POWSTANIE UKŁADU SŁONECZNEGO

Słońce jest naszą najbliższą gwiazdą. Jego promieniowanie wpływa na całą naszą przyrodę. Bez Słońca nie było by planet ani nie powstałoby życie na Ziemi. Jednym słowem nie było by nas.

Wszystko zaczęło się ponad 4,5 mld lat. Potężny obłok pyłu, gazu i prostych cząsteczek, wypełniający przestrzeń między gwiazdami w naszej Galaktyce, Drodze Mlecznej, zaczął się zapadać pod wpływem własnej siły ciążenia. Wskutek ciągłego wypromieniowania energii gorący pierwotnie obłok ochłodził się do tego stopnia, że ciśnienie gazu w jego wnętrzu nie mogło już zrównoważyć grawitacji. Pierwotnie obłok ten miał dość nieregularny kształt oraz moment pędu, czyli obracał się wokół własnej osi. Podczas gdy coraz bardziej się zapadł, a przy tym, oczywiście, kurczył, wirował coraz szybciej. Mamy tu więc doczynienia z tym samym zjawiskiem, jakie możemy zaobserwować u łyżwiarza figurowego wykonującego piruet: gdy przybliża do ciała szeroko początkowo rozpostarte na boki ramiona, wiruje coraz szybciej. Równolegle do osi obrotu działa w obłoku w zasadzie jedynie siła ciążenia, natomiast prostopadle do niej zarówno grawitacja, jak i siła odśrodkowa. Obłok kurczył się więc przede wszystkim w kierunku zgodnym z osią obrotu, a w mniejszym stopniu prostopadle do niej, tak że w końcu powstał mniej lub bardziej wyraźnie ukształtowany gazowo-pyłowy dysk ze stosunkowo gęstym jądrem.

Dysk protoplanetarny
fot. Dysk protoplanetarny-wizja artystyczna
(autor: NASA)

Dalsze zagęszczanie się obłoku zależy teraz głównie od tego, jak duży jest jego moment pędu, a co za tym idzie-siła odśrodkowa. Zbyt duży moment pędu może bowiem przeszkodzić ześrodkowaniu się mas gazu. Obłok musi więc przede wszystkim pozbyć się momentu pędu. Jednak z godnie z prawami natury moment ten nie może bezpowrotnie przepaść. Jego część musi więc zostać przekazana innemu partnerowi. Jak obłok zdoła to zrobić?. Po pierwsze może się podzielić, to znaczy rozpaść na dwa lub trzy mniejsze obłoki, z których każdy przejmie część pierwotnego całkowitego momentu pędu i stanie się gwiazdą, dzięki czemu powstanie układ podwójny lub wielokrotny.

Wariant ten jest pójściem po linii najmniejszego oporu, gdyż co najmniej trzy czwarte wszystkich gwiazd narodziło się jako gwiazdy podwójne lub nawet potrójne.

Inny wariant znacznie rzadszy: gwiazda przychodzi na świat jako jedynaczka, a to oznacza, że nie ma innego wyjścia, jak tylko przemieścić moment pędu z masywnego jądra do otaczającego go gazowo-pyłowego dysku, a z niego- na obrzeża obłoku. Moment pędu w środku dysku jest więc teraz odpowiednio mały, by gaz i pył mogły się tu zagęścić w stosunkowo powoli obracającą się kulę, tak zwaną protogwiazdę. Większa część momentu pędu zawarta jest wówczas w zewnętrznych częściach gazowo-pyłowego dysku i zostanie później przejęta przez planety, które z niego powstaną. W naszym Układzie Słonecznym jest to szczególnie wyraźnie widoczne: Słońce skupia wprawdzie około 99,8% całkowitej masy Układu, ale udział Słońca w łącznym momencie pędu wynosi tylko 0,5%. Praktycznie wic cały moment pędu Układu Słonecznego zawarty jest w rotacyjnych i orbitalnych momentach pędu planet.

Na końcu tego procesu ewolucyjnego, który trwał około miliona lat, pojawiła się protogwiazda-gwiezdny noworodek. I ta dziecina się rozwijała. Dzięki sile przyciąganie ściągała coraz więcej gazu z otaczającego ją dysku, w związku z czym jej masa stale rosła. Gęstniało jednocześnie jej jądro za sprawą ciągle zwiększającej się grawitacji. Spadanie mas gazu na powierzchnię protogwiazdy oraz wzrost jej gęstości coraz bardziej rozgrzewały jej jądro, tak że w końcu zaczęła świecić. W tym stadium zużywała swą energię wyłącznie na drodze przekształcania energii grawitacyjnej w promieniowanie. Protogwiazda, której masa odpowiadała masie naszego Słońca, mogła wypromieniować od sześciu do sześćdziesięciu razy więcej energii niż Słońce. Mimo to nie byłą wówczas widoczna. Emitowała bowiem energię głównie w postaci wysokoenergetycznych fotonów, natychmiast pochłanianych przez atomy wchodzące w skład otaczającego ją obłoku gazowo-pyłowego. Dalsze procesy emisji i absorpcji powodowały stopniowy wzrost długości fali promieniowania, a zarazem spadek jego energii. Dopiero gdy promieniowanie ostygło do tego stopnia, że przekształciło się w fale podczerwone, zaczęło przenikać przez otaczający gaz. Protogwiazda zdradzała swą obecność zatem tylko dlatego, że pobudzała obłok do intensywnego świecenia w podczerwieni.

Z czego składa się ta młodociana gwiazda? Powstała ze zgęszczonego fragmentu obłoku gazowo-pyłowego, który był złożony z atomów, które w początkowej fazie istnienia Wszechświata zostały utworzone podczas tak zwanej nukleosyntezy pierwotnej. W Kosmosie znajdowały się wtedy praktycznie wyłącznie wodór i hel, w stosunku trzy do jednego. Powstało oprócz tego trochę deuteru, mniej więcej dwa jądra tego izotopu wodoru na 100 000 jąder zwykłego wodoru, i jeszcze w przybliżeniu 100 000 razy mniej litu. Taki sam był skład obłoków materii międzygwiazdowej, czyli ośrodka międzygwiazdowego, wzbogacony dodatkowo niewielką ilością pyłu i pierwiastkami ciężkimi pochodzącymi z wybuchu nieistniejącej już wtedy, masywnej gwiazdy (supernowej). Protogwiazda, będąca dzieckiem takiego obłoku, składała się zatem, z grubsza rzecz biorąc, z 75% wodoru, 25% helu oraz śladowych ilości deuteru i cięższych pierwiastków.

Protogwiazda stawała się więc coraz gorętsza, gorętsza, a w jej jądrze stale wzrastało ciśnienie. W końcu zgęstniała do tego stopni, że jej temperatura osiągnęła około miliona stopni. Teraz do zachodzącego dotychczas wyzwalania energii wskutek zapadania się prasłońca doszło jeszcze jej wytwarzanie na drodze kolejnego procesu. Przy tak wysokiej temperaturze jąder deuteru i zwykłego wodoru zderzały się bowiem na tyle mocno, że łączyły się, tworząc hel-3. Jest to jądro helu, w którym brakuje jednego nukleonu, a dokładniej -jednego neutronu. Hel-3 to jeden z izotopów helu. Od tej chwili młoda gwiazda uzyskiwała swą energię dodatkowo z procesów reakcji termojądrowej, w tym wypadku tak zwanego spalania deuteru, czyli fuzji (syntezy jądrowej) deuteru i zwykłego wodoru.

Powstające wówczas wysokoenergetyczne fotony (kwanty gamma) nie mogły jednak swobodnie opuszczać prasłońca ze względu na jego wielką gęstość. Niemniej wyzwolona energia musiała zostać w jakiś sposób odprowadzona na powierzchnię protogwiazdy, która w przeciwnym razie szybko by wybuchała. Ponieważ nie było to możliwe (lub też możliwe tylko w bardzo ograniczonym stopniu) na drodze promieniowania, przyroda zastosowała inną metodę, znaną nam najlepiej z kuchni. Gdy woda w garnku zacznie wrzeć, transportuje ciepło od dna do samej góry. Gorące bąble wody wznoszą się, ochładzają na powierzchni i na powrót opadają. Proces ten określa się mianem konwekcji. Całą zawartość garnka zostaje dzięki niemu dokładnie wymieszana.

To samo dotyczy naszej protogwaizdy. Choć stężenie deuteru było w niej bardzo małe, w opisanym procesie powstawała duża ilość energii w postaci ciepła, które dzięki konwekcji zostawało dość równomiernie rozprowadzone we wnętrzu tego młodego ciała niebieskiego. Pod wpływem zachodzących procesów protogwiazda pęczniała. Młodociana gwiazda o masie Słońca mogła w tym stadium mieć pięciokrotnie większą od niego średnicę. Ponieważ konwekcja nieustannie dostarczała do jej jądra - a więc do miejsca, w którym było najgoręcej i gdzie przebiegały reakcje termojądrowe-nowego paliwa, ów proces skończył się, gdy wyczerpał się cały zapas deuteru, jakim protogwiazda dysponowała.

Gdy spalanie deuteru się zakończyło, znikło również ciśnienie termiczne we wnętrzu protogwiazdy. Górę wzięła grawitacja i młoda gwiazda zaczęła się ponownie kurczyć. Jej gęstość zwiększała się, stale rosła również temperatura jej wnętrza. Gdy osiągnęła około 15 mln stopni, rozpoczęła się kolejna reakcja termojądrowa, spalanie wodoru. W procesie tym poprzez kilka kolejnych etapów przejściowych dochodzi do połączenia się czterech jąder wodoru-czyli innymi słowy, czterech protonów- w jądro helu. Teraz gwiazda mogła już do wytwarzania energii wykorzystać swe olbrzymie zasoby wodoru.

Wraz z rozpoczęciem spalania wodoru protogwiazda stała się wreszcie prawdziwą gwiazdą, która od tej chwili, zależnie od masy początkowej, może korzystać ze swych zapasów wodoru od miliona do stu miliardów lat. Ciśnienie promieniowani, które działa podczas tego procesu we wnętrzu gwiazdy, równoważy jej siłę ciążenia i przeciwdziała dalszemu zapadaniu się. W przypadku naszego Słońca doszło do tego mniej więcej po 40 mln lat jego ewolucji. Jak się jeszcze przekonamy, jest to stosunkowo krótki okres w porównaniu z czasem, przez który Słońce, począwszy od tego momentu, wytwarza energię ze spalania swych niezmiernie wielkich zapasów wodoru.

Wielki Wybuch
fot. Formowanie się Układu Słonecznego - Wielki wybuch (źródło: www.aerospaceweb.org)

Proces spalania wodoru jest dla istnienia naszego Słońca tak ważny, że zasługuje na nieco dokładniejsze omówienie. Słońce zawdzięcza mu przecież energię, którą codziennie tak szczodrze wysyła w przestrzeń kosmiczną w postaci światła, ciepła i szybkich cząstek. Tak więc, z czterech protonów powstaje jedno jądro helu. Cztery protony mają masę równą 4,0313 jednostki masy atomowej, jest więc lżejsze od nich o 0,71%. Dlaczego tak się dzieje? Przy połączeniu się czterech protonów została wyzwolona energia wiązania. Jest ona tożsama z energią, jaką należałoby zużyć, by jądro helu rozbić na jego części składowe. Zgodnie ze słynnym wzorem Einsteina energia równa się masie pomnożonej przez prędkość światła do kwadratu. Przeliczając zatem podaną powyżej utratę masy na energię, otrzymujemy wartość 26,731 MeV (jeden MeV, czyli megaelektronowolt, to energia, jaką uzyskuje elektron przyspieszony przez różnicę potencjałów miliona woltów lub około 4,3 bilionowych części dżula(J)). Dla uzmysłowienia tej wartości należy zauważyć, że do ogrzania jednego grama wody o jeden stopień Celsjusza niezbędna jest energia wynosząca 4,185 J. Pod względem absolutnej wielkości te 4,3 bilionowe części dżula, które zostają wyzwolone podczas jednego (tylko jednego) procesu syntezy jądrowej to bardzo mało, ale i tak jest to około dziesięciu razy więcej, niż można uzyskać z wszelkich innych typów reakcji termojądrowej.

Energia ta musiała jednak gdzieś się podziać. Pewną jej część otrzymywały i unosiły neutrina, cząstki powstające podczas procesu syntezy jądrowej i bez przeszkód opuszczające gwiazdę. reszta, podobnie jak to już było przy spalaniu deuteru, przypadała na wspomniane powyżej wysokoenergetyczne fotony, czyli kwanty gamma. W przeciwieństwie do neutrin nie mogą one jednak pożegnać się z gwiazdą raz na zawsze, gdyż jest ona dla nich po prostu za gęsta. Nasze Słońce też nie wypromieniowuje licznych kwantów gamma, lecz głównie światło widzialne oraz podczerwone w postaci ciepła. Gdyby kwanty gamma wydostawały się bez przeszkód na powierzchnię gwiazd, byłoby dla nas, a także w ogóle dla życia, niezwykle groźne. Kwanty te mają bowiem tak wielką energię, że w krótkim czasie zniszczyłyby na Ziemi wszystkie formy życia.

Jeśli zatem kwanty gamma nie pojawią się na powierzchni Słońca, to znaczy, że na swej drodze do niej muszą przechodzić jakieś przeobrażenia. I rzeczywiście, są one nieustannie rozpraszane na elektronach wchodzących w skład materii gwiazdowej, pochłaniane i ponownie emitowane przez jony. Przy każdym takim procesie kwant przekazuje część swej energii partnerowi reakcji, zyskując w zamian większą długość fali. Zanim wynurzy się w końcu na powierzchnię gwiazdy, straci już tyle energii, że przekształci się w ubogi energetycznie foton z zakresu światła widzialnego lub podczerwonego.

Ale droga z wnętrza gwiazdy jest długa i trudna. Rozpraszanie i reemisja są ukierunkowane. Oznacza to, że fotony są praktycznie rzecz biorąc bez przerwy przerzucane tu i tam między elektronami i jonami, czasem w kierunku powierzchni gwiazdy, to znów w bok, a nawet z powrotem do jej środka. W ten sposób foton wędruje po długiej zygzakowatej trasie, by w końcu opuścić macierzystą gwiazdę. Oczywiście trwa to bez porównania dłużej, niż gdyby foton podążał do powierzchni gwiazdy w linii prostej. W przypadku Słońca pokonanie takiej trasy zabiera kwantowi energii około dwóch milionów lat. Innymi słowy, światło, które dziś dociera do nas ze Słońca, powstało w jego wnętrzu w wyniku reakcji termojądrowej mniej więcej 2 mln lat temu.

Gdy cztery protony połączą się w jądro helu, zostaje wyzwolona energia o wartości 4,3 bilionowych części dżula. Moc promieniowania Słońca wynosi około 385 bilionów watów, co oznacza, że w ciągu sekundy wypromieniowuje 385 bilionów dżuli energii. Aby wyprodukować tak olbrzymią ilość energii, Słońce musi w każdej sekundzie przekształcić około 6020 mln ton wodoru mniej więcej w 595 mln ton helu. Tę różnicę, rzędu pięciu milionów ton masy-dokładnie jest to 4,27 mln ton-Słońce traci co sekundę w postaci promieniowania.[1]

Powrót do góry


Źródła:

© Instytut Astronomii UZ