Ocena brak

Narodziny gwiazd

Autor /Machabeusz123 Dodano /05.06.2013

Przestrzeń międzygwiazdowa nie jest zupełnie pusta. Poruszają się w niej przecież pojedyncze atomy i cząsteczki pyłu kosmicznego. Jest ich jednak niezmiernie mało, bo w jednym centymetrze sześciennym znajduje się zaledwie kilka atomów, podczas gdy taka sama objętość powietrza nad powierzchnią Ziemi zawiera ich około tryliona. Ale w niektórych miejscach przestrzeni gęstość atomów jest setki lub nawet tysiące razy większa, toteż tworzą one tam ogromne obłoki, zwane przez astronomów mgławicami. Obiekty te nie świecą własnym światłem, lecz - podobnie jak planety - odbijają światło bliskich gwiazd lub są przez nie do świecenia pobudzane.

Materia międzygwiazdowa i mgławice występują przede wszystkim w spiralnych ramionach galaktyki. Składają się one głównie z pierwotnego wodoru, z którego około dziesięciu miliardów lat temu powstał nasz układ gwiazdowy. Znaczna część pierwotnego wodoru skupiła się w gwiazdach i w ich wnętrzach zamieniła się w hel oraz w inne cięższe pierwiastki. Podczas wybuchów gwiazd nowych i supernowych zostają one odrzucone w przestrzeń międzygwiazdową, gdzie mieszają się z resztkami pierwotnego wodoru. Z mieszaniny tej ponownie tworzą się mgławice gazowo-pyłowe, a z nich z kolei — nowe pokolenia gwiazd. Nasz system planetarny również powstał z takiej mieszaniny wodoru i pyłu kosmicznego. A zatem atomy, z których zbudowane jest nasze ciało i wszystko wokół nas, wchodziły kiedyś w skład mgławicy gazowo-pylowej.

Dzięki maszynom matematycznym i osiągnięciom współczesnej fizyki można było teoretycznie prześledzić cały proces rozwojowy gwiazd. Interesujące jest przy tym, że uzyskane wyniki zgadzają się z zaobserwowanymi na niebie faktami. Dotyczy to zwłaszcza końcowych etapów ewolucji gwiazd. Bardzo trudno bowiem było opracować teorię ich narodzin, przede wszystkim ze względu na zbyt skąpy materiał obserwacyjny. Tym niełatwym problemem zajmował się między innymi japoński astronom Chushiro Hayashi, który dokonał około 10 mld skomplikowanych operacji matematycznych. Bez maszyn matematycznych byłoby to w ogóle niemożliwe do wykonania.

Z powyższych rozważań wynika, że gwiazdy powstają na skutek kondensacji gazu i pyłu mię-dzygwiazdowego. Obiektami stanowiącymi stadium przejściowe między mgławicami a gwiazdami są ciemne obłoki kuliste, nazwane przez astronoma holenderskiego Barta J. Boka globulami. Mają one około jednego roku świetlnego średnicy i gęstość od tysiąca do stu tysięcy razy większą od normalnych mgławic. Na skutek sił grawitacyjnych cząsteczki pyłu i atomy gazu są przyciągane ku środkowi obłoku. Ich ruch jest tym szybszy, im dłuższa jest ich droga, a więc im pierwotnie dalej się od środka znajdowały. W ten sposób uzyskują one wzrastającą energię kinetyczną. A ponieważ gęstość kurczącego się obłoku nieustannie rośnie, coraz częściej dochodzi do zderzeń między poszczególnymi cząsteczkami. Ich energia kinetyczna zamienia się wówczas w ciepło, toteż temperatura obłoku stale wzrasta. Powoli przekształca się on w obiekt zwany proto-gwiazdą.

Cały ten proces z astronomicznego punktu widzenia przebiega niezmiernie szybko, bo zaledwie od kilku do kilkunastu milionów lat. Dlatego też nie wierzono, by astronomom udało się zaobserwować gwiazdę w tak wczesnym stadium rozwoju. A jednak w roku 1967 astronomowie amerykańscy Eryk E. Becklin i Gerry Neuge-bauer odkryli w Wielkiej Mgławicy Oriona obiekt, który można uważać za nowo powstałą gwiazdę. Musieli oczywiście posłużyć się odpowiednią metodą obserwacyjną, ponieważ temperatura jej powierzchni wynosiła zaledwie 700° Kelvina. A obiekt o tak niskiej temperaturze wysyła głównie niewidzialne promieniowanie podczerwone.

Energia protogwiazdy pochodzi wyłącznie z grawitacyjnego kurczenia się pierwotnego obłoku międzygwiezdnego. Utwór taki po osiągnięciu dostatecznie wysokiej temperatury zaczyna świecić, i to coraz intensywniej, gdyż obłok gazowo--pyłowy w dalszym ciągu się kurczy. Gdy jednak w centralnych obszarach protogwiazdy temperatura wzrośnie do około 10 milionów stopni, zaczynają zachodzić w niej reakcje termojądrowe, prowadzące do przemiany wodoru w hel. Ciśnienie powstające podczas tych reakcji jest już wystarczająco duże, by wyrównać nacisk wywierany przez zewnętrzne warstwy. Protogwiazda przestaje się kurczyć i przeobraża się w normalną gwiazdę. Tak więc dzięki ciśnieniu powstającego wciąż promieniowania znajduje się ona w równowadze. Po raz pierwszy wskazał na to w roku 1913 polski fizyk Czesław Białobrzeski (1878-1953), wyprzedzając o parę lat niezależnie od niego postawione idee słynnego astronoma angielskiego Arthura S. Eddingtona (1882-1944).

Teoretyczne rozważania wykazują jednak, że musi być spełnionych wiele warunków, aby obłok międzygwiazdowy mógł się przeobrazić w gwiazdę. Przede wszystkim jego masa musi być co najmniej tysiąc razy większa od masy Słońca. W przeciwnym przypadku przyciąganie grawitacyjne będzie za słabe i obłok gazowo-pyłowy po jakimś czasie rozproszy się w przestrzeni kosmicznej. Tymczasem nie znamy gwiazd o tak dużej masie, z czego jednoznacznie wynika, iż nie rodzą się one pojedynczo, lecz w całych zespołach. Duże obłoki materii międzygwiazdowej ulegają kolejno zagęszczeniu i fragmentacji, a końcowym wynikiem tego zjawiska są nowe gwiazdy. Tworzą one nietrwałe ugrupowania, zwane asocjacjami.

Odkrył je już w roku 1948 znany astronom radziecki Wiktor A. Ambarcumian.

Jedna z najmłodszych i najbliższych asocjacji związana jest ze wspomnianą już Wielką Mgławicą Oriona.

Z tego ogromnego obłoku gazowo-pyłowego, odległego od nas o 600 lat świetlnych, mogłoby powstać prawie 30 tys. gwiazd tej wielkości co Słońce. Asocjacja ta składa się z około 400 gwiazd, które oddalają się od siebie z szybkością od 70 do 130 km/s. Na tej podstawie obliczono, że powstały one przed 2-5 min lat, kiedy to znajdowały się w jednym miejscu przestrzeni.

Jest nim środek ugrupowania 6 słabych gwiazd, zwanych Trapezem Oriona. Tworzące go gwiazdy oddalają się od środka asocjacji w różnych kierunkach, i to z szybkością od 5 do 10 km/s. Liczą sobie jednak najwyżej milion lat, toteż nie tylko na niebie, ale i w przestrzeni są jeszcze blisko siebie.

Z asocjacjami spokrewnione są otwarte gromady gwiazd, które powoli się rozlatują pod wpływem oddziaływania grawitacyjnego innych gwiazd galaktyki. Ich rozmiary wynoszą od 20 do 100 lat świednych, a liczba znajdujących się w nich gwiazd waha się od kilkuset do kilku tysięcy. Do najbardziej znanych gromad tego typu należy ugrupowanie w gwiazdozbiorze Byka, noszące nazwę Plejad. W tej przepięknej gromadzie otwartej widzimy gołym okiem od 6 do 8 gwiazd, ale przez lunetę dostrzegamy ich kilkaset. Powstały one około 20 min lat temu z mgławicy gazowo-pyłowej, której resztki dziś jeszcze obserwujemy.

Plejady oddalone są od nas „tylko” o około 40 lat świetlnych. Znacznie dalej, bo w odległości około 6 tysięcy lat świetlnych, znajduje się podwójna gromada w gwiazdozbiorze Perseusza, oznaczona na mapach nieba literami „h” i „chi” (X). Gołym okiem widzimy obie gromady w postaci dwu słabych plamek świecących na tle Drogi Mlecznej, wystarczy jednak do obserwacji użyć niewielkiej lunety lub silnej lornetki, aby przekonać się, że składają się one z wielkiej liczby słabych gwiazd. Za pomocą zaś większego teleskopu można w każdej gromadzie naliczyć ich około 300.

Dokładne pomiary ich ruchu wykazały, iż stanowią jądro jednej i tej samej asocjacji. Część należących do niej gwiazd zdążyła się już znacznie oddalić od miejsca w przestrzeni, w którym nastąpiła kondensacja obłoku.

Z podobnych obłoków wykształciły się również kuliste gromady gwiazd. Mają one-jak sama nazwa wskazuje - kształt kul o średnicy od 80 do 400 lat świetlnych i zawierają od kilku tysięcy do kilku milionów bardzo starych, liczących około 10 mld lat gwiazd. Ich gęstość w środku gromady kulistej jest 500 razy większa od gęstości gwiazd w najbliższym otoczeniu Słońca. Gdyby więc nasz system planetarny tam się znajdował, blask ziemskiego nieba byłby nocą tak intensywny, jakby oświetlone było tysiącem księżyców w pełni. Właśnie na skutek wielkiej liczby gwiazd i ich dużego zagęszczenia ogólne przyciąganie grawitacyjne gromady jest na tyle silne, by skupić je w przestrzeni o sferycznym kształcie i utrzymywać tak w ciągu wielu miliardów lat.

Podobne prace

Do góry