Układ Słoneczny - "Cykle ewolucyjne Słońca" by Mateusz Kownacki - Informacje na temat wszystkich ciał niebieskich

"Cykle ewolucyjne Słońca" by Mateusz Kownacki

Powstanie Słońca

Uważne spojrzenie na fotografie jasnych mgławic pozwala dostrzec, że na wielu z nich rozsiane są małe ciemne kropki. Obiekty te są nazywane globulami Boka, od Barta J. Boka, amerykańskiego astronoma, który je pierwszy zauważył. Dochodzące z nich fale podczerwone i radiowe wskazują, że są to miejsca narodzin gwiazd. Również nasze Słońce powstało z takiej globuli Boka, znajdującej się w ogromnym obłoku, zwanym mgławicą.

Gwiazdy nie mogły tworzyć się w bardzo młodym Wszechświecie, gdy materia miała temperaturę setek kwadrylionów Kelwinów. Jednak wraz z postępującym rozszerzaniem się Wszechświata, ochładzał się także gaz wodorowy. Około 2 miliardów lat po Wielkim Wybuchu utworzyły się protogalaktyki. Potem pojawiły się lokalne skupienia gazu w protogalaktykach, tworzące mgławice. W niektórych miejscach gęstość gazu osiągnęła miliardy molekuł na metr sześcienny. Ta gęstość wystarczyła, by grawitacja upchnęła materię w jeszcze bardziej gęste skupiska. Wraz ze wzrostem gęstości centralne obszary każdego skupiska podgrzewają się. W końcu cząsteczki zostają rozbite na poszczególne atomy; następnie atomy jonizują się, tracąc zewnętrznie elektrony. Temperatura stale rośnie, podobnie jak ciśnienie, gdyż przez cały czas jest przyciągana nowa materia, napierając na tą z obszarów środkowych.

Chociaż reakcje jądrowe się jeszcze nie zaczęły, to mocno skupiona materia, czyli protogwiazda, produkuje już wielkie ilości energii. Jednak na zewnątrz przedostaje się tylko promieniowanie podczerwone, ponieważ światło widzialne nie może przeniknąć gazu i pyłu, który otacza protogwiazdę. Potem centrum protogwiazdy osiąga stan krytyczny. Gęstość wzrasta miliardy razy, a temperatura do 10 milionów Kelwinów lub czasami jeszcze bardziej. Dodatnio naładowane jądra wodoru, odarte z elektronów, są upakowane tak gęsto, że zaczynają się ze sobą zderzać, pokonując silne odpychanie swych ładunków elektrycznych. Łączą się tworząc jądra helu. Protogwiazda staje się prawdziwą gwiazdą.

Jądro atomu helu (cząstka <alfa>) składa się z czterech nukleonów: dwóch protonów i dwóch neutronów. Łączna masa tych składników, umieszczonych oddzielnie, jest większa od masy czterech protonów (jąder wodoru). Jednak w jądrze helu nukleony są silnie związane ze sobą siłami jądrowymi. Ta znaczna energia wiązania powoduje, że masa składnika ? jest o 4,73 * 10-29 kg mniejsza od sumy mas czterech protonów. Różnica (tzw. deficyt masy), wynosząca 0,7% masy składników, zostaje w trakcie zachodzenia reakcji zamieniona na energię. Mnożąc deficyt masy przez kwadrat prędkości światła (zgodnie ze wzorem Einsteina: E = mc2), stwierdzimy, że w procesie zamiany czterech protonów na jedno jądro helu wydziela się 4,28 * 10-12 dżuli = 26,73 MeV. Dzieląc tę wielkość przez masę czterech atomów wodoru otrzymamy "ciepło spalania" wodoru (ilość energii uzyskiwaną z przemiany 1 kg wodoru na hel). Ciepło to wynosi 6,4 * 1014 dżuli. Jest to olbrzymia ilość energii. Jeden gram takiego paliwa wystarczałby silnikowi samochodowemu pracującemu ze średnią mocą 40 KM przez 8 godzin dziennie na ponad dwa lata. Porównując ciepło "jądrowego spalania" wodoru z jego klasycznym ciepłem spalania w reakcji chemicznej (np. w silniku rakietowym), można zauważyć, że to pierwsze jest pięć milionów razy większe.

Temperatura w środku protogwiazdy rośnie dalej, a ogromne ilości energii usiłują wydostać się na zewnątrz. Nowo utworzona gwiazda eksplodowałaby, gdyby nie ogromny ciężar materii, z której się składa i który uciska jądro.

Promieniowanie, znajdując drogę na zewnątrz, unosi ze sobą ciepło do zewnętrznych warstw powłoki gwiazdy. Tam ogrzany promieniowaniem gaz wodorowy podnosi się ku powierzchni, ochładza się i następnie opada; cały cykl powtarza się od nowa. Proces taki nazywa się konwekcją. Światło i ciepło z młodej gwiazdy zdmuchuje otaczające obłoki gazu i pyłu i gwiazda staje się widoczna z oddali.

Taki to oto proces przeszło również i nasze Słońce.

"Wiek średni"

W momencie, gdy temperatura w centrum Słońca wzrosła dostatecznie, w środkowej części gwiazdy zaczęły wydajnie przebiegać reakcje przemiany wodoru w hel (tzw. spalanie wodoru, jednak nie chodzi tu o chemiczne reakcje związane z utlenianiem. Pod pojęciem "spalania" różnych pierwiastków we wnętrzu gwiazdy należy rozumieć wyłącznie reakcje jądrowe). Słońce osiągnęło w tym momencie tzw. ciąg główny wieku zerowego. Gwiazda zatrzymuje się na ciągu głównym, gdzie spędza połowę swojego życia. W okresie tym powoli, w centralnej części gwiazdy zachodzi spalanie wodoru. Przemiana ta może nastąpić na drodze wielu procesów. W Słońcu następuje ona niemal całkowicie (98,5%) w jednym procesie, w tzw. cyklu wodorowym lub inaczej protonowo-protonowym (p-p).

M.in. to właśnie ten cykl został poznany dzięki pracom amerykańskiego uczonego Hansa Alberta Bethego (ur. 1906) oraz fizyka niemieckiego Karla Friedricha von Weizsäckera (ur. 1912). H. Bethe za prace związane z wyjaśnieniem źródeł energii gwiazd uzyskał w roku 1967 Nagrodę Nobla. Cykl ten rozpoczyna się połączeniem dwóch jąder wodoru. Jądro atomu wodoru jest najprostszym ze wszystkich jąder pierwiastków. Jest to jedna dodatnio naładowana cząstka - proton. Ponieważ protony mają ten sam ładunek elektryczny, więc odpychają się. Dwa z nich mogą znaleźć się blisko siebie z powodu wysokiej temperatury i dużego ciśnienia we wnętrzu gwiazdy, jednak, aby pozostały razem, jeden z nich musi stracić ładunek elektryczny. Może do tego dojść na drodze reakcji zamieniającej proton w neutron, który ma trochę większą masę i jest elektrycznie neutralny. Tak utworzony układ protonu i neutronu nazywa się deuteronem.

W trakcie tego procesu powstaje też pozyton (dodatnio naładowany antyelektron) oraz neutrino. Ta tajemnicza cząstka, do dzisiaj nie do końca zbadana, nie ma ładunku elektrycznego ani masy - lub ma na tyle małą masę, że nie została do dziś zmierzona. Ma również niezwykłą zdolność penetracji. Unosi ze sobą znaczną ilość energii.

W ziemskich temperaturach i przy ziemskim ciśnieniu deuteron szybko przyłączyłby pojedynczy elektron, który zrównoważyłby elektryczny ładunek protonu. Byłby to atom deuteru. Pierwiastek ten jest izotopem wodoru, ponieważ jego atom ma jeden elektron, jego właściwości fizykochemiczne są takie same jak wodoru, lecz masa jest dwa razy większa.

Następnie deuteron zderza się z innym protonem, co znów daje porcje energii - tym razem w formie fotonu promieniowania gamma. Wynikiem zderzenia będzie jądro złożone z dwóch protonów oraz neutronu - powstanie izotop helu. Następnie zderzają się dwa takie jądra i tworzy się jądro zwykłego helu (dwa protony i dwa neutrony) oraz wydzielone zostaną dwa protony.

Reakcja cyklu p-p, zapisana jest poniżej. Liczby przy poszczególnych reakcjach oznaczają energię wydzielaną w danej reakcji (w MeV); ujemne liczby w nawiasach oznaczają energię unoszoną przez neutrina powstające w danej reakcji.

H¹ + H¹ -> D² + e⁺ + v_e + 1,442 (-0,263)

D² + H¹ -> He³ + γ + 5,493 ,

He³ + He³ -> He⁴ + 2H¹ + 12,859

Tak, więc rezultatem cyklu wodorowego jest utworzenie jądra helu z czterech protonów. Część energii wytworzonej w kolejnych etapach idzie na podgrzanie Słońca; część z niej z kolei ucieka w przestrzeń. Większość energii neutrin ucieka, ponieważ te widmowe cząstki mogą prześlizgnąć się przez tysiące kilometrów materii tak, jakby ona nie istniała. Energia unoszona przez pozytony jest szybko zamieniana w promieniowanie, gdy pozytony anihilują w zderzeniach z elektronami. Promieniowanie jest pochłaniane przez gwiazdę, co podtrzymuje jej temperaturę.

Tempo zachodzenia cyklu reakcji, takiego jak p-p (a więc i tempo produkcji energii), uzależnione jest od najwolniejszego ogniwa łańcucha. W cyklu p-p najwolniejszym ogniwem jest pierwsza reakcja p + p. W centralnej części Słońca (T ~ 15 * 106 K, p 102 g cm-3) typowy proton musi czekać średnio ok. 5 miliardów lat (!), zanim wejdzie w reakcję z drugim protonem. Jest to przypadek niesłychanie wolno zachodzącej fuzji termojądrowej: wodór raczej się "tli", niż naprawdę "spala". Tylko ogromnej masie Słońca (a więc i ogromnej liczbie protonów oczekujących na reakcję) zawdzięczamy to, że Słońce jest w stanie wyprodukować stosunkowo duże ilości energii (Słońce spala w ciągu jednej 1 sekundy ok. 600 milionów ton wodoru).

Późna faza ewolucji Słońca

Reakcje jądrowe określają skomplikowane cykle życia gwiazd. Istotnym narzędziem w opisie ewolucji gwiazd jest diagram Hertzsprunga-Russella (H-R). Diagram ten jest rodzajem wykresu, na którym temperatura (lub barwa) każdej gwiazdy jest narysowana jako funkcja jej absolutnej wielkości (miara rzeczywistej jasności gwiazdy). Położenie gwiazdy na diagramie Hertzsprunga-Russella zależy od jej masy i wieku. Dlatego badania sposobu rozłożenia gwiazd na diagramie pozwalają astrofizykom opracować opis ewolucji gwiazd.

Potencjalna wartość tak pomyślanego diagramu dla badania natury gwiazd została po raz pierwszy dostrzeżona przez Ejnara Hertzsprunga, pracującego w Kopenhadze w pierwszym dziesięcioleciu XX wieku. Jego wersja została opublikowana w roku 1911. Była kontynuacją opublikowanej kilka lat wcześniej pracy. Na podobny pomysł (niezależnie) wpadł Henry Norris Russell z Princeton. Swoją wersję przedstawił w 1913 roku. Hertzsprung i Russell nigdy wspólnie nie pracowali nad diagramem, dziś nazywanym ich imionami.

Podstawową cechą diagramu H-R jest to, że wiąże on barwę gwiazdy z jej jasnością. Jasność mierzona jest w kierunku "do góry" (oś y na wykresie), natomiast temperatura jest mierzona w kierunku poziomym (oś x na wykresie), z tym że zimniejsze gwiazdy znajdują się na wykresie bardziej na prawo. Taki sposób mierzenia temperatury w istocie oznacza, że pochodzące z lewej do prawej strony wykresu H-R barwy gwiazd odpowiadają ciągowi O B A F G K M.

To właśnie na tym diagramie nasze Słońce zajmuje miejsce, w wspomniany już, ciągu głównym - pasie biegnącym od dolnego prawego do górnego lewego rogu wykresu.

W miarę spalania wodoru w Słońcu tworzy się duże centralne jądro helowe. Jądro to kurczy się i jego temperatura wzrasta, podczas gdy otaczająca je powłoka wodorowa wciąż się spala. Na takim etapie ewolucji gwiazda opuszcza ciąg główny i rozrasta się do rozmiarów około 50 razy większych od pierwotnych. Staje się zimniejsza i czerwieńsza i dlatego przesuwa się w prawo na diagramie H-R. Jednak dzięki ogromnemu wzrostowi rozmiarów Słońce staje się także jaśniejsze, więc na wykresie przesuwa się ku górze, zmieniając się w czerwonego olbrzyma (trwa to ok. 1 mld lat). Jej jądro kurczy się jednak, a temperatura stale wzrasta. Gdy osiągnie 100 milionów K, w jądrowych reakcjach zaczyna brać udział hel. Spalanie helu wymaga znacznie wyższych temperatur niż spalanie wodoru. Wodór nie może istnieć w takich temperaturach (uległby natychmiastowemu spaleniu). Hel może się więc palić wyłącznie w obszarach, w których wodór został uprzednio kompletnie wyczerpany (uległ całkowitemu przetworzeniu w hel). Dwie podstawowe reakcje spalania helu to:

3 He⁴ -> C¹² + γ + 7,274 MeV (tzw. reakcja 3 α)

C¹² + He⁴ -> O¹⁶ + γ + 7,161 MeV

W trakcie procesu spalania helu zachodzi jeszcze szereg dodatkowych reakcji, których znaczenie jest jednak wyraźnie mniejsze. Głównymi produktami spalania helu są węgiel i tlen z niewielką domieszką neonu.

Powyższy rysunek przedstawia przebieg ewolucji Słońca na diagramie H-R.

Zewnętrzne rejony kurczą się i Słońce przestaje być czerwonym olbrzymem. W tym momencie jądro gwiazdy składa się głównie z węgla i tlenu, które utworzyły się na skutek spalania helu. Słońce wchodzi w końcowe stadia życia. Najpierw zmniejsza się produkcja energii i gwiazda kurczy się. Jednak wnętrze w pobliżu jądra zaczyna się ponownie rozszerzać i na krótki czas gwiazda staje się znów czerwonym olbrzymem, spalając hel i wodór w powłoce wokół jądra.

Śmierć Słońca

Aktywne życie Słońca trwa tak długo, jak długo w jego wnętrzu mogą przebiegać reakcje termojądrowe. Po ustaniu reakcji termojądrowych gwiazda musi podporządkować się własnej grawitacji. Słońce coraz bardziej się kurczy, coraz bardziej też wzrasta jego gęstość i temperatura. Przyspiesza to przemiany jądrowe, jakie zachodzą jeszcze w cienkiej warstwie dokoła helowego lub węglowego jądra. Skutkiem tego na krótko zwiększa swą jasność i rozmiary, lecz przez to jego zewnętrzne warstwy stają się chłodniejsze i bardziej rozrzedzone. Wówczas jądra atomowe zaczynają się wiązać z wolnymi elektronami, w wyniku, czego temperatura rdzennej otoczki gazowej gwałtownie wzrasta, rozszerz się ona jeszcze bardziej, a w końcu opuszcza Słońce i umyka w przestrzeń kosmiczną. Umykające otoczki gwiazdowe rozszerzające się, względem gwiazdy, z szybkością od 10 do 50 km/s, można obserwować jako mgliste obłoki w kształcie elips lub pierścieni. Obiekty te ze względu na wygląd otrzymały nazwę mgławic planetarnych. Po odrzuceniu rozrzedzonej otoczki gazowej Słońce odsłania wewnętrzne bardzo gorące warstwy. Jego temperatura początkowo jeszcze bardziej wzrasta, gdyż gwiazda w dalszym ciągu się kurczy, i zapewne trwałoby to dalej, gdyby nie nowa właściwość jego materii. Na skutek dużej gęstości i wysokiej temperatury wszystkie atomy pozbywają się swoich powłok elektronowych, które swobodnie poruszają się między gołymi jądrami. Te nie rozpadają się jednak na składowe części, lecz nadal pozostają jądrami danych pierwiastków. Gaz taki ma wiele niezwykłych cech. Przede wszystkim można go ściskać tylko do pewnych granic. Potem już zachowuje się niemal identycznie jak materia w stanie stałym. To właśnie jest powodem, że Słońce po osiągnięciu krytycznej wartości przestaje się kurczyć. W wyniku takich procesów powstaje niezwykła gwiazda, zwana przez astronomów białym karłem. Ma ona niewielką średnicę, przeciętnie około 100 razy mniejszą od średnicy Słońca, a zatem rozmiary białego karła mogą być porównywalne z rozmiarami naszej planety. Pod względem masy dorównuje on jednak Słońcu. Jego gęstość średnio wynosi od 0,1 do 1 t/cm3, ale gęstość centralnych obszarów dochodzi niekiedy do 10 t/cm3. Toteż pudełko zapałek, wypełnione materią pobraną z wnętrza takiej gwiazdy, ważyłoby na Ziemi ponad 200 ton. Jedynym źródłem energii białego karła jest stygnięcie we wnętrzu zdegenerowanej materii. Proces ten odbywa się nadzwyczaj wolno i może trwać od kilkuset milionów do kilkudziesięciu miliardów lat. W miarę stygnięcia biała barwa staje się najpierw żółtą, potem czerwoną, na końcu biały karzeł przeobraża się w czarnego karła. Twór taki powstaje w wyniku przejścia materii białych karłów ze stanu gazowego do stanu stałego, a następnie szybkiego ostygnięcia obiektu do bardzo niskich temperatur. W ten sposób Słońce definitywnie skończy swój żywot i znika z obserwowanej sceny Wszechświata, chociaż jej supergęsta materia nadal będzie istniała. Niestety, współczesna nauka nie potrafi powiedzieć, co się z nią dalej stanie.

Mateusz Kownacki

"Cykle ewolucyjne Słońca" by Mateusz Kownacki - Układ Słoneczny

"Cykle ewolucyjne Słońca" by Mateusz Kownacki

Powstanie Słońca

"Wiek średni"

Późna faza ewolucji Słońca

Śmierć Słońca

Pozycjonowanie stron

Układ Słoneczny :

Słońce :

Planety :

Ciała Niebieskie i Obiekty :

Menu :

Stats :