Aby rozmawiać o kosmosie i astronomii, niezbędna jest znajomość podstawowych pojęć, którymi będziemy posługiwać się w kolejnych artykułach.
Gwiazdy
Gwiazdy to ciała niebieskie zbudowane z gorących gazów zwanych plazmą. Powstają w olbrzymich obłokach gazowych nazywanych mgławicami.
Narodziny
Utworzone z pyłów, wodoru i helu mgławice, czyli gigantyczne obłoki gazowe, mają nawet 200 lat świetlnych szerokości. Zawierają w sobie ogromne ilości materii. Materia ta nie jest rozłożona równomiernie, ale zbija się w skupiska. Gęste skupiska materii charakteryzują się większą siłą grawitacji, a co za tym idzie, przyciągają coraz więcej nowej materii. Pod wpływem własnej grawitacji zgęstniała materia ściska się jeszcze bardziej, zwiększa się ciśnienie i temperatura, a protony jądra atomu wodoru ulegają maksymalnemu ściśnięciu i zaczynają łączyć się w jądra Helu. Jest to reakcja syntezy jądrowej, która prowadzi do zapalenia się nowej gwiazdy. Nowo powstałe skupiska gwiazd tworzą Gromady Otwarte. Skupiają one około 100 gwiazd.
Gromady kuliste są znacznie większe, gdyż zawierają około 106 gwiazd. Kształtem przypominają kulę, w której najjaśniejsze gwiazdy mają kolor czerwony. Gromady te nie posiadają swojego centrum w obszarze Słońca. Gwizdy tworzące gromady kuliste należą do najstarszych gwiazd w Galaktyce, a ich wiek określa się na około 8 do 15 mld lat. Gromady gwiazd, planety, mgławice i obłoki molekularne tworzą razem Galaktyki.
Ewolucja gwiazdy
Długość życia gwiazdy i sposób jej ewolucji zależy od jej masy. Oznacza to, że małe gwiazdy żyją dłużej, a ich wygaśnięcie jest reakcją spokojniejszą, niż w przypadku gwiazd olbrzymów. Ich żywot jest znacznie krótszy, a wygaśnięcie może przybrać spektakularne wymiary.
Na początku głównym składnikiem gwiazdy jest wodór. Stanowi on paliwo napędowe gwiazdy, które podczas cyklu jej życia ulega spaleniu. W miarę spalania wodoru zostaje on przemieniony na hel. To jest początek życia każdej gwiazdy. Teraz, w zależności od tego, jaka pozostanie po wypaleniu masa gwiazdy, dalsza jej ewolucja będzie się różniła.
Jeżeli po procesie spalania masa gwiazdy będzie wynosiła ok. 0,06 masy Słońca, gwiazda taka po prostu zgaśnie.
Jeżeli masa gwiazdy będzie równa minimum masie Słońca, to po spaleniu paliwa wodorowego z początkowej fazy życia, jądro gwiazdy zacznie się kurczyć przy jednoczesnym zwiększeniu jego temperatury. Wytworzone ciepło, przechodząc do zewnętrznych obszarów gwiazdy, zainicjuje syntezę helu w cięższe jądra węgla. Wytworzona w tym procesie energia sprawi, że obszar gwiazdy zacznie się rozszerzać, czyli gwiazda będzie „puchła”, w efekcie stając się czerwonym olbrzymem. Olbrzym zacznie się kurczyć w momencie, gdy zabraknie do spalania helu. Zapadające się nadal jądro przekazuje do zewnętrznych obszarów gwiazdy wytworzoną energię cieplną. Ostatecznie, dopalenie pozostałości wodoru powoduje odepchnięcie zewnętrznej powłoki, która utworzy mgławicę. Sama gwiazda stanie się białym karłem.
W przypadku, gdy masa gwiazdy wynosiła 10-krotność masy Słońca, proces jej puchnięcia jest znacznie większy i powoduje, że gwiazda staje się czerwonym nadolbrzymem. W wyniku reakcji syntezy helu powstaje żelazowo-niklowe jądro. Wzrastająca temperatura, reakcje jądrowe oraz zachwianie równowagi sił grawitacyjnych i ciśnienia jądra powodują, że jądro ulega grawitacyjnemu zapadnięciu się. Powstała w ten sposób fala uderzeniowa odrzuca zewnętrzne warstwy gwiazdy, czemu towarzyszy potężna eksplozja. W zależności od siły wybuchu powstaje nowa lub supernowa. Skurczone do kilku kilometrów jądro gwiazdy tworzy gwiazdę neutronową, zwaną inaczej pulsarem.
W przypadku gwiazd olbrzymów, których masa początkowa przekracza 30-krotność masy Słońca, proces spalania zachodzi bardzo szybko i gwałtownie. Etapy ewolucji i spalania przebiegają analogicznie, jak w przypadku mniejszych gwiazd. Z tą jednak różnicą, że na etapie czerwonego nadolbrzyma spalane jest również wytworzone wcześniej żelazo. Jądro gwiazdy kurczy się w zawrotnym tempie, zwiększa się jego gęstość, zapada się i dochodzi do powstania supernowej. Jeżeli jednak masa jądra powstałego po wybuchu będzie większa od pewnej wartości granicznej (tzw. promienia Schwarzschilda), proces zapadania się jądra nie zostanie przerwany i w efekcie powstanie Czarna Dziura.
Jasność gwiazd i gwiazdy zmienne
Każde ciało niebieskie i gwiazda różni się od siebie jasnością. Niezbędne zatem było wprowadzenie właściwej skali jasności gwiazd, co umożliwiłoby ich dalszą klasyfikację. Przypuszczalnie pierwszą skalę jasności wprowadzili już Grecy w 140 r.n.e. Historycy przypisują tą zasługę wybitnemu starożytnemu astronomowi Ptolemeuszowi. Podzielił on gwiazdy na 5 klas jasności, z czego te najjaśniejsze określone zostały gwiazdami pierwszej wielkości, a najsłabsze, ledwo widoczne gołym okiem – gwiazdami szóstej wielkości. Co ważne, skala ta stosowana jest do dzisiaj zarówno przez miłośników astronomii, jak i profesjonalnych astronomów.
Wraz z rozwojem technologii i skonstruowaniem dokładniejszych urządzeń pomiarowych, jasność gwiazd zaczęto określać na podstawie precyzyjnych pomiarów fotometrycznych. Aktualnie skala ma charakter ciągły i otwarty. Obiekty, które są jaśniejsze niż gwiazda pierwszej wielkości oznaczane są liczbą 0 i liczbami ujemnymi. Dla przykładu Słońce ma jasność -26 mag (mag od łac. magnitudo – wielkość), a Księżyc w pełni świeci z jasnością -12 mag. Gołym okiem jesteśmy w stanie obserwować gwiazdy, które mają jasność 6 mag.
Gwiazdy zmienne
to obiekty, których jasność ulega zmianie w czasie szybszym niż jej zmiany ewolucyjne. Czas ten można liczyć od milisekund nawet do setek lat. Pierwszą zmienną gwiazdą była Mira.
Gwiazdy zmienne możemy podzielić na kilka rodzajów:
Zmienne pulsacyjne - zmiana jasności spowodowana jest pulsacją gwiazdy;
Zmienne zaćmieniowe – zmiana jasności następuje z udziałem drugiego składnika, nie jest zależna od procesów fizycznych zachodzących w gwieździe;
Zmienne wybuchowe – zmiana jasności gwiazdy zależy od jej stopnia ewolucji np. wybuch skutkujący powstaniem nowej, supernowej;
Słońce – gwiazda aktywna
Słońce jest największą i najbliżej nas leżącą gwiazdą. W związku z tym, że nie jest to ciało stałe, a gazowa kula, podlega ona ciągłym zmianom. Różna prędkość obrotowa na równiku Słońca oraz na jego biegunach, gazowy charakter oraz niestabilność pola magnetycznego sprawiają, że odkształceniu ulegają linie sił pola magnetycznego. W niektórych miejscach odkształcenia są tak duże, że linie sił pola magnetycznego przebijają fotosferę. To właśnie tam powstają plamy słoneczne odkryte przez Galileusza. W takich miejscach transport ciepła z wnętrza Słońca jest utrudniony, obszary te są chłodniejsze od pozostałej części . W efekcie, na tle rozżarzonego Słońca, te zimniejsze plamy wydają się być praktycznie czarne. To właśnie na podstawie plam na Słońcu odkryto ruch obrotowy tej gwiazdy, ponieważ plamy wirują wraz z nią. Liczba plam na Słońcu jest zmienna. Cykl zmienności trwa około 11 lat. W poszczególnych okresach liczba pojawiających się plam również nie jest stała. Minimum plam, jakie zaobserwowano na Słońcu przypadło w latach 1645 – 1715 i było to tzw. minimum Maundera. Odnotowano wówczas niską aktywność słoneczną, czyli ilość plam na Słońcu była niewielka lub nie występowały. Skutkiem braku aktywności słonecznej było obniżenie się temperatury na Ziemi. Oprócz występowania plam na Słońcu, gwiazda ta emituje również stały strumień cząstek nazywany wiatrem słonecznym. Są to naładowane protony i elektrony, które wyrzucone z korony Słońca pędzą z prędkością 500 km/s na krańce Układu Słonecznego. Podczas emisji promieniowania w przestrzeń kosmiczną uwalniane są również duże ilości plazmy, których cząstki pędzą z prędkością nawet 2000 km/s. Takie strumienie oddziałują bezpośrednio na ziemskie pole magnetyczne. Jednym z efektów takie oddziaływania jest powstanie zorzy polarnej na niebie.
Ciemna materia
W zasadzie to nie wiadomo czym jest, ani gdzie jest, ale istnieją dowody na jej istnienie. W pierwszej jednak kolejności należy sprostować określenie „ciemna materia”. Poprawniejszym określeniem byłoby nazwanie jej „niewidzialną”. Jej nieuchwytne cząstki nie oddziałują elektromagnetycznie, co oznacza, że nie świecą, nie odbijają światła, czyli nie mają żadnej barwy, a więc są niewidzialne. Aby móc potwierdzić występowanie ciemnej materii należało znaleźć namacalne dowody na jej istnienie. Okazało się, że ciemna materia oddziałuje grawitacyjnie. Wykluczenie świecących obiektów i zbadanie nacisku grawitacyjnego pozwoliło na znalezienie czegoś, czego nie widać. Ciemna materia to masa.
Na początku, gdy Fritz Zwicky badał galaktykę gromada w Warkoczu, oszacował masy poszczególnych galaktyk na podstawie ilości wypromieniowanego światła. Zestawił to z ich trajektoriami. W wyniku prowadzonych obliczeń okazało się, że galaktyka gromada w Warkoczu nie ma prawa istnieć, a istnieje! Rozwiązania mogły być wówczas dwa: prawo grawitacji mas Einsteina działa w inny niż opisał sposób lub masy badanych galaktyk zostały mocno niedoszacowane. Zwicky nie drążył jednak tematu. Brak było jeszcze specjalistycznego sprzętu i w tamtych czasach wszystkie anomalie tym tłumaczono . Przełom nastąpił, gdy pozornie zwykła kobieta, pracująca w obserwatorium, Vera Cooper-Rubin, śledziła rotację gwiazd w galaktykach. W teorii, gwiazdy znajdujące się najbliżej galaktycznych jąder powinny wykonywać najszybsze okrążenia, zaś gwiazdy leżące na peryferiach powinny mieć znacznie mniejszą prędkość.
Okazało się jednak, że różnice w prędkościach gwiazd w galaktykach były zbyt małe, co w zestawieniu z ówczesną teorią oznaczało, że galaktyki powinny się rozpaść. Dopiero 5-krotne zwiększenie masy galaktyk w prowadzonych symulacjach komputerowych dało efekt ruchu galaktyk jaki zaobserwowała Rubin. W toku dalszych badań, przez kolejnych naukowców, udało ustalić się, że ciemna materia to masa, która okala galaktyki tworząc ich „rusztowanie” i stanowiąc swoisty wypełniacz przestrzeni międzygwiezdnej. Nadal jednak nie wiemy, jakie cząstki tworzą tą masę, która w efekcie stanowi nawet 80% masy całej galaktyki.
Ciemna energia
W 1998 roku, z wykorzystaniem teleskopu Hubble’a, naukowcy stwierdzili, że Wszechświat się rozszerza. Ciemna energia, to rodzaj siły odwrotnej do siły grawitacyjnej i może wypełniać Wszechświat nawet w 70%. Energia ta, zamiast przyciągać, odpycha wszystko od siebie. Zgodnie z prowadzonymi badaniami i pomiarami promieniowania elektromagnetycznego, suma energii wszechświata wynosi tylko połowę tego, co 2 miliardy lat temu i nadal słabnie. Rosnące działanie ciemnej energii sprawia, że planety, galaktyki, Słońce odsuwają się od siebie. Jeżeli proces ten będzie nadal postępował, to w teorii dojdzie do całkowitego jego zamrożenia i osiągnięcia ciemnej pustki.
Jeśli interesują Cię inne pojęcia z zakresu astronimii, wpisz je w komentarzu poniżej, a my opracujemy dla Ciebie kolejną część słowniczka z wykorzystaniem tych pojęć.
