Читать книгу Kosmiczne rozterki - Neil deGrasse Tyson - Страница 6

Z pyłu powstałeś

Gdy spoglądamy nieuzbrojonym okiem na Drogę Mleczną, widzimy długie pasmo jasnych i ciemnych plam, rozciągające się od horyzontu po horyzont. Wystarczy jednak spojrzeć przez lornetkę lub amatorski teleskop, aby się przekonać, że ciemne, nieciekawe plamy… no cóż, pozostaną ciemne i nieciekawe, za to jasne plamy zamienią się w niezliczone gwiazdy i mgławice.

W książeczce wydanej w 1610 roku w Wenecji i zatytułowanej Sidereus Nuncius (Gwiezdny posłaniec) Galileusz przedstawia niebo widziane przez teleskop. Książka zawiera między innymi pierwszy opis jasnych plam Drogi Mlecznej. Teleskop, początkowo zwany specillum, pozwala dostrzec szczegóły, na widok których Galileusz z trudem panuje nad ekscytacją:

Przy użyciu lunety Droga Mleczna została zbadana tak bezpośrednio i naocznie, że wszystkie kontrowersje [altercationes], które dręczyły filozofów przez wiele wieków, zostały rozwiązane i jesteśmy nareszcie wolni od gołosłownych dyskusji [verbosae disputationes] na ten temat. Droga Mleczna [Galaxia] jest niczym innym jak zbiorowiskiem niezliczonych gwiazd ułożonych w różne grupy. Gdziekolwiek się na nią zwróci lunetę, natychmiast dostrzega się ogromne roje gwiazd. Wiele z nich jest bardzo jasnych i dużych, lecz liczba mniejszych jest poza wszelką możliwością przeliczenia.

To tam, gdzie widoczne są „ogromne roje gwiazd”, musi naprawdę się dziać. Dlaczego ktoś miałby się interesować ciemnymi obszarami, gdzie nie widać żadnych gwiazd? Przecież to prawdopodobnie kosmiczne dziury, puste przestrzenie rozciągające się ku nieskończoności.

Upłynęły jeszcze trzy stulecia, zanim odkryto, że ciemne plamy to grube, gęste obłoki gazu i pyłu, otaczające wylęgarnie młodych gwiazd i zasłaniające widok na dalej położone połacie nieba. Pierwsze sugestie na ten temat sformułował amerykański astronom George Cary Comstock, który zastanawiał się, dlaczego obserwowana jasność dalekich gwiazd jest mniejsza, niż wynikałoby to z ich odległości. Faktycznego winowajcę tego stanu rzeczy odkrył w 1909 roku duński astronom Jacobus Cornelius Kapteyn (1851–1922). W dwóch artykułach, zatytułowanych (identycznie) On the Absorption of Light in Space (O absorpcji światła w przestrzeni kosmicznej), Kapteyn przedstawił dowody na to, że obłoki, nazwane przez niego „ośrodkiem międzygwiezdnym”, rozpraszają światło gwiazd, a na dodatek robią to selektywnie – osłabiają niebieskie światło bardziej niż czerwone. Na skutek takiej wybiórczej absorpcji odległe gwiazdy Drogi Mlecznej wyglądają tak, jakby były bardziej czerwone niż gwiazdy bliżej nas.

Główne składniki kosmicznych obłoków gazu, wodór i hel, nie powodują poczerwienienia światła gwiazd. Odpowiedzialne są za to molekuły, zwłaszcza te, które zawierają węgiel i krzem. A kiedy molekuły stają się zbyt duże, abyśmy wciąż uważali je za molekuły, nazywamy je pyłem.

*

Większość ludzi jest oswojona z pyłem w warunkach domowych, aczkolwiek niewielu z nas zdaje sobie sprawę, że pył w domu składa się głównie z martwych, złuszczonych komórek ludzkiej skóry (oraz sierści zwierząt, jeżeli przygarnęliście jakiegoś ssaka). Kosmiczny pył w obłokach międzygwiezdnych nie zawiera niczyjego naskórka, lecz występują w nim zdumiewająco złożone cząsteczki, które emitują promieniowanie głównie w zakresie mikrofal i w podczerwieni. Do lat sześćdziesiątych XX wieku teleskopy mikrofalowe nie należały do standardowego zestawu narzędzi astronomicznych, a teleskopy podczerwone nie znalazły się w nim nawet do lat siedemdziesiątych, więc chemiczne bogactwo obszarów międzygwiezdnych poznaliśmy dopiero podczas kilku ostatnich dziesięcioleci, gdy odkrywaliśmy fascynujący i złożony mechanizm narodzin gwiazd.

Nie wszystkie obłoki gazu w Drodze Mlecznej mogą stale rodzić nowe gwiazdy. Zazwyczaj taki obłok nie wie, co począć. W pewnym sensie w podobnej sytuacji znajdują się astrofizycy – nie mają pojęcia, co się stanie. Wiedzą, że obłok chce się zapadać pod wpływem własnej grawitacji i tworzyć nowe gwiazdy, lecz zapadaniu przeciwdziała ruch wirowy, turbulencje wewnątrz obłoku oraz zwykłe ciśnienie gazu, znane wam z lekcji fizyki lub chemii. Działanie grawitacji powściągają także przenikające obłok galaktyczne pola magnetyczne, które oddziałują na wszystkie elektrycznie naładowane cząstki w obłoku, ograniczając ich ruch w pewien określony sposób. Gdyby nie było wiadomo, że gwiazdy jednak istnieją, nasz aktualny stan wiedzy o dynamice obłoków międzygwiezdnych prowadziłby do wniosku, że gwiazdy w ogóle nie mogą powstawać.

Podobnie jak setki miliardów gwiazd Drogi Mlecznej, gazowe obłoki krążą wokół środka Galaktyki. Gwiazdy – maleńkie drobiny (o średnicy kilku sekund świetlnych) w ogromnym oceanie pustej przestrzeni – mijają się niczym statki na morzu. Obłoki gazu międzygwiezdnego są znacznie większe. Przeciętny obłok ma średnicę rzędu setek lat świetlnych i masę milionów Słońc. Obłoki zderzają się całkiem często. W wyniku ich zderzeń dochodzi niekiedy do aktów „kanibalizmu”, gdy jeden z uczestników kolizji wchłania drugiego; czasami dwa obłoki sklejają się jak pianki marshmallow lub rozpadają się na mniejsze.

Atomy gazu wewnątrz obłoku nieustannie się zderzają. Jeżeli jednak obłok schłodzi się do dostatecznie niskiej temperatury (poniżej stu kelwinów), atomy gazu – zamiast odbijać się od siebie – zaczynają się łączyć, co ma poważne chemiczne konsekwencje. Cząstki o coraz większych rozmiarach, zawierające dziesiątki atomów, zaczynają rozpraszać światło widzialne i osłabiają tym samym jasność gwiazd przesłoniętych obłokiem. Po pewnym czasie taka cząstka może zawierać dziesiątki miliardów atomów i staje się ziarnem międzygwiezdnego pyłu. Przy takich rozmiarach cząstki nie rozpraszają już światła gwiazd, lecz pochłaniają je, a następnie pochłoniętą w ten sposób energię emitują w postaci promieniowania podczerwonego, które swobodnie opuszcza obłok. Proces absorpcji światła generuje jednak ciśnienie, które popycha obłok w kierunku od źródła światła. Obłok zostaje zatem sprzęgnięty ze światłem gwiazd.

Siły powodujące gęstnienie obłoku mogą w końcu doprowadzić do jego kolapsu grawitacyjnego, który zakończy się powstaniem gwiazdy. Dochodzimy do nieco dziwnego wniosku: aby powstała gwiazda z rdzeniem o temperaturze sięgającej dziesięciu milionów stopni (w takich warunkach zachodzą reakcje fuzji termojądrowej), obłok musi najpierw przejść przez fazę, w której temperatura nie przekracza stu stopni powyżej zera absolutnego.

W tej fazie astrofizycy mogą jedynie spekulować na temat kolejnych etapów ewolucji obłoku. Aby badać dynamikę dużych, masywnych obłoków pod wpływem wszystkich zewnętrznych i wewnętrznych czynników, teoretycy oraz specjaliści od modelowania komputerowego muszą uwzględnić wszystkie znane prawa fizyki oraz chemii i wprowadzić do swoich superkomputerów wszystkie niezbędne parametry wejściowe, zanim w ogóle zaczną myśleć o dalszych losach obłoku. Dodatkowe ogromne wyzwanie stanowi fakt, że pierwotny obłok jest miliardy razy większy i setki tryliardów razy rzadszy niż gwiazda, która ma z niego powstać, a zjawiska, które odgrywają ważną rolę w jednej skali, w innej potrafią być praktycznie nieistotne.

Tym niemniej jedna rzecz, co do której możemy być pewni, to fakt, że w najgłębszych, najciemniejszych, najgęstszych obszarach międzygwiezdnego obłoku i przy temperaturach rzędu dziesięciu stopni powyżej zera absolutnego tworzą się gęstniejące obszary gazu – kosmiczne bąble – które zapadają się bez oporu, zamieniając energię własnej grawitacji w ciepło. Temperatura w takim bąblu raptownie rośnie, rozbijając wszystkie drobiny pyłu w bezpośrednim sąsiedztwie. Gdy temperatura zapadającego się bąbla osiągnie dziesięć milionów stopni, rodzi się gwiazda. W tej magicznej temperaturze protony (czyli jądra atomów wodoru) poruszają się tak szybko, że mogą pokonać siły odpychania elektrostatycznego i połączyć się pod wpływem krótkozasięgowej, potężnej siły przyciągania, której techniczna nazwa brzmi: „silne oddziaływanie jądrowe”. W tym procesie (zwanym fuzją termojądrową) powstaje jądro helu, którego masa jest mniejsza od sumy mas jego składników. Masa, której brakuje w jądrze, zostaje przekształcona w energię zgodnie ze słynnym wzorem Einsteina E=mc2, w którym E jest energią, m reprezentuje masę, a c jest równe prędkości światła. Gdy ciepło przemieszcza się na zewnątrz, kula gazu zaczyna świecić – energia, która powstała z masy, uwalnia się w postaci promieniowania. Bąbel gorącego gazu nadal znajduje się w głębi większego obłoku, lecz możemy już ogłosić Drodze Mlecznej, że oto narodziła się gwiazda.

Wiemy obecnie, że istnieją gwiazdy o bardzo różnych masach – od zaledwie jednej dziesiątej po niemal sto mas Słońca. Z przyczyn, których nadal nie rozumiemy, nasz gigantyczny obłok gazu zawiera wiele zimnych bąbli powstających mniej więcej w tym samym czasie; w każdym z nich rodzi się nowa gwiazda. Na każdą gwiazdę o dużej masie przypada tysiąc gwiazd o małych masach. Tylko około jednego procenta gazu w danym obłoku uczestniczy w narodzinach gwiazdy. Próba wyjaśnienia tego zagadnienia jest jak poszukiwanie odpowiedzi na klasyczne pytanie: jak i dlaczego ogon macha psem?

*

Dolną granicę masy gwiazd można wyznaczyć dość łatwo. Poniżej około jednej dziesiątej masy Słońca bąbel zapadającego się gazu nie posiada dostatecznej energii grawitacyjnej, aby jego rdzeń mógł się rozgrzać do temperatury dziesięciu milionów stopni, niezbędnej do zainicjowania reakcji termojądrowych. Wówczas nie rodzi się gwiazda, lecz obiekt zwany brązowym karłem. Nie mając termojądrowego źródła energii, brązowy karzeł świeci słabiutko dzięki ciepłu, które powstało w wyniku początkowego zapadania się, i gaśnie stopniowo z upływem czasu. Zewnętrzne warstwy gazu są tak chłodne, że pozwalają przetrwać wielu molekułom, które w atmosferze gorętszych gwiazd uległyby dysocjacji. Jasności brązowych karłów są tak niskie, że do ich detekcji niezbędne są metody stosowane przy poszukiwaniu planet; dopiero w ostatnich latach zaobserwowano dostatecznie dużą liczbę brązowych karłów, aby potrzebna stała się ich klasyfikacja w ramach więcej niż jednej kategorii.

Górną granicę masy gwiazd też można stosunkowo łatwo oszacować. Powyżej około stu mas Słońca gwiazda świeci tak mocno, że jakakolwiek dodatkowa masa, która chciałaby do niej dołączyć, zostanie odepchnięta przez ciśnienie promieniowania. W takim wypadku sprzężenie światła z cząstkami pyłu staje się nieodwracalne. Ciśnienie promieniowania jest tak potężne, że światło zaledwie kilku gwiazd o dużych masach potrafi rozproszyć niemal całą masę oryginalnego, ciemnego obłoku zasłaniającego widok z zewnątrz. W rezultacie dziesiątki, a niekiedy setki nowo powstałych gwiazd – w gruncie rzeczy stanowiących rodzeństwo – ujawniają swoją obecność całej Galaktyce.

Wielka Mgławica w Orionie – położona tuż poniżej pasa Oriona, w połowie długości miecza – jest właśnie taką wylęgarnią gwiazd. Tysiące gwiazd powstają w jednej gigantycznej gromadzie. Wśród szeregu masywnych gwiazd tworzących Trapez Oriona cztery gwiazdy energicznie powiększają gigantyczną dziurę w środku obłoku, z którego powstały. Nowe gwiazdy są wyraźnie widoczne na zdjęciach wykonanych przez teleskop Hubble’a. Wokół każdej z nich powstaje protoplanetarny dysk składający się z pyłu oraz cząsteczek pierwotnego obłoku. W każdym dysku tworzy się układ planetarny.

Nowo powstałe gwiazdy tworzą gromadę i początkowo pozostają wewnątrz niej, lecz długotrwałe grawitacyjne zaburzenia pochodzące od okolicznych obłoków powodują w końcu rozpad gromady, a tworzące ją gwiazdy rozpraszają się w obrębie galaktyki. Gwiazdy o małej masie tak oszczędnie zużywają energię, że w zasadzie żyją wiecznie. Gwiazdy o średniej masie, takie jak nasze Słońce, prędzej czy później zaczynają swój marsz ku śmierci, przekształcając się w czerwone olbrzymy; ich rozmiary powiększają się wówczas stukrotnie. Zewnętrzne warstwy gazu stają się tak słabo związane z gwiazdą, że stopniowo dryfują w przestrzeń, odsłaniając zużyte paliwo jądrowe, które gwiazda spalała w ciągu dziesięciu miliardów lat swojego żywota. Uciekający gaz zostaje zmieciony przez wędrujące obłoki i w ten sposób bierze udział w kolejnych rundach formowania gwiazd.

Najcięższe gwiazdy powstają bardzo rzadko, lecz to właśnie one trzymają niemal wszystkie karty ewolucji. Są najjaśniejsze (milion razy jaśniejsze od Słońca), dzięki czemu żyją bardzo krótko (tylko kilka milionów lat), a w swoich rdzeniach produkują dziesiątki ciężkich pierwiastków, od wodoru przez hel, węgiel, azot, tlen i tak dalej aż po żelazo. Giną w wyniku spektakularnej eksplozji, zwanej supernową, w której powstaje jeszcze więcej pierwiastków. W trakcie eksplozji supernowa świeci jaśniej niż cała jej macierzysta galaktyka, a materia gwiazdy rozprzestrzenia się raptownie wokół niej, wydmuchując dziury w okolicznych obłokach międzygwiezdnego gazu i wzbogacając je w nowo utworzone pierwiastki, z których w przyszłości mogą powstać ziarna międzygwiezdnego pyłu. Fale uderzeniowe supernowej poruszają się z naddźwiękową prędkością przez otaczające ją obłoki, kompresując lokalne obszary gazu i pyłu. Może to prowadzić do powstawania bąbli o bardzo wysokiej gęstości, niezbędnej do formowania kolejnych gwiazd.

Jak zobaczymy w następnym rozdziale, najważniejszym darem supernowych dla kosmosu są rozrzucane w przestrzeni międzygwiezdnej i wchodzące w skład gazowych obłoków ciężkie pierwiastki. Kolejne generacje gwiazd powstają z coraz bogatszego zestawu pierwiastków chemicznych, z których przy okazji tworzą się planety, protisty i ludzie.