) do postaci gęstego, gorącego gazu związanego grawitacyjnie w ściśle określonej objętości i posiadającego powierzchnię (gwiazda) – a następnie oddzielają się od swojej „macierzystej” chmury, podróżując w polu grawitacyjnym galaktyki.

W pewnym sensie gwiazdy są więc kroplami galaktycznego deszczu.

Obok podobieństw między chmurami atmosferycznymi i kroplami deszczu a chmurami galaktycznymi i gwiazdami istnieją oczywiście różnice. Typowa niewielka chmura zawiera w sobie kilkaset ton wody (!), a ponieważ jedna kropla deszczu waży około miligrama, zamiana całej chmury w deszcz oznacza spadnięcie kilkuset miliardów kropli deszczu. Typowy niewielki obłok galaktyczny waży natomiast około 1035 kg, czyli 100 tysięcy razy więcej niż Słońce. Ponieważ zaś Słońce ma dość przeciętną masę jak na gwiazdę, można powiedzieć, że z przeciętnej chmury gazu galaktycznego może „spaść” maksymalnie około 100 tysięcy „kropli” galaktycznego deszczu, czyli gwiazd (w praktyce jest to jednak mniej, gdyż nie cały gaz zostaje zamieniony na gwiazdy). Inna różnica: krople „umierają”, spadając na ziemię i przekazując jej całą wodę, z której się składają; w nich samych nie ma nic, co prowadziłoby do „śmierci”. Gwiazdy natomiast noszą w sobie zalążek swojego końca i „umierają” od środka; po śmierci zaś ich wypalone popioły mogą dowolnie długo krążyć po swej macierzystej galaktyce, nigdy nie oddając całości swojej masy z powrotem do źródła, z którego pochodzą (zob. rozdział 17).

Dobrze jest czasem, choćby tylko na próbę, przymierzać się do tego typu analogii. Różnice są przecież równie ciekawe, co podobieństwa. Nudno by było, gdyby na różnych szczeblach organizacji świata motywy dokładnie się powtarzały...

18


Ilustracja 18

Mgławica emisyjna wokół obszaru powstawania gwiazd – mgławica Oriona

Skala: 150 l.św.

18

1 Em ≈ 100 l.św.

Jak zostało to już przybliżone w poprzednim rozdziale, gwiazdy nie rodzą się pojedynczo, lecz całymi gromadami. Największe białe plamki na ilustracji 18 to młode gwiazdy, które – stosownie do swojego niepoważnego wieku – wprost tętnią od nieposkromionej aktywności. Widoczne w tle „dorosłe” gwiazdy należą do ich najbliższego sąsiedztwa i są tylko cichymi świadkami tego młodzieńczego rozbuchania. Ze względu na relatywnie niewielki stopień skupienia tego typu zgrupowania określa się jako gromady otwarte.

Cóż „dzieje się” w obłoku przedstawionym na ilustracji 18? Silne wiatry słoneczne emitowane przez młode gwiazdy rozdmuchują gaz na wszystkie strony. Obłoki tego gazu, odpychane od najsilniej „wiejących” gwiazd, zderzają się z sobą, wzbudzając turbulencję i podgrzewając stopniowo ośrodek międzygwiazdowy. Coraz wyższe temperatury powodują pobudzanie coraz to nowych przejść energetycznych w atomach, co sprawia, że emitowane jest światło o najróżniejszych długościach fali, a więc kolorach. O ile zatem zdjęcia takie jak ilustracja 18 są zwykle silnie „podkolorowane” przez artystycznie nastawionych astronomów, nie ma tu mowy o faktycznym „domalowywaniu” czegokolwiek. Różne struktury gazowe w galaktyce promieniują w zupełnie różny sposób, jednak nie zawsze leży w możliwościach nieuzbrojonego ludzkiego oka dostrzeżenie tego typu niuansów. Tylko od pomysłowości grafika zależy, w jaki sposób informacja ta zostanie „przetłumaczona” na znane nam kolory.

Gaz galaktyczny, ściśnięty przez wiatr tysiąca słońc, zaczyna przypominać nieprzejrzyste kotary, przesłaniające odbywający się za nimi spektakl. Ściśnięcie gazu do określonej gęstości krytycznej sprawia, że zgromadzona w małej objętości masa gazu zaczyna wytwarzać niezaniedbywalnie silne pole grawitacyjne. W odpowiednich warunkach może uruchomić to samonapędzający się proces tzw. kolapsu grawitacyjnego, czyli skupiania się gazu w coraz to mniejszych i mniejszych objętościach – co oczywiście powoduje zintensyfikowanie całego tego procesu. Gdyby od strony cząstek materii nie wystąpiła żadna siła odpychająca, gaz zapadałby się w nieskończoność do punktu. Istnieją jednak liczne mechanizmy powodujące powstrzymanie tego procesu – od swojskiego odpychania otaczających jądra atomowe elektronów do bardziej skomplikowanych procesów kwantowych wytwarzających tzw. ciśnienie degeneracji (zob. rozdział –13). Gdy jednak wszystkie metody zawiodą, materia zapada się nieograniczenie, tworząc czarną dziurę – tak przynajmniej głosi teoria...

Warto spróbować sobie wyobrazić, jak by wyglądała ilustracja 18, gdyby usunąć z niej wszystkie struktury gazowe, a pozostawić tylko gwiazdy. Część gwiazd znajduje się przed widoczną na ilustracji mgławicą emisyjną, większość jednak za nią. Obszar oznaczony białym kwadracikiem – omawiany w rozdziale 17 – pokazuje, jakiej „gęstości gwiazd” można się spodziewać, jeśli naszego widoku nie będą przesłaniać smugi gazu i pyłu. Po odjęciu tych spektakularnych obiektów astronomicznych pozostanie tylko bardzo monotonne pole gwiazdowe składające się z tysięcy i milionów bezładnie rozrzuconych białych kropek, nawet dla najlepszych teleskopów będących wciąż punkcikami. Chociaż więc zdjęcia astronomiczne rzadko przedstawiają tego typu „nudny” obiekt, jakim jest jednorodne pole gwiazdowe – a już w skali ilustracji 19 poszczególne gwiazdy zlewają się w jednolitą „zupę gwiazdową” – widok ten wiele mówi o istocie Kosmosu. Znaczna część jego masy (na przykład około 80% masy naszej galaktyki, nie licząc tzw. ciemnej materii) jest zgromadzona w świecących kulach gazowych odległych od siebie tak bardzo, jak dwa ziarnka piasku oddalone o 30 kilometrów. Z pewnej odległości wszystkie te gwiazdy wyglądają na pierwszy rzut oka identycznie – warto więc poświęcić chwilę i wyobrazić sobie najpierw, że cała ilustracja 18 jest wypełniona jednolicie takimi właśnie identycznymi punkcikami – w takiej mniej więcej gęstości, w jakiej wypełniają leżący w prawym górnym rogu biały kwadracik. Następnie ilustrację tę zmniejszamy do postaci kwadratu o boku 1 centymetra, a w końcu z miliona takich kwadracików układamy wielki kwadrat o boku długości 10 metrów. Byłby to w miarę realistyczny obraz galaktyki (zob. ilustracja 21) – stosunkowo jednolity płaski dysk wypełniony naprawdę dużą liczbą bardzo odległych od siebie punkcików światła.

Wielkie przestrzenie oddzielające skupienia materii to kolejny temat powracający w tej książce. To my, ludzie, żyjemy zwykle blisko siebie, i nawet samotny rozbitek na najbardziej odległej od stałego lądu wysepce Pacyfiku jest bliżej innych ludzi niż typowa gwiazda Drogi Mlecznej jest bliższa innych gwiazd.

17


Ilustracja 17

Gwiazdy w sąsiedztwie Słońca

Skala: 30 l.św.

17

100 Pm = 100 bln km ≈ 10 l.św.

W poprzednich rozdziałach zostało pokazane piękno gazowych struktur galaktycznych. Jak jednak wiadomo, gaz ten jest niezwykle rzadki, a rozproszone w nim drobinki pyłu są mikroskopijne – jedynymi „solidnymi” kawałkami materii, na jakie można natrafić w trakcie podróży przez „ciało” galaktyki, są gwiazdy i otaczające je układy planetarne. Ilustracja 17 pokazuje, jak mogłoby prezentować się typowe pole gwiazdowe dla nieuzbrojonego oka ludzkiego. Wszelkiego typu smugi czy bąble gazu – z pewnością obecne i dające się sfotografować przez odpowiednio czuły sprzęt – są teraz niewidoczne i do obserwacji pozostają tylko mikroskopijnej wielkości punkciki światła: gwiazdy. Czas już chyba przyjrzeć się bliżej tym elementarnym cegiełkom, z których zbudowany jest świat w skali galaktycznej. I choć typowe gwiazdy mają średnice liczone w milionach kilometrów, dla astronoma są one tylko „karłami”. O tak, w tym rozdziale czeka nas prawdziwa parada karłów.

 

Przeważająca większość gwiazd należy do „nudnej” kategorii karłów, podobnie jak większość galaktyk to galaktyki karłowate – tak już chyba musi być w tym naszym Kosmosie. Nasze Słońce jest klasyfikowane jako żółty karzeł. Cóż niesie z sobą takie „lekceważące” określenie? Żółty karzeł (podobnie jak jego mniejsi kuzyni, karły pomarańczowe i czerwone) to gwiazda na tyle mała, że zachodzące w jej jądrze reakcje jądrowe mogą trwać przez długie miliardy lat, nie powodując żadnych spektakularnych zjawisk na powierzchni. Dopiero pod sam koniec życia dochodzi do dość dramatycznej fazy „spuchnięcia”, w czasie której rzadka zewnętrzna otoczka gwiazdy jest utrzymywana w bardzo dużych odległościach (tak dużych, że Ziemia znajdzie się kiedyś wewnątrz Słońca) od jądra gwiazdy przez jej promieniowanie – jest to faza czerwonego olbrzyma. Nawet ta faza nie kończy się jednak spektakularną eksplozją w typie supernowej, lecz w miarę grzecznym „zdmuchnięciem” otoczki, która przez paręset tysięcy lat oddala się statecznie od wypalającego się jądra, mieniąc się tysiącami barw, zanim spokojnie połączy się z galaktycznym zbiornikiem gazu, z którego powstała (obiekty takie określa się jako mgławice planetarne, choć z planetami mają one niewiele wspólnego). Pozostałe po jądrze popioły, składające się głównie z węgla i tlenu, tworzą kilkukilometrowej średnicy żarzący się węgielek zwany białym karłem, który w skali miliardów lat powolutku wypala się i staje się czarnym karłem. (Przez pewien czas przypuszczano, że w określonych przypadkach obiekt ten składa się wyłącznie z atomów węgla, co ze względu na wysokie ciśnienia, którym poddana jest materia gwiazdowa w końcowej fazie życia, oznaczałoby, iż niektóre białe karły to ultraczyste diamenty wielokilometrowych rozmiarów.)

Nasze najbliższe galaktyczne sąsiedztwo, przedstawione na ilustracji 17, składa się głównie z czerwonych i żółtych karłów. Spośród 117 gwiazd znajdujących się w odległości mniejszej niż 20 lat świetlnych od Słońca: 78 to czerwone karły, 16 to karły pomarańczowe, a 6 – karły żółte. Kolejne trzy gwiazdy z tej populacji to również karły, jednak odrobinę gorętsze od karłów żółtych, przez co ich światło jest w zasadzie białe. Ponieważ jednak określenie „biały karzeł” jest zarezerwowane dla spopielonych pozostałości martwych gwiazd, używane są mniej wdzięczne określenia literowe: karły typu A i karły typu F. Ogółem więc w naszym sąsiedztwie 103 ze 117 gwiazd to karły spokojnie spalające obecnie wodór.

Dalszych osiem obiektów nie zasługuje już na szlachetne miano gwiazdy. Są to obiekty o jeszcze mniejszej masie niż najmniejsze spośród „normalnych” gwiazdowych karłów (czyli karłów czerwonych) – gazowe kule o tak niskiej masie (mniejszej niż 1/12 masy Słońca, czyli około 80 mas Jowisza – są to więc obiekty o masach porównywalnych już z masami planet), że osiągnięte w ich jądrach temperatury nie wystarczają do zainicjowania reakcji jądrowych z udziałem wodoru. Niewielka ilość energii jest w nich co prawda uwalniana z deuteru – odmiany wodoru odrobinę „delikatniejszej” od zwykłego izotopu tego pierwiastka i dzięki temu „palącej się” już przy niższych temperaturach – oraz za sprawą powolnego „osiadania” gazu, jednak obiektom tym daleko do „prawdziwych gwiazd” i określane są jako brązowe karły.

Pozostałe sześć obiektów to białe karły. W naszym najbliższym otoczeniu brak zatem wszelkiego typu „ekscytujących” mieszkańców galaktycznego miasta – czerwonych i błękitnych olbrzymów, eksplodujących gwiazd zmiennych, nowych i supernowych... Z drugiej strony któż normalny chciałby mieć takich sąsiadów? Czy o ich destrukcyjnych ekscesach nie lepiej dowiadywać się z gazet?

To koniec darmowego fragmentu. Czy chcesz czytać dalej?