Wszechświat krok po kroku

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

Rys. K7. Ewolucja czerwonego karła. Kolor niebieski – pierwotny gaz wodorowo-helowy. Kolor żółty (co widać najlepiej na „przekrojach”) – strefa spalania wodoru i produkcji helu. Kolor seledynowy – „zbiornik” helu. Kolor pomarańczowy – strefa spalania helu i produkcji węgla. Kolor zielony – „zbiornik” węgla/tlenu. Kolor różowy – strefa zachodzenia procesu s oraz gaz wzbogacony o produkty tych reakcji. Oznaczenia kolejnych etapów (A...F) i kluczowych zdarzeń (1...6) zostały wyjaśnione w tekście oraz obok w „wypunktowaniu”.

[K7] Czerwony karzeł: życie przeciętnej gwiazdy

• Każda gwiazda rozpoczyna istnienie jako rzadki obłok gazu, który zaczyna zapadać się grawitacyjnie (zdarzenie 1, zob. rozdział [K5]). W pewnym momencie wykształca się centralny obiekt o kształcie zbliżonym do kuli, nazywany protogwiazdą (etap A).

• Gdy w jądrze protogwiazdy zaczną zachodzić reakcje jądrowe (zdarzenie 2), używa się w odniesieniu do niej terminu gwiazda. Po krótkiej niestabilnej fazie, kiedy to ustala się masa gwiazdy i jej struktura, zaczyna się główny etap jej ewolucji: gwiazda na ciągu głównym (etap B) – zob. Rys. K7a i rozdział [K7.2] poniżej. Może on trwać wiele miliardów lat – nawet setki miliardów, czyli znacznie dłużej, niż istnieje nasz Wszechświat.

• W pewnym momencie (zdarzenie 3) w centrum gwiazdy wykształca się helowe jądro, a spalanie wodoru przenosi się do powłoki nad owym jądrem. Gwiazda staje się czerwonym olbrzymem (etap C). Po pewnym czasie czerwony olbrzym zapala ów centralny zasób helu (zdarzenie 4), czemu może towarzyszyć potężny „helowy błysk”. Gwiazda, która spala w jądrze hel (a w powłoce nad nim wciąż wodór), to żółty olbrzym (etap D).

• Pod sam koniec życia gwiazdy wpada ona (zdarzenie 5) w charakterystyczne pulsacje, które wywołują zachodzenie nowego typu reakcji jądrowych (tzw. proces s, kolor różowy na ilustracji obok) i powodują „gubienie” masy. To gwiazda na gałęzi asymptotycznej (etap E) – zob. Rys. K7a i rozdział [K7.5].

• Po pewnym czasie (zdarzenie 6) zewnętrzna powłoka gazowa zostaje ostatecznie odrzucona, co obserwuje się jako mgławicę planetarną, i obnażone zostaje gorące jądro gwiazdy, od tego momentu określane jako biały karzeł (etap F). Gaz mgławicy planetarnej po paru milionach lat łączy się z gazem galaktycznym, a biały karzeł powolutku stygnie, w skali miliardów lat.

• Biały karzeł, jeśli dostarczy mu się dodatkowej masy (może on ją na przykład „ukraść” sąsiedniej gwieździe), może zaznawać mniej (tzw. nowe) lub bardziej (supernowe typu Ia) intensywnych wybuchów termojądrowych.

Jak już wiemy z rozdziału K5, przebieg życia gwiazdy zależy głównie od jej masy początkowej i od tego, czy ma ona jakiegoś szczególnie wścibskiego towarzysza. W tym rozdziale opiszemy historię gwiazdy, która ma masę równą 1 Mʘ, czyli waży tyle samo, co Słońce, i nie znajduje się w takim układzie podwójnym, który by poważnie wpłynął na jej losy (zob. rozdział [K5.1]) – dopiero pod koniec (rozdział [K7.6]) będzie mowa o potencjalnym wpływie gwiazdowych towarzyszy. Opisujemy więc w zasadzie historię życia Słońca. Większość gwiazd we Wszechświecie ma – za sobą lub przed sobą – właśnie taką, lub przynajmniej względnie podobną historię.

Na początek mała uwaga. Etapy życia gwiazdy mają mało intuicyjne nazwy odwołujące się do tzw. diagramu Hertzsprunga-Russella (H-R) – stąd pochodzi choćby „ciąg główny” i „gałąź asymptotyczna”. Nazwy są może nieprzyjemne, ale sama idea diagramu H-R jest prościutka: na osi poziomej odłożona jest temperatura powierzchni (choć zwyczaj jest taki, że po lewej stronie zaznaczone są temperatury wyższe...); na osi pionowej: całkowita jasność. Krótko mówiąc, diagram H-R pozwala na szybką orientację, z jakim to „zwierzęciem” mamy do czynienia. Diagram taki, wyrysowany dla gwiazdy o masie Słońca, przedstawiony jest na stronie 77, aby łatwiej było śledzić kolejne etapy.

K7.1. Protogwiazda

Cóż, pierwszym, co robi gwiazda, to po prostu powstaje. Aby do tego doszło, musi dojść do tzw. niestabilności Jeansa [zdarzenie 1], która ma miejsce wtedy, gdy w danej chmurze gazu galaktycznego przyciąganie grawitacyjne wygrywa z ciśnieniem.

Walka między tymi dwiema siłami to prawdziwie tytaniczne zmaganie; i jak każdy prawdziwy pojedynek ma w sobie coś z tańca: ruchy partnerów są ze sobą intymnie splecione. Gdy chmura gazu z jakiegoś powodu skupia się troszkę bardziej, jej własne pole grawitacyjne rośnie – zaczyna ona przyciągać sama siebie z nieco większą siłą. Gęstszy gaz staje się jednak odrobinę cieplejszy; większa temperatura oznacza zaś wyższe ciśnienie. Ciśnienie „działa” na zewnątrz, próbując rozepchnąć gaz z dala od najgęstszego skupienia. Wydaje się więc, że jest to układ stabilny: zmiana stanu sprawia, że aktywuje się proces przeciwdziałający tej zmianie[65].

Fizyk brytyjski James Jeans odkrył, że w określonych warunkach przyrost przyciągania grawitacyjnego jest szybszy od przyrostu ciśnienia. Gdy zostaną spełnione takie warunki, materia ściągnięta odrobinkę bardziej do środka, owszem, zaczyna „rozpychać się” na zewnątrz z nieco większą siłą, ale stopień, w jakim wzrasta jej przyciąganie grawitacyjne, jest troszkę większy. Zapadanie więc przyspiesza i dochodzi do kolapsu grawitacyjnego. Jest to sytuacja zasadniczo niestabilna: zmiana wywołuje jeszcze większą zmianę[66].

Cóż to za magiczne warunki? Opisane przez Jeansa odwołują się do krytycznej masy Jeansa. Istnieje zależność matematyczna pomiędzy masą, gęstością i temperaturą chmury gazu: taka, że jeśli dla chmury o zadanej masie stosunek temperatury do gęstości będzie odpowiednio niski, dojdzie do zapadania się. Kluczową sztuczką przy spełnianiu warunku Jeansa jest więc odprowadzanie ciepła. W astrofizyce gęstości gazu i same rozmiary chmur sprawiają, że przewodnictwo cieplne jest metodą skrajnie nieefektywną. Gaz galaktyczny natomiast dobrze chłodzi się przez emisję promieniowania. Gdy temperatura gazu rośnie, składające się nań cząsteczki zderzają się ze sobą coraz silniej, wzbudzając się nawzajem na wyższe stany energetyczne: np. zaczynają dziko wibrować. Istnieje parę sposobów na pozbycie się tej energii, jednak szczególnie dobrym rozwiązaniem jest emisja fotonu. Jest to idealne rozwiązanie, ponieważ jeśli foton taki opuści chmurę galaktyczną, związana z nim porcja energii zostanie z tej chmury usunięta. Bingo. Szczególnie dobrze nadają się do tego celu cząsteczki chemiczne, zwłaszcza CO (tlenek węgla).

OK, załóżmy więc, że chmura została odpowiednio schłodzona, a gaz zaczyna się zapadać [etap A]. Ponieważ proces ten jest, jak to się ładnie mówi, samowzbudny, będzie trwał, dopóki coś mu się nie przeciwstawi. Na drodze do powstania gwiazdy istnieje cała masa przeszkód: przeciwko ściąganiu materii do środka protestować będą m.in. pola magnetyczne, a w pewnym momencie zrobi się tak gęsto, że fotony przestaną uciekać z obszaru centralnego (gaz zrobi się nieprzezroczysty). „Protogwiazda” heroicznie pokonuje jednak wszystkie te przeciwności losu i skupia się coraz silniej. Tym, co ostatecznie skutecznie przeciwstawi się zapadaniu, będzie dopiero energia nukleosyntezy: w pewnym momencie centralna temperatura osiąga wartość, przy której dwa protony zaczynają łączyć się ze sobą (proces „żółty” na Rys. K6), wyzwalając ukrytą w nich energię wiązania (zob. rozdział [K6.1]). Jest to formalny początek życia gwiazdy [zdarzenie 2].

Od zainicjowania kolapsu do momentu zapalenia się wodoru w jądrze mija ok. kilka–kilkanaście milionów lat. Na tym etapie protogwiazda rośnie, pobierając materię z otaczającego ją dysku akrecyjnego (zob. rozdziały [K4.2] i [P1]) i oddając energię cieplną, pozyskiwaną w toku kurczenia się. Dochodzi w niej ponadto do spalania litu[67], co uwalnia pewną ilość energii. Jest to więc obiekt bardzo dynamiczny – na powierzchnię takiej młodej gwiazdy opadają strugi gazu, wywołując skoki aktywności termojądrowej; z jej strefy biegunowej emitowane są strumienie wysokoenergetycznych cząstek, tzw. dżety, penetrujące głęboko w otaczający ośrodek galaktyczny. Obiekty takie określa się jako gwiazdy typu T Tauri. Etap ten trwa ok. 10 milionów lat; ma on spore znaczenie dla ewolucji młodych układów planetarnych (zob. rozdział [P1]).


Rys. K7a. Diagram Hertzsprunga-Russella. Oś pionowa: jasność gwiazdy wyrażona w jednostkach jasności Słońca (Lo). Oś pozioma – temperatura w tysiącach kelwinów (kK) – konwencja jest taka, że temperatura spada ku prawej stronie (w oryginale na osi poziomej odłożony jest „kolor” gwiazdy, od niebieskiego, przez żółty, pomarańczowy, aż do czerwonego). Szeroki jasnoszary pas – ciąg główny. Wąska ciemnoszara linia łamana – ścieżka ewolucyjna czerwonego karła. Tak, wiem, że jest to szary, niezbyt atrakcyjny wykres, w dodatku o paskudnej nazwie. Ale jest ważny! Dalsze wyjaśnienia w tekście.

K7.2. Gwiazda na ciągu głównym

Ciąg główny [etap B] to pas na diagramie H-R, na którym „lądują” gwiazdy w momencie zainicjowania nukleosyntezy. Na Rys. K7a reprezentuje go szeroki, jasnoszary pas. Każda gwiazda, zależnie od swojej masy, trafi w nieco inne miejsce: gwiazdy o najniższej masie trafią na prawy dolny sektor ciągu głównego: będą miały niską jasność i niską temperaturę. Nasze Słońce trafi na punkt oznaczony literą B i na nim już pozostanie przez cały ów długi okres życia (ok. 10 mld lat), kiedy to parametry gwiazdy niemal się nie zmieniają. Poszczególne gwiazdy nie wędrują więc po ciągu głównym, lecz trafiają na jakiś jego punkt – zależnie od swojej masy początkowej – i zostają na nim! Jest to etap życia, na którym wodór spalany jest grzecznie w jądrze, które staje się stopniowo w coraz większym stopniu wypełnione helem. Hel ten zaczyna się jednak stopniowo „wytrącać” – jest on, bądź co bądź, cięższy od wodoru.

 

Jądro sięga dzisiaj ok. ¼ promienia Słońca, licząc od środka. Aż do ok. 70% promienia znajduje się sfera promienista, która jest tak gorąca i gęsta, że ciepło odprowadzane jest na zewnątrz poprzez „morze fotonów” – materia pozostaje niemal nieruchoma, choć uczestniczy oczywiście w rotacji gwiazdy. Zewnętrzne 30% Słońca to sfera konwekcyjna, w której ciepło transportowane jest na drodze wielkoskalowych ruchów materii, o tym jednak więcej za chwilę (rozdział [K8]). Za powierzchnię gwiazdy zwykle uznaje się jej fotosferę, czyli tę względnie cienką warstwę, którą obserwuje się z zewnątrz. Fotony wyemitowane z głębszych warstw zostają jeszcze pochłonięte przez gaz – fotony fotosferyczne już przebijają się i swobodnie podróżują przez przestrzeń kosmiczną. Dodajmy, że gęstość materii na wysokości fotosfery to mniej więcej 1/3 gęstości atmosfery ziemskiej – nie jest to więc ostra, wyraźna powierzchnia, jaką ma ocean, a raczej stopniowo coraz rzadszy gaz, przechodzący płynnie w coraz wyższe warstwy atmosfery.

Gwiazda „schodzi” z ciągu głównego, gdy w jej środku pojawia się jądro helowe – gorąca, ale nieaktywna nukleosyntetycznie kula zbudowana z niemal czystego helu. Wodór spalany jest dalej, jednak od tego momentu dzieje się to w powłoce otaczającej jądro. Zainicjowanie spalania powłokowego [zdarzenie 3] oznacza jednocześnie wejście w radykalnie inny etap ewolucji gwiazdowej.

K7.3. Czerwony olbrzym

Przejdźmy może przez ten etap krok po kroku. Jądro stopniowo opróżnia się z wodoru, a więc przestają tam zachodzić reakcje jądrowe. Słabnie tym samym siła powstrzymująca materię przed zapadaniem się: helowe jądro zaczyna więc robić się odrobinę gęstsze i coraz gorętsze, a za nim to samo spotyka otaczającą je otoczkę wodorową. Wodór, palący się już teraz w powłoce otaczającej helowe jądro, spala się w temperaturach znacznie wyższych niż wcześniej. Produkcja energii rośnie nawet 1000-krotnie, co sprawia, że zewnętrzne warstwy gwiazdy zaczynają być coraz silniej odpychane – promień gwiazdy rośnie (stu-, czasem nawet dwustukrotnie).

Skutkiem tego jest więc radykalny wzrost jasności (gwiazda silnie wędruje w górę diagramu H-R), ale jednocześnie niewielki spadek temperatury powierzchni (gwiazda wędruje odrobinę w prawo) – choć temperatura jądra jest znacznie wyższa niż wcześniej, to z powodu samego rozmiaru tej gwiazdy jej powierzchnia robi się odrobinę chłodniejsza. Inaczej mówiąc, pole powierzchni urosło znacznie szybciej niż tempo produkcji energii. Jeszcze inaczej mówiąc, produkowane jest więcej energii, ale musi ona „obsłużyć” znacznie większą powierzchnię. Oto czerwony olbrzym [etap C].

Słowo „olbrzym” jest całkiem niezłe, zwłaszcza, jeśli użyjemy pełnej nazwy: „łagodny olbrzym”. Gwiazda na tym etapie życia jest fizycznie olbrzymia i kryje się w niej potężna energia, na pozór jednak wygląda łagodnie: w porównaniu z innymi gwiazdami na niebie jest zaledwie ciepła. Etap ten trwa ok. miliarda lat; w tym czasie powłoka nukleosyntetyczna przesuwa się stopniowo na zewnątrz, a jądro helowe powolutku rośnie. Towarzyszy temu (zalecam szybki rzut oka na Rys. K7a) stopniowy spadek temperatury i wzrost jasności: gwiazda staje się coraz bardziej czerwonym olbrzymem.

Sama nukleosynteza w powłoce przypomina natomiast każdy inny proces z „wędrującym spalaniem”, np. palenie się zapałki albo kłody drewna w ognisku: strefa spalania stopniowo migruje w kierunku, w którym znajduje się jeszcze świeże paliwo, a za nią pozostają popioły tej reakcji. Różnica polega na tym, że „popiół” reakcji spalania wodoru, jakim jest hel, może zostać ponownie przepalony. I to jak...

K7.4. Błysk helowy i żółty olbrzym

Żółty olbrzym [etap D] to gwiazda, która spala w jądrze hel. Przejście pomiędzy etapem czerwonego a żółtego olbrzyma następuje więc formalnie w momencie zapalenia helu w jądrze [zdarzenie 4]. Może to nastąpić na dwa sposoby – spektakularny i niespektakularny. Sposób niespektakularny polega po prostu na stopniowym rozpalaniu się helu, przy czym gwiazda z czerwonego olbrzyma [etap C] gładko staje się żółtym olbrzymem [etap D].

Nasze własne Słońce wybierze sposób nagły i spektakularny, co określa się jako błysk helowy [4]. W takim przypadku hel nie zostaje po prostu „podpalony”, a potem powolutku przepala się, jak robił to wcześniej wodór; zamiast tego temperatura całego jądra rośnie błyskawicznie i w okresie liczonym w godzinach spalonych zostaje ok. 5% całego jądra. Przez tę krótką chwilę jedna gwiazda potrafi emitować tyle światła, ile wszystkie pozostałe gwiazdy w galaktyce razem wzięte[68].

Kluczowa „sztuczka”, która sprawia, że dochodzi do tak absurdalnego zjawiska, to degeneracja elektronowa. Jest to zjawisko występujące przy bardzo dużych ciśnieniach – takich na przykład, do jakich zostanie doprowadzone jądro helowe Słońca za parę miliardów lat. Będzie się ono składać wówczas, w skali mikroskopowej, głównie z jąder helu i wolnych elektronów. Jeśli ściśnie się taką materię odpowiednio silnie, owe elektrony stopniowo przestają być tak „wolne” – zabrana zostaje im swoboda poruszania się i zmieniania swojego stanu. Z elementarnych względów fizycznych[69] dwa elektrony nie mogą znajdować się w tym samym stanie kwantowym. Od pewnego momentu zaczynają więc wywierać na siebie nawzajem szczególnego rodzaju ciśnienie – ciśnienie degeneracji – przeciwstawiające się siłom próbującym „nałożyć” jeden elektron na drugi.

Materia zdegenerowana to dziwne zwierzę. Po pierwsze, jest bardzo sztywna: to teraz bardziej ciało stałe niż gaz. Po drugie, świetnie – ale to naprawdę świetnie – przewodzi ciepło. To właściwie zrozumiałe: o ile w gazie cząsteczki muszą „przelecieć” pewną odległość, zanim przekażą swoją energię kinetyczną dalej, przy odpowiednio dużym zatłoczeniu cząstek ciepło przenoszone jest poprzez pobudzanie do drgania cząstek sąsiednich po prostu „przez dotyk”; „kontaktowo”. Materia zdegenerowana to zaś tak naprawdę morze ściśle do siebie przylegających elektronów. To jednak wszystko drobiazgi w obliczu trzeciej, kluczowej cechy: otóż ciśnienie materii zdegenerowanej w niewielkim stopniu zależy od jej temperatury. Jeśli wrócimy do „normalnej” materii i zastanowimy się, czym jest ciśnienie, to okaże się, że jest to po prostu siła odpychająca wynikająca z energii kinetycznej poszczególnych cząstek. Mówiąc wprost, cząsteczki są rozpędzone i napierają. W materii zdegenerowanej ciśnienie nie ma większego związku z ruchem cząstek: jest, jak to się mówi efektem kwantowo-mechanicznym. Może wydawać się, że jest to jakaś nieistotna, abstrakcyjna własność tego stanu materii; ale zastanówmy się tylko, jakie są jej konsekwencje.

Dla zdegenerowanego helowego jądra gwiazdy oznacza to, że gdy już dojdzie w niej w którymś miejscu do zapalenia helu (na drodze omówionego w poprzednim rozdziale procesu 3α), to ciepło wygenerowane w tej reakcji:

• zostaje błyskawicznie rozprowadzone po jądrze, a w dodatku:

• nie przyczynia się za bardzo do wzrostu ciśnienia, czyli jądro nie ochładza się przez rozprężenie, co stałoby się z jądrem niezdegenerowanym, a do tego wszystkiego:

• tempo reakcji 3α bardzo silnie zależy od temperatury (zob. poprzedni rozdział).

To mordercza kombinacja. Na naszej drodze pojawiło się więc pierwsze z jakże licznych w świecie Naprawdę Strasznych Zdarzeń – demonstracja brutalnej siły Wszechświata. Występujące w Kosmosie energie i tak są olbrzymie, jednak są one zwykle uwalniane w przyzwoity, stopniowy sposób. Błysk helowy to ładna demonstracja tego, co się dzieje, gdy Kosmos postanawia być nieprzyzwoity.

Na naszym diagramie H-R (Rys. K7a) błysk helowy występuje na „czubku” ścieżki czerwonych olbrzymów (etap C), a samo jego zajście błyskawicznie „wrzuca” gwiazdę na ścieżkę D. Po zajściu błysku helowego (lub po znacznie mniej spektakularnym „po prostu zapaleniu się helu”) gwiazda zaczyna spalać hel, budując stopniowo jądro węglowe (cały czas trwa oczywiście spalanie wodoru w powłoce!) i proces ten trwa już właściwie do końca jej życia[70]. W ostatnich milionach lat dochodzi jednak do bardzo ciekawego „urozmaicenia” – nie jest to już rozpoczęcie fundamentalnie nowej fazy życia, co raczej... takie śmieszne coś. Jak widać na Rys. K7a, etap E jest płynną kontynuacją etapu D.

K7.5. Gwiazda na gałęzi asymptotycznej i proces s

Zacznijmy może od szybkiego wyjaśnienia, o co z grubsza chodzi. Otóż w ostatnich latach swojego życia, gwiazdy podobne do Słońca zaczynają przeżywać szczególnego typu „czknięcia”, w wyniku których chwilowo się rozszerzają, aby zaraz potem znowu się skurczyć. Każda kolejna oscylacja tego typu jest przy tym coraz silniejsza. Zaczyna się to więc od delikatnego drgnięcia, potem robią się z tego coraz większe fale, aż ostatecznie w wyniku potężnych tąpnięć z gwiazdy rytmicznie odfruwają strugi gazu: oscylacje są tak potężne, że zdmuchują fragment gwiazdy do przestrzeni międzygwiazdowej. Ostatecznie niemal cała gwiazda zostaje zdmuchnięta, a na miejscu pozostaje tylko gorące, zdegenerowane jądro węglowe. Powoli odpływającą otoczkę nazywa się mgławicą planetarną, a ów gorący węgielek – białym karłem; o tym jednak za chwilę. Gałąź asymptotyczna (asymptotic giant branch, AGB) to segment diagramu H-R, na którym znajdują się gwiazdy pulsujące w ów charakterystyczny sposób (jest to nasz etap E). Ponieważ jest to dość ciekawe zjawisko, warto przyjrzeć mu się nieco bliżej.

Zacznijmy od trochę dokładniejszego opisania, co tu się dzieje [Lattanzio i Wood 2004]. Przede wszystkim skala czasowa tego procesu jest bardzo krótka; jak pamiętamy, jesteśmy teraz na dziesiątym miliardzie lat ewolucji Słońca. Gwiazda pozostaje tymczasem na AGB ok. 0,5–5 mln lat. W tym czasie dochodzi do ok. 10–30 cykli, z których każdy trwa 10–100 tys. lat, przy czym czas trwania samego „pulśnięcia” jest bardzo krótki – plus minus 1000 lat – po czym następuje stopniowe przygotowywanie się do kolejnego „napadu”. Gwiazda taka wykazuje ponadto znacznie szybsze pulsowanie – niezależne, jakby nakładające się na wspomniane cykle – o okresie rzędu kilkudziesięciu do kilkuset dni. Z tego względu dla astronoma gwiazda na gałęzi asymptotycznej jest gwiazdą zmienną.

Gdyby 10 mld lat życia Słońca przeskalować na 75 lat życia człowieka, to 5 mln lat odpowiadałoby 2 tygodniom, 50 tys. lat – nieco ponad 3 godzinom, a 1000 lat – niecałym 4 minutom. Okres pulsacji wynoszący 100 dni oznaczałby 1/15 sekundy. Etap AGB to więc tydzień poprzedzający śmierć, kiedy to co parę godzin następuje trwający kilka minut atak; początkowo łagodny, ale stopniowo coraz bardziej brutalny, którego skutkiem jest najpierw delikatne fizyczne zaburzenie organizmu, a ostatecznie odpadanie fragmentów ciała, aż zostaje nagi szkielet. Wszystkiemu towarzyszy nasilające się rytmicznie drganie całego organizmu z okresem znacznie krótszym od sekundy.

Co tam się właściwie dzieje? Zasadniczy cykl AGB wynika z naprzemiennego „uruchamiania się” dwóch typów nukleosyntezy: spalania wodoru i spalania helu. Na tym etapie obydwa te procesy następują we względnie cienkich powłokach. Konfiguracja gwiazdy jest więc następująca, patrząc od zewnątrz do wewnątrz:

• napuchnięty, rzadki, ciepły płaszcz wodoru;

• cienka powłoka, w której zachodzi spalanie wodoru w hel;

• warstwa helu, która naprzemiennie rośnie i zapala się – hel zmienia się wtedy w węgiel;

• gorące, zdegenerowane jądro węglowo-tlenowe.

Zacznijmy opis od fazy spalania wodoru. Zachodzi on w cienkiej warstwie na dnie płaszcza, pod którą powoli narasta warstwa świeżo wyprodukowanego helu. W pewnym momencie ilość tego pierwiastka jest już wystarczająca, aby zainicjować nukleosyntezę. Jak już wiemy, hel „lubi” spalać się szybko i intensywnie: lokalny wzrost temperatury po zainicjowaniu spalania błyskawicznie prowadzi do wzrostu intensywności spalania w okolicy. Następuje więc de facto eksplozja helu; swego rodzaju „mały błysk helowy”, który dla odróżnienia od prawdziwego określa się jako powłokowy błysk helowy. Prowadzi on do szybkiej ekspansji gwiazdy; rozszerza się, oddalając się od środka gwiazdy, więc również i powłoka, w której pali się wodór. Rozszerzenie oznacza spadek temperatury, nukleosynteza więc ustaje. Po chwili wypala się także hel, a gwiazda zaczyna stopniowo „osiadać”, aż znowu zapali się wodór. I tak w kółko.

 

Ponieważ jednak każdy epizod spalania helu sprawia, że jądro wzbogaca się o dodatkową porcję węgla, kolejne oscylacje zachodzą w coraz wyższych temperaturach. Ostatecznie błyski helowe prowadzą już nie tyle do odepchnięcia zewnętrznych powłok, co do ich całkowitego wybicia z gwiazdy z prędkością przekraczającą prędkość ucieczki: pulsacje zamieniają się w gęsty, uderzający falami wiatr, stopniowo pozbawiający gwiazdę jej warstw zewnętrznych.

W procesie tym następuje mieszanie się gazu ze wszystkich warstw gwiazdy – ostatecznie więc do ośrodka międzygwiazdowego trafia gaz wzbogacony o wszystkie produkty nukleosyntezy, choć znaczna część węgla i tlenu pozostaje zazdrośnie przechowana w zdegenerowanym jądrze i nigdy nie dołączy do puli gazowej Wszechświata.

W trakcie „pulśnięć” dochodzi ponadto do ciekawego dodatkowego zjawiska jądrowego. W strefie między powłoką wodorową a powłoką helową dochodzi do jakiejś – trwają dyskusje, jakiej[71] – reakcji, w wyniku której powstają wolne neutrony. Neutrony te „zalewają” następnie okoliczne jądra, co jest procesem dość nietypowym: w zwykłym gazie kosmicznym nie ma wolnych neutronów, które są po prostu niestabilne. Aby więc doszło do reakcji jądrowych z ich udziałem, muszą być produkowane „na miejscu” i od razu zużyte. Gwiazdy na AGB dostarczają takiego właśnie środowiska. Ten typ nukleosyntezy określa się jako proces s, od ang. slow; jest to proces „wolny”, ponieważ produkcja neutronów jest na tyle mało intensywna, że jądra przyjmują na raz zawsze tylko jeden neutron i jeśli są niestabilne, to rozpadają się, zanim mają szansę na kolejny neutron. (Przeciwieństwem tego jest proces r, od ang. rapid, kiedy to produkowanych jest tyle neutronów, że jądra są nimi dosłownie zalane: nawet jeśli w wyniku przyłączenia się neutronu powstanie jakieś jądro nietrwałe, natychmiast jest ono atakowane kolejnym neutronem, co daje szansę na „przeskoczenie” paru oczek naraz i powstanie izotopów, których nie dałoby się uzyskać metodą „wolną”).

Proces s staje się zaskakująco skutecznym narzędziem produkowania ciężkich pierwiastków w lekkich gwiazdach, jeśli się połączy przyswajanie neutronów ze znanym z rozdziału [K6.2] procesem zamiany neutronu w proton[72]. Po powiązaniu tych dwóch procesów otrzymujemy metodę, za pomocą której można uzyskać niemal dowolny izotop, o ile tylko da się do niego „dotrzeć” metodą dodawania pojedynczych nukleonów. W praktyce jest tak, że względnie niewielka część pierwiastków lekkich ulega „napompowaniu” i staje się pierwiastkami ciężkimi (większość tlenu i węgla pozostaje tlenem i węglem), jednak ponieważ owych lekkich pierwiastków jest po prostu tak dużo, względny wzrost ilości pierwiastków ciężkich (przyrost ich stężenia od momentu tuż przed fazą AGB aż do chwili po ostatnim „pulśnięciu”) jest naprawdę spory; 10-krotny, 100-krotny, a nawet i więcej [Gallino i in. 1998]. Ba, istnieją izotopy, które powstają tylko w wyniku działania procesu s. Całe to bogactwo zostaje następnie wmieszane w gaz gwiazdowy i wyplute przy okazji następnego „pulśnięcia”.

Owa „śmieszna końcówka” życia gwiazd o niskiej masie to więc nieco więcej niż tylko ciekawostka: otoczki gwiazd AGB otrzymują od warstw głębokich naprawdę ciekawą mieszaninę, która potem – gdy zostaje wyrzucona do przestrzeni międzygwiazdowej – stygnie i kondensuje, tworząc ośrodek o niebywałym bogactwie chemicznym i mineralogicznym (zob. rozdział [K10]). Wszyscy jesteśmy zbudowani z pierwiastków powstałych w czasie „pulśnięć” AGB.

K7.6. Mgławica planetarna i biały karzeł

I tak oto mimochodem doszliśmy do końca. Dramatis personae tej ostatniej fazy zostali już właściwie przedstawieni. Mgławica planetarna to po prostu pozostała po ostatnim, terminalnym „pulśnięciu” rozszerzająca się otoczka gazowa, która z każdym rokiem coraz bardziej się rozmywa, chłodzi i miesza z zimnym gazem galaktycznym, wprowadzając do niego wspaniałe bogactwo atomów, związków chemicznych i ziaren mineralnych, o których mowa w rozdziale [K10]. Gaz mgławicy planetarnej wkrótce zmiesza się z gazem galaktycznymi i po gwieździe pozostanie już tylko biały karzeł. Ponieważ zaś tego typu obiekty zawierają w sobie ok. 10% masy wszystkich galaktyk Wszechświata (zob. rozdział [K5.4]), a proporcja ta będzie tylko rosła, warto poznać je nieco bliżej – to w końcu jedne z głównych składników Kosmosu.

Biały karzeł to początkowo po prostu obnażone jądro gwiazdy. Materia młodego białego karła jest więc w takim stanie, w jakim znajdowało się jądro, gdy otaczające go warstwy gazowe stają się mgławicą planetarną: to zdegenerowana (zob. rozdział [K7.4]) kula o początkowej temperaturze milionów lub setek tysięcy kelwinów. Na etapie, gdy centralny obiekt zaczyna być powoli widoczny spod odsuwających się chmur gazu tworzących mgławicę planetarną, określany jest on jako przed-biały karzeł (pre-white dwarf). Obserwuje się takie właśnie przed-karły o temperaturze 100–150 tys. K.

Obiekt taki składa się zwykle w różnych proporcjach z węgla i tlenu (choć istnieją też białe karły helowe, a nawet neonowe – zob. rozdział [K5.2]) – zaś jego gęstość to ok. 2 mld kg/m3, czyli ok. 2 tony/cm3 – czyli, nie bójmy się tego powiedzieć, sporo. Typowy biały karzeł[73] ma masę nieco niższą od masy Słońca (ponieważ powstał najprawdopodobniej z typowej gwiazdy, czyli gwiazdy o masie Słońca lub nieco niższej...) i promień ok. 10–15 tys. km. Ponieważ Ziemia ma promień ok. 7 tys. km, czasem mówi się, że biały karzeł to materia o masie Słońca ściśnięta do objętości Ziemi, co jest dość dobrym przybliżeniem.

Początkowo obiekty owe przeprowadzają jeszcze resztkowe reakcje jądrowe na powierzchni, gdzie znajduje się cienka atmosfera wodorowa lub wodorowo-helowa [Kwok 2007, s. 167–172] – cóż, nigdy nie udaje się odrzucić całego gazu gwiazdy i pozostawić „czyste” jądro. Reakcje te rozświetlają od środka otaczający je gaz – co jest zasadniczym powodem, dla którego mgławice planetarne są tak dobrze widoczne. Obliczenia pokazują, że wodoru tego wystarczy może na 1–10 tys. lat trwania reakcji jądrowych [Althaus i in. 2010, s. 28] – co bardzo dobrze zgadza się ze skalą czasową, w jakiej widoczne są mgławice planetarne. Po tym etapie biały karzeł „cichnie”, choć na jego powierzchni może znajdować się cienka atmosfera helowa oraz jeszcze bardziej delikatna mgiełka wodorowa, pozostałość po tym gazie, którego po prostu nie udało się już spalić.

Od tego momentu głównym zajęciem białego karła jest stygnięcie. Najstarsze obiekty, a więc takie, których „gwiazdy-matki” powstały jako jedne z pierwszych gwiazd we Wszechświecie i niedługo potem zakończyły swój żywot, mają dziś temperaturę ok. 4000 K – stygnięcie to jest więc ewidentnie bardzo powolne. Stygnąca kulka tlenowo-węglowa nie brzmi jak najbardziej ekscytujący obiekt we Wszechświecie, ale jeżeli z książki tej ma płynąć jakikolwiek morał, to ten: jeżeli coś wydaje Ci się nieinteresujące, po prostu przyjrzyj się bliżej.

Przykładowo, białe karły przechodzą przez szereg etapów, gdy stają się obiektami zmiennymi – ich jasność regularnie rośnie i maleje. Przykładowo, gdy temperatura na powierzchni spada do ok. 12 tys. K, na granicy między węglowym jądrem a helową atmosferą dochodzi do niestabilności – prawdopodobnie dlatego, że spadająca temperatura zaczyna w pewnym momencie pozwalać na częściowe „obsadzenie” jąder helu elektronami [Winget i Kepler 2008]. Biały karzeł w takim stanie – określany jako obiekt typu ZZ Ceti – pulsuje z okresem plus minus kilkudziesięciu sekund. Gdy temperatura spadnie, biały karzeł znów się uspokoi; istnieją przynajmniej trzy standardowe i wiele dodatkowych tego typu „stref niestabilności” [Althaus i in. 2005].

Z innych ciekawostek: w pewnym momencie – gdy temperatura na powierzchni spada do ok. 6–8 tys. K [Metcalfe i in. 2004] – zaczyna się krystalizacja jądra (podobnie jak dziś krystalizuje płynne jądro Ziemi, tworząc stałe jądro wewnętrzne), przy czym chętniej krystalizuje tlen, w związku z czym płynny węgiel jest wybiórczo „wypychany” ku zewnętrznym warstwom [Horowitz i in. 2010]. Ostatecznie zastyga cały biały karzeł – już jako obiekt „warstwowany” – tlenowy w głębi, węglowy na powierzchni. Ponadto, jeszcze na etapie, gdy był płynny, niewielka domieszka pierwiastków ciężkich, zwłaszcza neonu i żelaza, opada ku środkowi białego karła w postaci deszczu neonowo-żelaznego [Althaus i in. 2005, s. 21]. No więc tak Kosmos załatwia sprawę ostudzenia dużej kulki.

To koniec darmowego fragmentu. Czy chcesz czytać dalej?