bajtlik k.qxd
advertisement
astro nomia Wielu ludzi próbowało, przynajmniej w dzieciństwie, liczyć gwiazdy na niebie. Zwykle stwierdzamy wówczas, że się nam one, po pierwsze, plączą – trudno zapamiętać, którą już liczyliśmy, a której nie. W filmie Piękny umysł bohaterka mówi, że doliczyła do sześciu tysięcy. To niemożliwe. Nawet w dobrym miejscu, z dala od miejskich świateł, człowiek o dobrym wzroku dostrzega jedynie 2–3 tysiące gwiazd. jemy na Ziemi (a którego z³o¿a s¹ w Polsce dosyæ bogate, dziêki czemu Polska jest eksporterem helu), pochodzi z rozpadu pierwiastków promieniotwórczych w skorupie Ziemi (j¹dra helu to cz¹stki promieniowania alfa). Gwiazdy sk³adaj¹ siê zatem w oko³o 99% z helu i wodoru. S¹ kulami gazu œciœniêtego do tak du¿ych gêstoœci, ¿e temperatura i ciœ- Niebo gwiaździste nade mną Stanisław Bajtlik TEKST ŁATWY ! ! ! M ŁODY TECHNIK 44 K iedy ludzie nauczyli siê budowaæ lunety, a potem teleskopy, zauwa¿yli, ¿e na niebie ogl¹danym za ich pomoc¹ gwiazd jest du¿o wiêcej. A gdy zaczêli rejestrowaæ œwiat³o gwiazd na kliszach fotograficznych, przekonali siê, ¿e im d³u¿ej rejestruj¹ œwiat³o, tym wiêcej gwiazd widaæ na zdjêciach. Proceder liczenia gwiazd trwa ju¿ od bardzo dawna. Almagest, pierwszy katalog gwiazd, powsta³ oko³o roku 150 naszej ery. Kiedy zaczêto sporz¹dzaæ katalogi, zdano sobie sprawê, ¿e gwiazdy wcale nie s¹ roz³o¿one na niebie równomiernie – na przyk³ad Droga Mleczna jest pasem gwiazd upakowanych bardzo gêsto. Ludzie zrozumieli w koñcu, ¿e ¿yj¹ w Galaktyce, a wiêc w wielkim, sp³aszczonym skupisku gwiazd o kszta³cie lataj¹cego spodka. Powsta³a hipoteza, ¿e ca³a materia jest w niej skupiona. Dopiero niedawno, na pocz¹tku XX wieku, odkryto, ¿e poza Galaktyk¹ istniej¹ inne, podobne do niej galaktyki. Kiedy policzono gwiazdy w Drodze Mlecznej, okaza³o siê, ¿e jest ich bardzo du¿o: oko³o stu miliardów (jedynka z jedenastoma zerami). Podobnie rzecz siê ma w innych galaktykach, które mo¿emy dziœ obserwowaæ. Niemniej odpowiedzi na pytanie, ile jest gwiazd we Wszechœwiecie, nie znamy. Mo¿na przyj¹æ, ¿e istniej¹ dziesi¹tki miliardów gwiazd w setkach miliardów galaktyk, w obserwowanej przez nas czêœci Wszechœwiata. Prawie ca³a œwiec¹ca materia w gwiazdach to wodór i hel. Wodór znany nam jest z ¿ycia codziennego – jako sk³adnik cz¹steczek wody. W stanie lotnym wystêpuje na Ziemi niezmiernie rzadko, stanowi za to podstawowy sk³adnik Wszechœwiata. To przede wszystkim z wodoru (w oko³o 75% masy) s¹ zbudowane gwiazdy. Jeszcze bardziej zaskakuj¹ce mo¿e siê wydaæ to, ¿e pozosta³e 25% ich masy stanowi prawie wy³¹cznie hel – gaz, którego na naszej planecie jest tak ma³o, ¿e zosta³ odkryty przez uczonych nie na Ziemi, lecz na S³oñcu. St¹d zreszt¹, od greckiego s³owa helios, pochodzi jego nazwa. Hel jest drugim po wodorze najl¿ejszym pierwiastkiem. Jako gaz szlachetny nie wchodzi w reakcje chemicznie i nie tworzy zwi¹zków. Pierwotny hel, czyli znajduj¹cy siê w ob³oku, z którego powsta³ Uk³ad S³oneczny, odlecia³ w przestrzeñ kosmiczn¹. Hel, który znajdu- Rysunek z notatek Galileusza, przedstawiający wyniki prowadzonych przez niego obserwacji Oriona. Duże gwiazdki oznaczają gwiazdy widoczne gołym okiem. Małe to te, które dostrzegł, posługując się lunetą. nienie panuj¹ce w ich wnêtrzu osi¹gaj¹ wartoœci wystarczaj¹ce do zapocz¹tkowania cyklu reakcji termoj¹drowych. Wodór ulega przemianie w hel, a hel przemienia siê z kolei w ciê¿sze pierwiastki. Ta przemiana, w coraz to ciê¿sze pierwiastki, trwa a¿ do powstania ¿elaza. Jednym s³owem, gwiazda to wielki tygiel alchemika. Odwieczne 5/2006 Gwiazdy neutronowe o masie większej od Słońca wirują kilkaset razy na sekundę. Nieprawdopodobne, a przecież prawdziwe. Ten sam gwiazdozbiór Oriona obserwowany współcześnie, przy użyciu średniej klasy teleskopu. Na zdjęciu widoczne są dziesiątki tysięcy gwiazd. marzenie ludzkoœci o kamieniu filozoficznym, umo¿liwiaj¹cym przemianê jednych pierwiastków w drugie, jest spe³niane przez przyrodê we wnêtrzach gwiazd. Produktem tej przemiany nie s¹ jednak tylko ciê¿sze pierwiastki – jest nim tak¿e du¿a iloœæ energii, tej, która ze S³oñca dociera na Ziemiê i umo¿liwia nam ¿ycie. Gwiazdy o masach równych masie S³oñca ¿yj¹ w stabilnym stanie przez mniej wiêcej dziesiêæ miliardów lat. Jest to wiêc czas porównywalny z okresem istnienia Wszechœwiata. S³oñce osi¹gnê³o w tej chwili wiek œredni i liczy sobie oko³o piêciu miliardów lat. Stabilnoœæ S³oñca – to, ¿e codziennie wygl¹da tak samo, ¿e nie zmieni³o siê wiele od czasu, kiedy na Ziemi powstawa³o ¿ycie, i bêdzie wygl¹da³o podobnie jak teraz za kilka miliardów lat – bierze siê z doskona³ej równowagi pomiêdzy si³¹ grawitacji, usi³uj¹c¹ skupiæ materiê w œrodku S³oñca, a próbuj¹cymi je rozerwaæ ciœnieniem materii i ciœnieniem promieniowania, produkowanego w reakcjach termoj¹drowych we wnêtrzu gwiazdy. Ta równowaga jest naprawdê doskona³a. Gdyby z jakiegoœ powodu grawitacja zwyciê¿y³a i œcisnê³a materiê s³oneczn¹ bardziej ku œrodkowi S³oñca, tempo reakcji j¹drowych wzros³oby. Iloœæ energii produkowanej w S³oñcu zwiêkszy³aby siê i ta dodatkowa energia przywróci³aby mu równowagê, rozpychaj¹c je i ustanawiaj¹c pocz¹tkow¹ konfiguracjê. Gdyby zaœ zwyciê¿y³o promieniowanie i zwiêkszy³o promieñ S³oñca, wtedy tempo reakcji j¹drowych spad³oby. Iloœæ produkowanej w jego wnêtrzu energii „rozpychaj¹cej” zmniejszy³aby siê i grawitacja przywróci³aby S³oñcu pocz¹tkow¹ konfiguracjê. Ta idealna równowaga pomiêdzy odœrodkowym, rozpychaj¹cym dzia³aniem wydobywaj¹cej siê z wnêtrza S³oñca energii, a dzia³aniem grawitacji skupiaj¹cej wszystko ku œrodkowi za³amie siê dopiero wtedy, kiedy we wnêtrzu gwiazdy wyczerpie siê paliwo j¹drowe. Wówczas M ŁODY TECHNIK 45 5/2006 astro nomia Wielki Teleskop Południowoafrykański (SALT) - jeden z największych teleskopów na świecie. Polska ma w nim 10% udziału. Koordynatorem polskiego udziału w tym przedsięwzięciu jest Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika PAN w Warszawie. Teleskop służy głównie do obserwacji gwiazd. (Copyright M. Biernacki, SALT Consortium i CAMK). M ŁODY TECHNIK 46 grawitacja zwyciê¿y: reakcje j¹drowe ustan¹ lub ulegn¹ spowolnieniu, grawitacja œci¹gnie materiê gwiazdy ku œrodkowi. Kurczenie bêdzie trwa³o dopóty, dopóki we wnêtrzu S³oñca nie powstan¹ wiêksze gêstoœci i wy¿sze temperatury, umo¿liwiaj¹ce zainicjowanie kolejnych cykli reakcji termoj¹drowych – tych reakcji, w których znów bêd¹ powstawa³y coraz ciê¿sze pierwiastki. Co siê jednak stanie, gdy w koñcu we wnêtrzu gwiazdy uformuje siê ¿elazne j¹dro i ustan¹ reakcje termoj¹drowe? Wtedy grawitacja zacznie skupiaæ materiê ku œrodkowi gwiazdy i bêdzie to trwa³o tak d³ugo, a¿ pojawi siê nowy czynnik stabilizuj¹cy gwiazdê. Tym nowym czynnikiem nie bêd¹ ju¿ reakcje termoj¹drowe, lecz efekt kwantowy zwi¹zany z zakazem Pauliego. Na czym to polega? Otó¿ niektóre cz¹stki elementarne nie lubi¹ przebywaæ blisko siebie. Kiedy usi³ujemy przysun¹æ do siebie dwa magnesiki, tak aby jednoimienne bieguny styka³y siê, napotykamy opór. To bardzo s³aba analogia, ale w podobny sposób zachowuj¹ siê niektóre cz¹stki elementarne. Nie mog¹ znajdowaæ siê w tym samym miejscu w przestrzeni, w tym samym stanie energetycznym. Je¿eli bêdziemy usi³owali je wt³oczyæ do tego samego stanu, pojawi siê od- dzia³ywanie, które siê temu przeciwstawi. Kiedy materia gwiazdy zostanie skupiona przez grawitacjê dostatecznie mocno, cz¹stki elementarne znajd¹ siê bardzo blisko siebie. Zadzia³a wtedy zakaz Pauliego. I w³aœnie ów efekt kwantowy, zwany ciœnieniem zdegenerowanego gazu elektronowego, przeciwstawi siê sile grawitacji i zapewni gwieŸdzie stabiln¹ konfiguracjê. Stanie siê tak, jeœli si³a grawitacji (czyli masa gwiazdy) nie by³a zbyt du¿a. Takie gwiazdy, jak S³oñce i te nieco tylko od niego masywniejsze, których masa nie przekracza oko³o pó³torej masy S³oñca, uzyskaj¹ stabiln¹ konfiguracjê i pozostan¹ w niej ju¿ na zawsze. W ten w³aœnie sposób powstaj¹ gwiazdy zwane bia³ymi kar³ami. Je¿eli jednak masa gwiazdy jest bardzo du¿a, przekracza oko³o pó³tora masy S³oñca, wtedy si³a grawitacji jest tak potê¿na, ¿e pokonuje nawet owe efekty kwantowe. Skupia materiê do gêstoœci, przy których elektrony i protony ³¹cz¹ siê, tworz¹c jeden z rodzajów nukleonów – neutrony. Powstaje gwiazda z³o¿ona z materii j¹drowej, a wiêc taka, która jest w pewnym sensie gigantycznym j¹drem atomowym. Gêstoœæ jej materii jest tak wielka jak gêstoœæ materii wewn¹trz j¹dra atomowego. Na powierzchni takiej gwiazdy neutrono- wej grawitacja jest tak silna, ¿e znane nam z codziennego doœwiadczenia prawa fizyki newtonowskiej przestaj¹ dzia³aæ; wa¿ne s¹ ju¿ efekty relatywistyczne, opisywane przez ogóln¹ teoriê wzglêdnoœci. Wskutek kurczenia siê gwiazda siê rozkrêca. Ten sam efekt sprawia, ¿e ³y¿wiarz wykonuj¹cy piruet zwiêksza prêdkoœæ obrotu przez przyci¹ganie d³oni do cia³a. Skupianie materii gwiazdy blisko œrodka sprawia, ¿e gwiazda zaczyna bardzo szybko wirowaæ. Masywna gwiazda neutronowa mo¿e krêciæ siê niezwykle szybko – kilkaset razy na sekundê. Skupienie materii w pobli¿u œrodka gwiazdy zwiêksza nie tylko prêdkoœæ jej obrotu, lecz tak¿e natê¿enie pola magnetycznego. Gwiazdy neutronowe rodz¹ siê z bardzo silnym polem magnetycznym. Jego oddzia³ywanie z materi¹ na powierzchni gwiazdy neutronowej i obok powierzchni powoduje, ¿e gwiazda ta wysy³a bardzo silny strumieñ promieniowania. Promieniowanie to nie jest emitowane, tak jak promieniowanie S³oñca, we wszystkich kierunkach jednakowo – skupia siê ono w w¹skim sto¿ku. Taka gwiazda œwieci podobnie jak latarnia morska, czyli wysy³a swoje promieniowanie w w¹skiej wi¹zce omiataj¹cej horyzont; jej rozb³yski widaæ tylko od czasu do czasu. Podobnie jak marynarz poszukuj¹cy œwiate³ka latarni morskiej, astronom, który obserwuje gwiazdê neutronow¹ – je¿eli bêdzie mia³ szczêœcie znaleŸæ siê w miejscu omiatanym przez wi¹zkê jej promieniowania – dostrze¿e rozb³yski, pojawiaj¹ce siê z tak¹ czêstotliwoœci¹, z jak¹ gwiazda siê krêci. Je¿eli wiêc gwiazda wiruje kilkaset razy na sekundê, to kilkaset razy na sekundê antena radioteleskopu zarejestruje impuls promieniowania. Je¿eli gwiazda krêci siê wolniej, te impulsy bêd¹ rejestrowane z mniejsz¹ czêstoœci¹. W ten w³aœnie sposób – rejestruj¹c powtarzaj¹ce siê z wielk¹ precyzj¹ impulsy promieniowania radiowego – odkryto gwiazdy neutronowe. Sta³o siê to w latach szeœædziesi¹tych XX wieku. Odkrycie gwiazd neutronowych oznacza³o tryumf fizyki j¹drowej oraz astrofizyki, zajmuj¹cej siê ewolucj¹ gwiazd. ! 5/2006
