Wszechświat

Powstanie Wszechświata


Gdy astronomowie patrzą w kosmos, daleko poza naszą Galaktykę, w każdym kierunku widzą wiele innych galaktyk. Wszystkie te odległe galaktyki sprawiają wrażenie, jakby oddalały się od nas i od siebie wzajem, a te najdalsze poruszają się najszybciej. Tak więc wszystko wskazuje na to, że jesteśmy w rozszerzającym się Wszechświecie. Co jednak spowodowało tę ucieczkę?
Astronomowie sądzą, że około 20 miliardów lat temu cała materia Wszechświata rozpierzchła się na wszystkie strony. Nie mogą wyjaśnić, jak ani dlaczego tak się stało, lecz porównują to z potężną eksplozją i nazywają ją Wielkim Wybuchem (Big Bang). Początkowo Wszechświat był bardzo, bardzo gorący, ale w miarę rozszerzania się stygł, aż stał się Wszechświatem, jaki obecnie mamy.
Odległe galaktyki są tak daleko, że ich światło potrzebuje wiele czasu na dotarcie do nas. Astronomowie potrafią dostrzec ledwo widoczne galaktyki oddalone o 10 miliardów lat świetlnych. Oznacza to, że światło tych galaktyk wędrowało do nas 10 miliardów lat. Widzimy je więc takimi, jakimi były 10 miliardów lat temu i nie wiemy jak naprawdę te galaktyki teraz wyglądają. Gdy zaglądasz w kosmos, zaglądasz również w czas miniony, a więc w przeszłość. Moim zdaniem jest to dziwne, abstrakcyjne, niewiarygodne, ale jednak logicznie myśląc, prawdziwe i bardzo interesujące ...



Wielki wybuch



Wszystko, co istnieje we wszechświecie - mnóstwo galaktyk i miliardy gwiazd w każdej z nich, niemożliwa do oszacowania liczba planet, w tym Ziemia i każdy najmniejszy kwant, było kiedyś skupione w obiekcie o wymiarach znacznie mniejszych od ziarenka piasku. To tylko obrazowe porównanie. Trudno sobie wyobrazić ten obiekt o nieskończenie małych rozmiarach, jednak bardzo poważni naukowcy stworzyli taką właśnie teorię powstania wszechświata, która została nazwana teorią Wielkiego Wybuchu.
Zgodnie z tą teorią wszechświat nie istniał od zawsze (jak uważali starożytni greccy filozofowie), lecz powstał w pewnym momencie w przeszłości i nie jest statyczny ani nieskończony. Uważano tę teorię tak niezwykłą, że nawet po uzyskaniu poważnych dowodów na jej potwierdzenie świadomie naginano fakty do powszechnego przekonania (które miała ogromna większość naukowców jeszcze sto lat temu), że jest inaczej. Dopiero odkrycia z początku XX wieku sprawiły, że teorie o pełnym ruchu we wszechświecie zaczęły przybierać realne kształty.




Doświadczenie
’’Rozszerzający się Wszechświat’’

Jeśli pokryjesz cały balon kropkami, a następnie zaczniesz go nadmuchiwać, zobaczysz, jak się Wszechświat rozszerza. Wyobraź sobie, że każdy punkt to galaktyka. Gdy nadmuchasz balon, każda kropka, czyli każda galaktyka odsuwa się coraz dalej od innych. Nie ma znaczenia, w której galaktyce się znajdujesz, wszystkie inne oddalają się od Ciebie, a te najdalsze poruszają się najszybciej.





Komety




Małe (mniej więcej kilkukilometrowe) ciało niebieskie obiegające Słońce zwykle po mocno spłaszczonej orbicie eliptycznej (kometa okresowa) lub orbicie bardzo zbliżonej do paraboli (kometa jednopojawieniowa), charakterystyczne ze względu na swój niecodzienny wygląd i szybki ruch po niebie. Kometa staje się widoczna dopiero wtedy, gdy zbliży się do Ziemi i Słońca na odległość ok. kilku jednostek astronomicznych, początkowo - jako słaby rozmyty obłoczek, z coraz bardziej jaśniejącym jądrem w środku. Wzrost jasności komety jest spowodowany coraz silniejszym jej ogrzewaniem przez Słońce, bowiem złożona głównie z lodu kometa zaczyna parować i tworzy się mglista otoczka. W miarę zbliżania się do Słońca kometa staje się coraz jaśniejszym ciałem niebieskim, rozwijając coraz dłuższy i jaśniejszy warkocz kometarny (niekiedy niepoprawnie nazywany ogonem), skierowany zwykle od Słońca. Warkocze komet osiągają czasem długości nawet setek milionów kilometrów. I właśnie z racji tych niezwykłych warkoczy komety przykuły uwagę ludzi od najdawniejszych czasów. Komety były widoczne na niebie nawet w dzień. W średniowieczu nagłe pojawienie się komety powodowało panikę, gdyż uważano, że zwiastuje ona wojnę, zarazę lub inne katastrofalne wydarzenia. Wzmianki o pojawieniach się komet istnieją w najstarszych kronikach chińskich, dzięki czemu prześledzono np. historię najlepiej poznanej komety Halleya, będącej kometą okresową, do Słońca co ok. 76 lat. Obecnie jest znanych ponad 900 komet, w tym ok. 170 okresowych, co roku odkrywa się kilka nowych. Warto podkreślić, że często komety są odkrywane przez miłośników astronomii. Kometa podczas każdego przelotu w pobliżu Słońca systematycznie traci nieco ze swojej masy, co ostatecznie może nawet doprowadzić do całkowitego rozpadu komety. Te utracone okruchy zwykle grupują się w roje, obserwowane na Ziemi każdorazowo, gdy Ziemia w czasie swego rocznego ruchu wokół Słońca przetnie orbitę danej komety (np. takim rojem są Perseidy). Niedawno zaobserwowano niezwykłe wydarzenie: w lipcu 1994 roku kometa Shoemaker-Levy 9 uderzyła w powierzchnię Jowisza. Wiosną 1997 roku była doskonale widoczna gołym okiem kometa Hale'a-Boppa. Pochodzenie komet nie jest do końca zbadane, najprawdopodobniej są one pozostałościami pierwotnej materii, z której utworzył się Układ Słoneczny.

Wybrane komety okresowe:

Komety Średnia odległość od Słońca, w AU Okres obiegu, w latach Odległość peryhelium, w AU Ostatnia data peryhelium
Encke 2,21 3,28 0,331 IX.2000
Grigg - Skjellerup 2,96 5,09 0,995 X.1997
d'Arrest 3,49 6,39 1,353 X.1995
Giacobini - Zinner 3,52 6,59 1,034 XI.1998
Tempel - Tuttle 10,4 32,9 0,982 III.1998
Halley 17,9 76,0 0,587 II.1986
Swift - Tuttle 26,3 135 1,052 XII.1992

Komety pochodzą z najbardziej odległych rejonów Układu Słonecznego i nie zmieniły się od czasu swego powstania. Najbardziej znaną kometą jest kometa Halleya, która była badana w 1910r., a później w czasie powrotu w roku 1986. Kometa ta była znana już w starożytności. Najstarsza wzmianka na jej temat pochodzi z 240r. p.n.e. Kometa Halleya zawdzięcza swą nazwę angielskiemu astronomowi Edmundowi Halley`owi, który w 1682r.pierwszy wyjaśnił naukowo pojawienie się komety, stosując przy tym teorię grawitacji Newtona. Dzięki tym obliczeniom przewidział on kolejny powrót komety na początek 1759 roku. Podczas kolejnych powrotów kometa była badana przez następnych astronomów. W 1986 roku zorganizowano kilka misji kosmicznych by zbadać właściwości chemiczne i fizyczne komety. Były to sonda "Giotto" wysłana przez ASE, która przeleciała 600km od jądra komety, oraz radzieckie sondy "Vega 1" i "Vega 2", które przeleciały w odległości 5000 i 10000km od komety.
Orbita komety Halleya ma formę bardzo wydłużonej elipsy nachylonej do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 18*. Peryhelium komety jest odległe o 0,59 jednostki astronomicznej od Słońca, natomiast aphelium jest porównywalne do odległości Neptuna i wynosi 35,33 jednostki astronomicznej. Orbity wszystkich znanych nam komet są wydłużonymi elipsami bądź parabolami lub jeszcze rzadziej hiperbolami. Wszystkie te komety krążą wokół Słońca po mocno wydłużonych elipsach. Dzięki temu znajdują się one raz blisko a raz daleko od Słońca przelatując przy tym przez różne części Układu Słonecznego. Kometa lecąc po orbicie znacznie zmienia swój wygląd, gdy zbliża się do Słońca rozwija swój długi ogon, który pojawia się na skutek odparowywania materii jądra pod wpływem promieniowania słonecznego. Długość takiego ogona może wynosić nawet kilkadziesiąt milionów kilometrów. W skład ogona komety wchodzą dwa składniki: niebieskawa plazma i drobny pył. W czasie, kiedy kometa jest daleko od Słońca zmniejsza się do ciemnej kuli o średnicy 10km. Gdy kometa jest w pobliżu Słońca można zauważyć jej centralną część, która świeci i jest zwana głową. Niebieski kolor plazmy pochodzi od dodatniego jonu CO. Ogony komet zwrócone są przeważnie w stronę przeciwną do Słońca. Ich powstawanie jest skutkiem dwóch procesów, część materii z jądra paruje lub sublimuje tworząc gaz lub pył. Proces ten jest aktywowany w wyniku podgrzewania, podczas gdy kometa zbliża się do Słońca. Słońce produkuje również zjonizowany gaz zwany wiatrem słonecznym, który zderza się z kometą i koncentruje się za jądrem w kierunku przeciwnym do Słońca. Po kilkuset przelotach dookoła Słońca komety wyparowują całkowicie gdyż parowanie nie może trwać wiecznie. Zaobserwowano już takie zniknięcie komety- Westa, która rozpadła się na kawałki. Sondy "Giotto" i "Venera" potwierdziły, że komety posiadają porowatą strukturę, a więc składają się z twardego jądra (głównie z krzemianów i lodu) z licznymi lukami wypełnionymi gazem uwalniającym się w miarę sublimacji lodu.
Komety pochodzą z pogranicza Układu Słonecznego. Jest to najprawdopodobniej ogromny obszar, któremu nadano nazwę Obłoku Oorta. Obszar ten jest ogromny, ponieważ ma formę pierścienia sięgającego od 15 jednostek kosmicznych od Słońca aż do 50000 tychże jednostek. Siłą, która wyrywa je z obłoku są perturbacje grawitacyjne wywołane ruchem ciał sąsiadujących ze Słońcem.


Czarne dziury

John Archibald Wheeler zasłynął jako ten, który nadał czarnym dziurą ich nazwę.


Jak powstają czarne dziury.

Na pewnym etapie życia rzadko spotykanych dużych masywnych gwiazd żelazne jądro zaczyna się gwałtownie zapadać. W ciągu sekundy ulega ściśnięciu do gęstości 1014 g/cm3. Tak ściśnięta Ziemia miałaby średnicę mniejszą niż pół kilometra! W takiej gęstości elektrony i protony łączą się ze sobą wytwarzając neutrony i neutrina. W miarą jak trwa zapadanie, ta olbrzymia kula neutronów osiąga stan maksymalnej gęstości, a następnie zaczyna się odwrót. To odbicie wywołuje nadzwyczaj silną falę uderzeniową przebiegającą przez zapadającą się gwiazdę i morze całkowicie rozsadzić jej zewnętrzne warstwy.

Opisany proces nazywamy supernową.


Obiekty pogwiazdowe, zwane gwiazdami neutronowymi – czyli pozostałości po wybuchach supernowych, o ogromnej gęstości – których masy zawarte są pomiędzy dwiema a trzema masami Słońca, nieuchronnie ulegają dalszej zapaści i przekształcają się w czarne dziury.

Inna droga prowadząca do powstania czarnej dziury, to przybieranie na masie gwiazd neutronowych i białych karłów spowodowane bliskim sąsiedztwem często spotykanych gwiazd towarzyszących w układach podwójnych. Te przeciążone resztki wcześniejszych gwiazd, nie chronione przez ciśnienie degeneracji także muszą się zapaść i wytworzyć czarne dziury.




Rozmiary czarnych dziur.


Średnice czarnych dziur zależą od ich mas.
Np. Słońce stałoby się czarną dziurą po ściśnięciu do kuli o średnicy około 1,5 km.
Czarna dziura o wielkości piłki do koszykówki ma masę pięć razy większą od masy Ziemi.
Ziemia ściśnięta do stanu czarnej dziury, miałaby wielkość małej piłeczki.


Losy czarnych dziur.

Czarne dziury w rzeczywistości nie są całkiem „czarne”. Zachowują się jak ciało doskonale czarne o temperaturze 1023/M K, gdzie M jest masą czarnej dziury wyrażoną w kilogramach. Czarne dziury emitują energię na skutek efektu kwantowo mechanicznego (zasada nieoznaczoności Heisenberga) w formie neutrin, elektronów i fotonów w zależności od temperatury otoczenia. Czarna dziura o masie trzech Słońc będzie emitowała energię w temperaturze 3 x 10-9 K. Obecnie temperatura wszechświata wynosi 2,7 K.
W czterdziestej dekadzie (1040 lat) istnienia Wszechświata rozpadną się protony i jedynymi obiektami dostarczającymi światła, ciepła i energii będą czarne dziury.
W dekadach 65 – 67 wyparują gwiazdowe czarne dziury
98 dekada – znikną supermasywne czarne dziury
141 dekada – wyparują czarne dziury o masach na skalę obecnego horyzontu.

Właściwości.

Grawitacja (prędkość ucieczki)
Ziemia – 11 km/s,
Obiekt o masie Słońca i średnicy Ziemi – 6500 km/s (588 razy więcej),
Sfera o wielkości Ziemi o masie kilku tysięcy Słońc – prędkość ucieczki przekracza prędkość światła (300 000 km/s)
Efektywny promień czarnej dziury o masie Słońca wynosi kilka kilometrów, o masie miliona Słońc, milion kilometrów (cztery razy większy niż dzisiejsze Słońce).
Czarne dziury są jednolitymi obiektami pozbawione jakichkolwiek cech jednostkowych.


Rodzaje.

Gwiazdowe czarne dziury mają masy porównywalne ze zwykłymi gwiazdami, pomimo to są od nich około sto tysięcy razy mniejsze. Natomiast supermasywne (w jądrach galaktyk) mogą zawierać miliardy mas Słońca, a ich efektywny promień jest większy niż orbita Jowisza. Jądro Galaktyki to okaz ważący trzy miliony Słońc. Pierwotne czarne dziury powstały tuż po Wielkim Wybuchu na skutek warunków, jakie panowały we wczesnej historii kosmosu. Ich maksymalny rozmiar wynosi jedynie jedną setną część milimetra (0,01 mm) a waga odpowiada wadze dużych księżyców w Układzie Słonecznym?
Czas i czarne dziury.



Rozciągliwość czasu pod wpływem sił grawitacji powoduje, że w pobliżu czarnej dziury zegary chodzą znacznie wolniej niż w pustej przestrzeni. W pobliżu horyzontu zdarzeń zegary niemal zwalniają zupełnie, ale znaczenie tego stwierdzenia zależy od obserwatora (teoria względności).
Nieruchomy obserwator względem czarnej dziury doznaje przygniatającej siły grawitacji, jak i znacząco spowolnionego upływy czasu. Spadający swobodnie, nie doznaje działania siły grawitacyjnej, nie odczuwa żadnego przyspieszenia i przeżywa czas w takim samym tempie. „Podróż w przyszłość”??

Przestrzeń i czarne dziury.



Czarne dziury zakrzywiają przestrzeń (czasoprzestrzeń) podobnie jak zmieniają upływ czasu. Wyobrażenie sobie krzywizny przestrzeni trójwymiarowej jest bardzo trudne, ponieważ jesteśmy uwarunkowani ewolucją. O wiele łatwiejsze jest uchwycenie krzywizny w przestrzeni dwuwymiarowej. Z łatwością wyobrażamy sobie krzywiznę powierzchni sferycznej, ponieważ widzimy, w jaki sposób jest ona zanurzona w płaskiej przestrzeni trójwymiarowej. Na przykład kreślenie okręgów na powierzchni Ziemi.
Z ogólnej teorii względności wynika, że masa zakrzywia przestrzeń trójwymiarową. Średnica czarnej dziury jest większa niż można by wnioskować w wyniku pomiarów odległości przeprowadzonych na równiku, czyli w porównaniu z obwodem. Odpowiednio, objętość czarnej dziury jest większa niż objętość, którą można by przewidywać na podstawie pomiaru powierzchni.
Masa Ziemi wytwarza krzywiznę, z której wynika, że odległość do jej środka jest o około 1,5 milimetra większa niż obwód planety podzielony przez 2p.
Odległość od środka do powierzchni Słońca jest o około pół kilometra dłuższa niż obwód Słońca podzielony przez 2p.
Odległość od środka gwiazdy neutronowej jest o około 10% większa niż obwód gwiazdy podzielony przez 2p.
Odległość od środka czarnej dziury jest nieskończenie większa niż długość obwodu (powierzchnia Schwarzschilda dziury).
Ta nieskończona deformacja przestrzeni wewnątrz czarnej dziury sprawia, że są tak dziwne. Krzywizna wywołuje horyzont, powoduje ogromne różnice w upływie czasu dla różnych obserwatorów i nadaje siłę przetrwania w odległą przyszłość.

Gwiazdy
Długość życia gwiazd dochodzi nawet do kilkudziesięciu lub kilkuset miliardów lat, więc naukowcy nie są w stanie śledzić życia żadnej z nich od momentu narodzin do śmierci. Wiele mogą się jednak dowiedzieć na podstawie obserwacji gwiazd znajdujących się w różnych stadiach rozwoju. W ten sposób zdołali opisać ewolucję typowej gwiazdy - jej narodzin z mgławicy pyłów i gazów, jej młodość, wiek dojrzały, starość, aż w końcu śmierć, która potrafi być niezwykle widowiskowa. Ewolucja tych ciał niebieskich nie zawsze przebiega w identyczny sposób. Uzależniona jest przede wszystkim od masy: największe gwiazdy świecą najjaśniej, a ich koniec jest bardziej spektakularny. Te o przeciętnej masie nie świecą tak intensywnie, jednak żyją o wiele dłużej i wygasają łagodniej. Natomiast gwiazdy najlżejsze, których blask jest ledwo zauważalny, potrafią przeżyć nawet setki miliardów lat.


Narodziny gwiazdy.

Jak już zostało napisane, gwiazda bierze swój początek z mgławicy, czyli chmury pyłów i gazów, wśród których znajduje się przede wszystkim wodór. Na początku mgławica zaczyna zbijać się w bryłę. Do dziś nie udało się ustalić, jaka jest tego konkretna przyczyna. Z biegiem czasu obłok kurczy się, pod wpływem grawitacji, natomiast cząsteczki zbliżają się do siebie i ulegają kondensacji. Masa gwiazdy stale się powiększa. Na tym pierwszym etapie ewolucji energia grawitacyjna kondensujących się cząsteczek zmienia się w energię cieplną. W wyniku tego procesu rozgrzana materia zaczyna świecić. W tym momencie powstaje protogwiazda. Najwyższa temperatura oraz największe stężenie masy panuje w samym środku, czyli jądrze. Gdy temperatura osiągnie 10 mln C rozpoczyna się reakcja termojądrowa. Jądra atomów wodoru ulegają syntezie i formują jądra atomów helu. W trakcie tej reakcji wyzwalają się niewyobrażalne ilości energii, która promieniuje na powierzchnię. Energia ta wysyłana jest przez gwiazdę w postaci światła i ciepła. W rezultacie protogwiazda staje się gwiazdą. Emitowana z jądra energia cieplna wysyłana jest na zewnątrz i ogrzewa otulające ją gazy, a także wytwarza ciśnienie skierowane na zewnątrz, które zapobiega całkowitej ich kondensacji pod wpływem siły grawitacji. W ten sposób gwiazda osiąga stan równowagi. Oznacza to, że ma swój ustalony rozmiar, stałą temperaturę na powierzchni oraz emituje określoną ilość energii na zewnątrz. Astronomowie uważają, że na tym etapie życia gwiazda znajduje się w tak zwanym ciągu głównym. Jest to określenie jej położenia na wykresie Hertzsprunga-Russella. Autorzy tego wykresu mieli na celu przedstawienie właściwości fizycznych gwiazd, a przede wszystkim zależność pomiędzy ich jasnością i kolorem.



Typ Kolor Temperatura (C)
O niebieski 25 000 - 40 000
B niebieski 11 000 - 25 000
A biało-niebieski 7 500 - 11 000
F biały 6 000 - 7 500
G żółty 5 000 - 6 000
K pomarańczowy 3 500 - 5 000
M czerwony 3 000 - 3 500



Czerwone olbrzymy i białe karły.

Średnica Słońca wynosi około 1,4 mln km, a temperatura na jego powierzchni osiąga ok. 6000 C. Ta najbliższa Ziemi gwiazda emituje światło koloru żółtego. Uważa się, że Słońce znajduje się w ciągu głównym od mniej więcej 5 miliardów lat, i że pozostanie tam przez podobną ilość czasu. Wszystkie gwiazdy o porównywalnej do Słońca masie przebywają taki sam cykl życiowy.
Ich zapasy wodoru "wystarczają" na około 10 miliardów lat. W wyniku spalania wodór stopniowo przekształca się w hel. Gdy wyczerpie się wodór, reakcja spalania ustaje oraz wyczerpuje się źródło ciepła zapobiegającego całkowitej kondensacji materii, czyli zapadania się pod wpływem grawitacji. Zapadanie to wyzwala energię, która w dalszym ciągu ogrzewa otaczającą materię. Teraz wodór znajdujący się w tej otoczce podlega reakcjom syntezy, co pozwala gwieździe świecić dalej, jednak w kolorze czerwonym. Jednocześnie gwiazda zaczyna się rozdymać i potrafi kilkadziesiąt razy zwiększyć swą objętość. Takie twory nazwano "czerwonymi olbrzymami".
Jądra "czerwonych olbrzymów" bezustannie zapadają się, a ich temperatura rośnie i potrafi przekroczyć 100 miliardów stopni Celsjusza. W dalszych reakcjach syntezy hel przekształca się w jeszcze cięższy węgiel oraz wydziela się energia, która pozwala gwieździe świecić przez kolejne 100 milionów lat. W momencie wypalenia się helu, reakcje termojądrowe ustają, a sama gwiazda kurczy się pod wpływem grawitacji do rozmiarów zbliżonych do Ziemi i stopniowo wygasa, zmieniając się w "białego karła". Masa gwiazdy jest tak wysoka, że jej objętość odpowiadająca jednej łyżeczce od herbaty może ważyć aż tysiąc ton.
Życie gwiazdy o masie, np. pięciokrotnie wyższej od Słońca, jest krótsze i przebiega w inny sposób. Jest ona o wiele jaśniejsza, temperatura na jej powierzchni może przekraczać 25 tysięcy stopni Celsjusza, a w ciągu głównym pozostaje przez 100 milionów lat. Gdy osiąga etap "czerwonego olbrzyma" temperatura jądra dochodzi do 600 miliardów stopni Celsjusza. Tak wysoka temperatura powoduje reakcję syntezy węgla, a w wyniku łączenia się jego jąder powstają pierwiastki cięższe, między innymi żelazo. Gwiazda powiększa swą objętość nawet kilkaset razy zmieniając się w tak zwanego "nadolbrzyma".
Procesy wyzwalające ciepło i światło ustają nagle, jądro gwiazdy zapada się w ciągu kilku sekund. Zapadnięcie się jądra, z kolei, produkuje niewyobrażalne ilości nowej energii, która gwałtownie rozsadza część skondensowanego jądra. To spektakularne zjawisko daje początek nowej formacji o nazwie "supernowa". Do rzadkości należy okazja zaobserwowania supernowej - przeważnie są one zbyt małe lub zbyt daleko położone. W 1987 roku, w sąsiedniej galaktyce - Wielkim Obłoku Magellana - można było gołym okiem zaobserwować supernową, która przez chwilę była miliard razy jaśniejsza niż Słońce. Jądro nadolbrzyma zapada się w bryłę o średnicy od 10 do 20 km. Jest ona niewyobrażalnie gęsta, a jej objętość odpowiadająca jednej łyżeczce do herbaty może ważyć nawet 100 mln ton! Na masę takiej bryły składa się masa neutronów, i dlatego gwiazda taka nosi nazwę gwiazdy neutronowej. Młoda gwiazda neutronowa charakteryzuje się bardzo wysokim namagnesowaniem i szybko wiruje wokół własnej osi. Dookoła niej tworzy się silne pole elektromagnetyczne, z którego biegunów wysyłane są fale radiowe oraz inne promieniowanie. Promienie biegną w kosmos, zataczając kręgi powodowane ruchem wirowym gwiazdy. Z Ziemi można je obserwować za pomocą radioteleskopów, jako krótkotrwałe regularne błyski. Ich obecność ukazuje się nam jako promieniowanie pulsujące; stąd gwiazdy te zostały ochrzczone mianem pulsarów.
Pierwsze pulsary zlokalizowano poprzez odczytanie wysyłanych przez nie fal radiowych. Później jednak odkryto pulsary emitujące światło, a także promienie X. Pierwszy poznany przez człowieka pulsar emitujący światło zaobserwowano w mgławicy Kraba. Ciało to jest pozostałością po supernowej, która pojawiła się w roku 1054. Jego światło pulsuje z częstotliwością około 30 razy na sekundę. Inne pulsary potrafią być o wiele szybsze, na przykład pulsar PSR 1937+21 "pojawia się" aż 642 razy na sekundę.
Największe gwiazdy mogą skończyć jako "czarne dziury", czyli obiekty tak gęste, że wytwarzana przez nie grawitacja pochłania nawet promienie świetlne. Można je "zaobserwować" za pośrednictwem wpływu grawitacyjnego na inne obiekty lub emitowanego przez nie promieniowania X, będącego rezultatem energii wyzwalanej podczas pochłaniania materii.

Zmienność gwiazd.


Gwiazdy migocą, a planety - nie. Choć pozwala to na proste rozróżnienie, nie ma nic wspólnego z rzeczywistymi zmianami jasności. Migotanie gwiazd jest jedynie efektem zakłócania ich blasku przez naszą niespokojną atmosferę. Nie oznacza to, naturalnie, że gwiazdy są niezmienne - przeciwnie, prawdziwie stałych gwiazd nie ma. Wszystkie w swym bardziej lub mniej burzliwym życiu ulegają ciągłym przemianom, czego przejawem są zmiany jasności. Przyjęło się jednak nazywać gwiazdami stałymi te, których jasność nie zmienia się w naszych ludzkich skalach czasowych, gwiazdami zmiennymi zaś te, których blask zmienia się (cyklicznie lub nie) w czasie możliwym do zaobserwowania. Zmiany te stanowią niewyczerpane źródło informacji o wszystkim, co dla astronomów najważniejsze - rozmiarach, odległościach, budowie czy ewolucji badanych gwiazd. Gwiazdy stałe również spełniają swoją rolę jako wzorce jasności, do których odnosi się zmiany blasku.
Zmiany blasku gwiazd fizycznie zmiennych są wywołane przez procesy zachodzące w ich wnętrzach. Najprostszym przypadkiem są pulsacje, podczas których gwiazda na przemian rozdymając się i kurcząc, to słabnie, to jaśnieje. Osiągając największy rozmiar, słabnie najbardziej, wtedy bowiem jest najchłodniejsza i odwrotnie - w fazie największego skurczenia jako najgorętsza jest jednocześnie najjaśniejsza. Zmiany jasności mogą być wywołane również przez istnienie plam (obszarów powierzchni istotnie jaśniejszych bądź ciemniejszych od otoczenia) na powierzchni obracającej się gwiazdy. Najbardziej jednak widowiskowe zmiany towarzyszą wybuchom związanym z burzliwymi fazami ewolucji.





Krzywa zmian blasku gwiazdy pulsującej.




Krzywa zmian blasku gwiazdy pulsującej.


Inną, powszechną przyczyną zmian jasności jest wzajemne zasłanianie się składników w układach kilku (co najmniej dwóch) gwiazd. Gdy orbita układu jest skierowana prostopadle do obserwatora, może on zaobserwować cykliczne zmiany blasku, których okres i amplituda zależą od rozmiarów składników, ich jasności, a także wzajemnych odległości.


Krzywa zmian blasku układu zaćmieniowego typu Algol - składa się on z dwóch różnej jasności gwiazd znacznie oddalonych jedna od drugiej.





Krzywa zmian blasku układu zaćmieniowego typu W Ursae Maioris - składa się on z dwóch niemal stykających się gwiazd o prawie jednakowej jasności.



Co ciekawe, zmiany jasności gwiazdy mogą być wywołane również przez zupełnie z nią nie związane obiekty znajdujące się dowolnie daleko. Promienie świetlne gwiazdy zostają ugięte (pod wpływem przyciągania grawitacyjnego), jeśli dokładnie na linii łączącej ją z obserwatorem znajdzie się inne ciało niebieskie. Działa ono jak soczewka skupiająca, powodując jednorazowe pojaśnienie gwiazdy. Tak precyzyjne ustawienie w przestrzeni jest zjawiskiem niezwykle rzadkim, jego wykrycie wymaga nieustannego obserwowania milionów gwiazd w gęstych obszarach galaktyk podejrzanych o występowanie wielu ciał niebieskich, często zbyt słabych do zaobserwowania wprost, stąd określanych mianem ciemnej materii.
Zjawisko to nosi nazwę mikroseczewkowania grawitacyjnego, i choć nie jest pasjonujące z punktu widzenia badań gwiazdy soczewkowatej, to pozwala na stwierdzenie istnienia obiektu soczewkującego, nie wykrywalnego innymi metodami. Obiektów tych astronomowie poszukują z dużym zaangażowaniem, bowiem szacuje się, że mogą one stanowić blisko 90% całej materii Wszechświata.



A teraz mały test




1. Jak stary jest Wszechświat?
Czyli jak dawno temu nastąpił Wielki Wybuch? Trzeba znać stałą Hubble'a, czyli obecne tempo rozszerzania się przestrzeni kosmicznej, a także gęstość materii we Wszechświecie, która decyduje o sile grawitacji, wyhamowującej ekspansję. Ostatnio wyniki pomiarów tych wielkości -różnymi metodami - zbliżyły się do siebie i z niewielkim błędem możemy określić, że od Wielkiego Wybuchu dzieli nas około 14 mld lat.
2. Czy Wszechświat będzie się rozszerzał wiecznie?
W 1998 r. pojawiło się sensacyjne doniesienie: Wszechświat rozszerza się coraz szybciej. Czy sprawia to stała kosmologiczna? Jeśli tak, to czym ona jest?
3. Czy Układ Słoneczny jest typowym układem planetarnym? Czy istnieją "druga ziemia" w naszej Galaktyce? l ile ich jest?
Do końca 1999 roku znaliśmy już 30 układów planetarnych. Obecność tych planet zdradzały zaburzenia w ruchu gwiazdy. Ale pod koniec 1999 r. po raz pierwszy też bezpośrednio dostrzegliśmy planety. Jedna z nich przesłoniła światło gwiazdy, a blask innej dostrzeżono w teleskopie.
4. Dlaczego czas płynie w jednym kierunku?
Niemal wszystkie prawa fizyki (elektromagnetyzm, grawitacja, silne oddziaływania jądrowe) nie wyróżniają kierunku upływu czasu. Tylko pewne rozpady kaonów zachodzą w jednym kierunku czasowym. Dlaczego więc istnieje tzw. strzałka czasu, tj. płynie on tylko w jedną stronę?
5. Dlaczego jest tak mało antymaterii?
Teorie przewidują, że tuż po Wielkim Wybuchu istniała symetria między ilością materii i antymaterii. Dlaczego więc dziś świat zbudowany jest tylko z materii?
6. Czym jest "ciemna materia"?

Siła grawitacji widocznych gwiazd nie wystarcza, by wytłumaczyć dynamikę ruchu gwiazd w galaktykach oraz galaktyk w gromadach galaktyk. Astronomowie doszli do wniosku, że świecące gwiazdy to nie cała materia, która wypełnia galaktyki. Czym jest tajemnicza "ciemna materia"? Czy składają się na nią wygasłe już gwiazdy, ciemne obłoki wodoru, słabo widoczne brązowe karły, czarne dziury, neutrina (ostatnio wykazano, że mają masę), czy też jakaś nowa, egzotyczna forma materii, jeszcze nie znana na Ziemi?