Fuzja we Wszechświecie: kiedy umierają gwiazdy… Understand article

Tłumaczenie Helena Howaniec. Tłumaczenie Helena Howaniec,Péter Székely z Uniwersytetu w  Szeged na Wegrzech oraz Örs Benedekfi z European Fusion Development Agreement w Garching w Niemczech zastanawiają się w jaki sposób umiera gwiazda i jakie znaczenie ma dla nas na Ziemi wybuch…

Artystyczne wyobrażenie wybuch
supernowej typu Ia

Dzięki uprzejmości ESO

O 7:35 rano, dnia 23 lutego 1987 roku, kilometr pod ziemią japoński detektor neutrin Kamiokande II zarejestrował 11 neutrin w czasie 15 sekund. Wydaje się, że nie jest to nic nadzwyczajnego, lecz zważywszy, że neutrina bardzo słabo oddziałują z materią, są trudne do detekcji i zwykle rejestruje się kilka neutrin (pochodzących ze Słońca) na dobę. Liczby te wskazywały na spektakularne wydarzenie w kosmosie: olbrzymia gwiazda kończyła żywot.

Rozmiar decyduje o wszystkim

Prawdopodobnie najbardziej istotną cechą, określającą los gwiazdy jest jej masa. Jak było wcześniej opisane (Boffin & Pierce-Price, 2007), gwiazdy o masie zbliżonej do masy Słońca umierają bez większego ‘wstrząsu’: spalają hel do węgla i tlenu, później uwalniają swoje zewnętrzne warstwy w postaci mgławicy planetarnej i w przeciągu miliardów lat wnętrze gwiazdy ochładza się tworząc białego karła.

Masywniejsze gwiazdy mają krótsze czasy życia i bardziej gwałtowny koniec. Gwiazda wielkości naszego Słońca może żyć kilka miliardów lat, natomiast gwiazdy o masie 8 – 10 razy większej od masy Słońca żyją tylko kilka milionów lat. Przyczyną tego jest szybsze spalanie paliwa i wskutek tego zachwianie równowagi między dwiema podstawowymi siłami: grawitacją, która powoduje kurczenie się materii w centrum gwiazdy, a ciśnieniem promieniowania powstałym na skutek reakcji syntezy termojądrowej, powodującym ekspansję gwiazdy. Środek gwiazdy kurczy się, tworząc gwiazdę neutronową, zewnętrzne warstwy najpierw zapadają się, a później odbijają od gęstego jądra gwiazdy w gigantycznej eksplozji zwanej supernowa typ II.

Strumień cząstek, łącznie z neutrinami wylatuje z centrum gwiazdy, unosząc ze sobą energię grawitacyjną. Zapadające się zewnętrzne warstwy absorbują dużą część tych neutrin, zwiększając gwałtownie temperaturę na tyle, że możliwa staje się synteza cięższych pierwiastków, między innymi złota i uranu (jak opisano w Rebusco et al., 2007). Niewielka część neutrin opuszcza umierającą gwiazdę i może być zarejestrowana w detektorach głęboko pod ziemią.

Z innym typem gwiezdnej katastrofy mamy do czynienia podczas zderzenia białego karła z dużo większą gwiazdą tzw. czerwonym olbrzymem z rozbudowaną atmosferą (o średnicy setek milionów kilometrów). Kiedy biały karzeł i czerwony olbrzym okrążają siebie nawzajem, tworząc układ binarny, biały karzeł ‘przechwytuje’ materię od swojego kompana i zwiększa swoją masę (patrz ilustracja). Z chwilą, kiedy biały karzeł przekroczy 1.44 masy Słońca (granica Chandrasekhara), staje się niestabilny, następuje wybuch supernowej typu I, poprzedzony produkcją ciężkich pierwiastków takich jak lantan i rut (ilustracja).

Artystyczna wizja białego karła (na dole po prawej) przyłączającego materię od czerwonego olbrzyma
W chwili, kiedy biały karzeł osiąga masę krytyczną, następuje eksplozja supernowej typu Ia
Image courtesy of ESO

Eksplozje supernowych typu I lub II są jednymi z bardziej dramatycznych wydarzeń w Kosmosie od Wielkiego Wybuchu. W pierwszych tygodniach po eksplozji, gwiazda i jej pozostałość emitują więcej energii niż Słońce w czasie miliarda lat. Ta ogromna eksplozja może przyćmić wszystkie inne gwiazdy w galaktyce, a jej światło dociera na odległość tysięcy milionów lat świetlnych. W rzeczywistości, supernowa pojawiająca się gdziekolwiek we Wszechświecie, może być widoczna z Ziemi za pomocą teleskopu o dużej mocy.

Pozostałość po gwiazdach

Co więc pozostaje po tym gwałtownym wydarzeniu? W centrum eksplozji gwiazdy o masie mniejszej od dwudziestokrotnej masy Słońca, tworzy się gwiazda neutronowa o gęstości niewyobrażalnie dużej – cała masa ‘upakowana’ w kuli o promieniu zaledwie kilkudziesięciu kilometrów. Jedna łyżeczka od herbaty gwiazdy neutronowej waży tyle samo co wszystkie pojazdy, które mamy na Ziemi – miliony samochodów, autobusów i pociągów (Swinton, 2006). Zgodnie z zasadą zachowania momentu pędu (im mniejszy promień, tym większa szybkość obrotu) gwiazda neutronowa często bardzo szybko obraca się wokół własnej osi (kilkaset obrotów na sekundę). To może spowodować wysyłanie promieniowania elektromagnetycznego (fal radiowych) z biegunów magnetycznych – wtedy opisujemy gwiazdę jako pulsara.

Czarna dziura jest może nawet bardziej egzotyczną formą pozostałości po gwieździe niż gwiazda neutronowa, czy też pulsar. Tworzy się ona po eksplozji gwiazdy (supernowa typ II) o masie przynajmniej 20 razy większej od masy Słońca. Kiedy tak masywna gwiazda umiera, zapadanie grawitacyjne nie kończy się na utworzeniu gwiazdy neutronowej – zapadająca się materia wywołuje bardzo dziwne zjawisko – posiada zerową objętość i nieskończoną gęstość. Nic nie może opuścić czarnej dziury ani jej najbliższego otoczenia, chyba, że przekroczy prędkość światła. Żadne światło nie jest w stanie wyrwać się z potężnej pułapki grawitacyjnej – stąd nazwa.

Oprócz gwiazdy neutronowej i czarnej dziury, możemy również obserwować obłoki gazu międzygwiazdowego, które zostały wyrzucone z supernowej. Jednym z interesujących obłoków jest mgławica Krab; pozostałość po supernowej, która pojawiła się ok. 5500 BC i była obserwowana w 1054 roku przez chińskich astronomów. Podobnie do innych pozostałości, ‘rozprysła się’ w przestrzeni międzygwiezdnej w przeciągu tysięcy lat.

Nauka płynąca z supernowych

Nie sposób nie zauważyć supernowej w nieodległej galaktyce nawet bez nowoczesnego teleskopu. Najwcześniej zaobserwowaną supernową odnotowali chińscy astronomowie w roku AD 185. 800 lat później zauważono tworzenie się mgławicy Krab, ta ‘gwiazda-gość’ była tak jasna, że była widoczna w biały dzień przez kilka tygodni.

Maksymalna jasność pojedynczych wybuchów supernowej jest w każdym przypadku bardzo zbliżona (nazywamy ją ‘standardową świecą’) ponieważ eksplodujące masy są porównywalne. Przez porównanie spodziewanej jasności z obserwowaną możemy wyliczyć odległość galaktyki, w której znajduje się supernowa. Ta technika jest bardzo ważna dla ‘kosmicznej drabiny odległości’: jak do tej pory jest to najlepsza metoda do pomiaru odległości dalekich galaktyk. Jest to również metoda obserwowania wczesnych etapów Wszechświata: w chwili, gdy widzimy odległą katastrofę, gwiazda już dawno nie żyje.

Oczywiście astronomowie nie tylko chcą znać odległość galaktyki w której znajduje się supernowa, lecz również chcą opisać samą supernową. Do tego celu służą dwie metody: fotometria i spektroskopia. Fotometria mierzy maksymalną jasność oraz zmniejszającą się jasność supernowej w czasie: to jest technika wykorzystywana do wyznaczania odległości dalekich galaktyk. Spektroskopia pozwala określić skład chemiczny supernowej na podstawie jej charakterystycznego widma promieniowania elektromagnetycznego (wyjaśnienie artykuł Westra, 2007). Zazwyczaj astronomowie stosują obydwie metody do określenia fizycznych właściwości umierającej gwiazdy, takich jak masa, temperatura i światłość.

Bliskie supernowe?

Jak do tej pory wszystkie obserwowane supernowe pojawiały się daleko od Ziemi. Co by się stało gdyby bliższa gwiazda stała się supernową? Na szczęście, jest to raczej rzadkie zjawisko; jedna supernowa zdarza się na 50 – 100 lat w zwykłej spiralnej galaktyce, takiej, jaką jest Droga Mleczna. Ostatnie supernowe w naszej galaktyce zaobserwowano w latach 1572 i 1604, chociaż ogromne, gęste obłoki pyłu międzygwiazdowego mogły uniemożliwić obserwacje wybuchów w odległej części galaktyki. Ostatnia i stosunkowo bliska eksplozja, SN 1987A, pojawiła się w 1987 w Wielkim Obłoku Magellana, w jednej z najmniejszych, satelitarnych galaktyk naszej Drogi Mlecznej, odległej o około 160 000 lat świetlnych (patrz ilustracja); wybuch był widoczny gołym okiem. Astronomowie obserwują kilkaset wybuchów supernowych na rok w odległych galaktykach, czasami dwie jednocześnie w tej samej galaktycew1.

Umiejscowienie supernowych SN 2002bo i SN 2002cv w spiralnej galaktyce NGC 3190
Dzięki uprzejmości ESO

Na szczęście w naszym bezpośrednim sąsiedztwie (aż do 12 lat świetlnych) nie ma takiej gwiazdy, która ‘zamierzałaby’się zmienić w supernową w bliskiej przyszłości. Nieco dalej astronomowie zidentyfikowali potencjalną kandydatkę na supernową. Jest nią Betelgeuse, czerwony nadolbrzym, znajdujący się w lewym skrzydle konstelacji Oriona, około 450 lat świetlnych od nas. Wydaje się, że bezpieczną strefą dla nas jest strefa o szerokości około 100 lat świetlnych. Gdyby supernowa pojawiła się bliżej, mogłaby bardzo zaszkodzić naszej planecie. Bardziej poważne zagrożenie pochodzi od układu binarnego IK Pegasi, składającego się z białego karła i starzejącej się gwiazdy, znajdującego się w odległości 150 lat świetlnych od nas. Betelgeuse może wybuchnąć równie dobrze jutro, jak i za kilka tysięcy lat. IK Pegasi wypełni swoje przeznaczenie za kilka milionów lat.

Wpływ supernowych na Ziemię

Ta jasna mgławica (SNR 0543-689)
jest pozostałością po niedawnej
eksplozji supernowej

Dzięki uprzejmości ESO
SN 1987A w Wielkim Obłoku
Magellana (zaznaczona strzałką)

Dzięki uprzejmości ESO

Jaki będzie efekt wybuchu supernowej na Ziemi? Supernowe wysyłają ogromne ilości promieniowania gamma oraz cząstek takich, jak protony i elektrony. Zarówno jedne jak i drugie mają bardzo wysoką energię i mogłyby zniszczyć atmosferę ziemską poprzez działanie na ozon i tlen atomowy. Na przykład, promienie gamma rozbijają cząsteczki atmosferycznego azotu (N2), powodując tworzenie się tlenków azotu (NOx), które są katalizatorami reakcji rozpadu ozonu.

Bez osłonowej warstwy ozonowej, promienie ultrafioletowe ze Słońca mogłyby bez przeszkód dotrzeć do powierzchni Ziemi i zniszczyć fitoplankton (mikroskopowe rośliny unoszące się na wodzie). Ponieważ fitoplankton jest fundamentalnym ogniwem łańcucha pokarmowego, ich strata mogłaby spowodować dewastacje w większości organizmów żywych. Promieniowanie wysokoenergetyczne również zniszczyłoby żywe komórki, wywołując raka oraz mutacje genetyczne: podobnie jak wielkie dawki promieniowania X. Jest też możliwe, że podniósłby się poziom pierwiastków radioaktywnych w atmosferze, co byłoby bardzo szkodliwe.

Wybuch supernowej najprawdopodobniej spowodował wymieranie ordowickie mające miejsce 450 milionów lat temu. Oszacowano, że był to drugi, największy kataklizm  pod względem ilości wymarłych gatunków. Więcej niż połowa gatunków morskich przestała wtedy istnieć. Uważa się, że wymarcie było rezultatem zarówno zniszczenia fitoplanktonu jak i obniżenia temperatury na Ziemi, spowodowanej nieprzepuszczalną warstwą dwutlenku azotu (NO2) w atmosferze.

Jest możliwe, że Ziemia również ucierpiała na skutek wybuchu bliskiej supernowej około 2.8 miliona lat temu. Podczas tej eksplozji, umierająca gwiazda wyrzuciła szereg pierwiastków promieniotwórczych, które można znaleźć na powierzchniach planet. Charakterystyczne pierwiastki promieniotwórcze, na przykład żelazo-60, znaleziono głęboko pod dnem morskim. Może to być dowód na wybuch supernowej, ale dyskusje cały czas trwają. Więcej dowodów o lokalnych i niedawnych eksplozjach supernowych dostarcza tzw. ‘Lokalny Pęcherz’, ogromna jama o szerokości 300 lat świetlnych w materii międzygwiazdowej, gdzie znajduje się Układ Słoneczny. Pęcherz ten powstał dzięki eksplozjom supernowych, które spowodowały rozsunięcie się materii międzygwiazdowej.

Potomkowie supernowych

Na szczęście, te ogromne eksplozje mają również pozytywne skutki. Prawdopodobnie zawdzięczamy im nasze istnienie. Ciśnienie fali powoduje zagęszczanie materii międzygwiazdowej (wielkiego, rozrzedzonego obłoku atomowego i cząsteczkowego gazu) i wpływa na tworzenie gwiazd. Jest możliwe, że supernowa spowodowała zapadanie się ogromnego obłoku, z którego powstał Układ Słoneczny.

Poza tym, supernowa jest przyczyną powstania wszystkiego, co znamy: ludzi i innych obiektów; począwszy od najmniejszych bakterii aż do największej góry, która powstała z popiołu gwiezdnego. Mniejsza gwiazda produkuje lżejsze pierwiastki, lecz reakcja fuzji, w której powstają cięższe pierwiastki potrzebuje ogromnych temperatur i ciśnienia. Takie warunki są dostępne tylko w olbrzymich gwiazdach (więcej detali znajdziesz w Boffin & Pierce-Price, 2007; Rebusco et al., 2007). Dzięki eksplozjom supernowych, powstają pierwiastki, które później rozprzestrzeniają się w przestrzeni międzygwiazdowej, wzbogacając obłoki materii z których tworzą się gwiazdy, planety i życie. W pewnym sensie my jesteśmy potomkami supernowych.

Supernowe ukształtowały nasz Wszechświat i naszą historię. One wykreowały odpowiednie warunki do życia na Ziemi, poprzez produkcję pierwiastków wpływały na ewolucję (spowodowały wymieranie gatunków). Obecnie przy badaniu supernowych możemy dowiedzieć się wiele na temat Wszechświata i nas samych.

Programy edukacyjne EFDA

Wiele instytutów badawczych wchodzących w skład European Fusion Development Agreement (EFDA) opracowało swoje własne programy edukacyjne oparte na wykładach, wizytach w szkołach, laboratoriach, takich jak JET. Dane na temat każdego z instytutów można znaleźć na stronie internetowej EFDAw2. W ramach EIROforumw3, EFDA uczestniczy w projekcie Science in School, festiwalu Science on Stagew4 i innych projektach edukacyjnych.

EFDA wydało sześćdziesięciostronicową broszurę dla szkół średnich ‘Energia: źródło potęgi naszego świata. Jest tam obszerne omówienie zagadnień związanych z energią, takich jak: potrzeby energetyczne w naszym codziennym życiu, skąd czerpiemy energię i jak rozwiążemy potrzeby energetyczne w przyszłości.

Aby otrzymać bezpłatną kopię broszury, dostępną w języku angielskim, niderlandzkim, hiszpańskim, francuskim, niemieckim i włoskim trzeba wysłać maila na adres: aline.duermaier@efda.org. Proszę wpisać swoje nazwisko, adres pocztowy oraz ilość kopii, którą Państwo potrzebujecie (nie więcej niż 5). Jest ona również dostępna w formie elektronicznej na stronie internetowej EFDA.

Broszury EFDA dla szkół średnich

EFDA posiada inne edukacyjne materiały, które można zamówić przez Internet, takie jak CD-ROM na temat: ‘Fuzja jądrowa jako przyszłość energetyczna’, plakat na temat fuzji (czyli syntezy jądrowej). Strona internetowa dostarcza zarówno podstawowej, jak i bardziej zaawansowanej wiedzy na temat syntezy jądrowej.

Download

Download this article as a PDF

References

Web References

Institution

EUROfusion

License

CC-BY-NC-ND