Słońce: z gwiazdy powstałeś i w gwiazdę się obrócisz
Nasze Słońce to tylko jedna z niezliczonej ilości gwiazd we Wszechświecie. Jest gwiazdą centralną Układu Słonecznego, wokół której krąży Ziemia i inne planety. Słońce to kula zjonizowanego gazu o zawartości 74% wodoru i 25% helu. To pojedyncza gwiazda ciągu głównego (V klasa jasności) o typie widmowym G2 i najjaśniejszy obiekt na niebie oraz główne źródło energii docierającej do Ziemi. Jest oddalone od nas o około 150 mln km, leży w Ramieniu Oriona w galaktyce Drogi Mlecznej, 26 tys. lat świetlnych od jej środka.
Gwiazdy żyją bądź samotnie, bądź w grupach zwanych układami, które dzielimy na podwójne (do których należy 1/3 gwiazd) lub wielokrotne, w których gwiazdy związane są siłą grawitacji. Gwiazdy wielokrotne to układy do dziesięciu gwiazd. Gromada gwiazd to układ wielokrotny ponad dziesięciu gwiazd. Można tu wyróżnić gromady otwarte i kuliste, których kształt zależny jest od wieku gromady. Wszystkie gwiazdy zbudowane są z gazu, a ściślej z plazmy, ponieważ ich temperatura jest zbyt wysoka, aby mogły istnieć w nich inne stany materii. Masy gwiazd wahają się od 1/10 do 100 mas Słońca. Średnice najmniejszych i największych gwiazd mają się do siebie jak 1 do 1 miliona.
Każda aktywna gwiazda emituje w przestrzeń ogromne ilości promieniowania elektromagnetycznego, grawitacyjnego ▀ oraz cząstki materii. Wiele gwiazd posiada planety i planetoidy, które pozostały z okresu formowania się układu gwiezdnego. Gwiazdy skupiają się więc w układy, te z kolei w gromady, które razem z materią międzygwiezdną tworzą galaktyki, te następnie tworzą grupy i gromady galaktyk, i w końcu metagalaktyki i struktury zwane murami (np. Wielki Mur to struktura złożona z wielu supergromad o wydłużonym kształcie i wymiarach 730 x 260 x 30 mln lat świetlnych) ▀▀. Wszyscy pamiętają sentencję z filmu Odyseja kosmiczna 2001: „Jest pełen gwiazd”. Cóż, do dziś statek załogowy nie dotarł dalej niż na Księżyc. Czy kosmos jest pełen? Isaac Asimow sformułował bardzo obrazowe porównanie: jest tak, jakby cała materia Wszechświata była ziarnkiem piasku umieszczonym w samym środku pustego pokoju o boku 30 km. Jednocześnie to samo ziarnko piasku zostało rozbite na miliard bilionów kawałków, jako że na tyle właśnie szacuje się liczbę gwiazd we Wszechświecie [Richard Dawkins, Rozplatanie tęczy] Jeśli więc kosmos jest czegoś pełen, to jedynie próżni, fotonów i neutrin.
Gwiazdy powstają w obłokach materii międzygwiezdnej, która składa się w 90% z wodoru (H). Obłok taki zagęszcza się, tworząc skupiska materii powiększające się w miarę wzrostu swojej masy. Prowadzi to do powstawania protogwiazd, których temperatura wewnętrzna rośnie w miarę wzrostu masy i gęstości. Wbrew pozorom, obłoki te są niezwykle rzadkie i zimne - porównywalne do sztucznej próżni wytwarzanej na Ziemi. Proces ten trwać może niezwykle krótko - zaledwie kilkanaście lat. Gdy sile grawitacji prowadzącej do kolapsu zaczyna dorównywać ciśnienie materii, protogwiazda przestaje się kurczyć i zaczyna świecić słabym, czerwonym światłem. Proces formowania się gwiazdy, jej kontrakcja oraz osiąganie stanu równowagi trwa o wiele dłużej, nawet miliony lat. Gdy tylko temperatura we wnętrzu protogwiazdy osiągnie około 10 mln stopni, w jej jądrze zaczynają zachodzić reakcje syntezy jądrowej - fuzja protonów. Od tego momentu mówimy o gwieździe. Wszystkie procesy dotyczące gwiazd możliwe są dzięki precyzyjnie skorelowanym parametrom fizycznym materii, a dzięki istnieniu stabilnych gwiazd możliwe jest powstawanie życia w naszym Wszechświecie ▀▀▀. Zależnie od pochodzenia, gwiazdy dzielimy zasadniczo na dwie populacje: I - młode gwiazdy w centrum galaktyki, powstałe z materii odrzuconej przez wybuchy starszych gwiazd, II - starsze niż 5 mld lat, znajdujące się w tzw. Halo galaktyk. Gęstość jąder większości gwiazd wynosi około 160 g/cm3, jednak nawet jądro gwiazdy to w większości próżnia. Dla porównania średnia gęstość całego Słońca wynosi 1,4 g/cm3 (czyli niemal tyle, co gęstość kostki cukru), przy czym gęstość fotosfery to tylko 10-6 g/cm3. Wytwarzane w reakcjach jądrowych fotony ulegają ciągłym zderzeniom, wymieniając energię z innymi cząstkami. Fotony te potrzebują około miliona lat, aby przeniknąć z jądra do fotosfery ▀▀▀▀. Dzięki temu gwiazdy emitują głównie promieniowanie podczerwone i widzialne, a nie wysokoenergetyczne promienie gamma powstające w reakcjach syntezy. Słońce należy do „młodej” II populacji, jego masa wynosi 1989 bilionów bilionów (kwadrylionów) ton (1989 * 1030 kg).
Nukleosynteza to proces syntezy jądrowej zachodzącej w jądrach gwiazd, prowadzący do powstania cięższych pierwiastków, kolejno: helu, węgla, tlenu, krzemu i żelaza. Z jednego grama wodoru powstaje w ten sposób 1012 dżuli (J) energii. W procesie tym tworzą się wszystkie pierwiastki do Bizmutu włącznie, ponieważ jest to najcięższy trwały izotop, choć to, jaki pierwiastek powstanie w jądrze, zależy od średnicy i wieku gwiazdy. Proces ten jest zwany procesem s (slow, bo przebiega wolno, mimo tego, że np. w Słońcu w każdej sekundzie 600 mln ton wodoru przemienia się w hel). W zależności od masy gwiazdy zachodzi w niej synteza przez cykl proton-proton lub cykl węglowo-tlenowy (CNO). W miarę jak jony wodoru ulegają fuzji w hel, stężenie helu w jądrze rośnie, a stężenie wodoru maleje (w Słońcu wynoszą one odpowiednio 25% i 74%). Skład chemiczny gwiazd jest podobny, a pierwiastki cięższe stanowią tylko kilka procent zawartości stabilnej gwiazdy. Czas spalana materii gwiazdy zależy bezpośrednio od jej masy - im jest większa, tym krócej i gwałtowniej ona świeci. Nasze Słońce palić się będzie całe 10 mld lat, czyli bardzo długo i stabilnie, jak na warunki kosmiczne. Podczas przebiegu nukleosyntezy jądro kurczy się, nawet do rozmiarów kilkaset razy mniejszych niż pierwotnie, czemu towarzyszy znaczny wzrost temperatury, umożliwiający zachodzenie dalszych reakcji syntezy. Zmniejszaniu się jądra towarzyszy proporcjonalny wzrost rozmiarów samej gwiazdy oraz spadek temperatury na jej gazowej powierzchni. W czasie ewolucji, gwiazdy mniejsze od 0,4 masy Słońca, po wyczerpaniu się zapasów wodoru kurczą się, stając się szybko białymi karłami.
SKALA I ROZMIARY PLANET I GWIAZD
- ▀ Chodzi o fale grawitacyjne, zmarszczki w strukturze czasoprzestrzeni powstające głównie w czasie kolapsów grawitacyjnych.
- ▀▀ Obserwowalny Wszechświat ma ogromne, trudne do uzmysłowienia sobie rozmiary. Żeby pomóc naszej wyobraźni, dokonajmy następującego przeskalowania. Załóżmy, że odległość Ziemia-Słońce, wynoszącą około 150 miliardów metrów, którą światło pokonuje w przybliżeniu w czasie 8 minut, zmniejszamy do rozmiarów 1 mm. W tej skali odległość do sąsiadujących ze Słońcem gwiazd jest rzędu 300 metrów. Natomiast średnica Drogi Mlecznej, galaktyki składającej się z co najmniej 100 miliardów gwiazd (w tym Słońca), w tej skali wynosi około 6000 km. Jeżeli jeszcze raz dokonamy zmniejszenia rozmiarów Wszechświata i założymy, że średnica naszej Drogi Mlecznej jest równa 1 cm, to w tej skali promień kuli stanowiącej obserwowalny Wszechświat wynosi około 1500 m. Kula ta wypełniona jest prawie równomiernie co najmniej 100 miliardami galaktyk, z grubsza centymetrowej wielkości, oddalonych jedna od drugiej średnio o kilkadziesiąt centymetrów. Galaktyki te grupują się w gromady i supergromady. Obserwacje wskazują również, że w tej kuli istnieją duże, kilkudziesięciometrowe obszary pozbawione prawie zupełnie galaktyk (Metakosmologia; Zbigniew Jacyna-Onyszkiewicz).
- ▀▀▀ Jest kwestią sporną, czy życie może powstać w pobliżu wielkich lub małych gwiazd. Te wielkie nie posiadają z reguły planet typu ziemskiego, te małe nie dostarczają wystarczającej ilości energii.
- ▀▀▀▀ Następnie kilka minut (godzin) aby dotrzeć do pobliskich planet.
