Astronomowie używający podczerwonioby obserwatorium Herschela Europejskiej Agencji Kosmicznej kiedyś znaleźli coś, co nie powinno istnieć: prawdziwą dziurę przewierconą przez chmurę gazu i kurzu. Brzmi to jak błąd zaokrąglenia, ale okazało się być jednym z najprzejrzystszych okien, jakie mamy do tego, jak narodzenie gwiazdy ostatecznie się kończy.
Gwiazda jest w najprostszej formie kulą gazu oświetloną z wnętrza przez fuzję. Ale szczegóły za tym prostym zdaniem są dziwniejsze i bardziej precyzyjne niż większość ludzi oczekuje — od liter, które astronomowie używają do ich sortowania, do dokładnego przepisu gazu, z którego są zbudowane, do nieprawdopodobnie małych pozostałości, które niektóre z nich pozostawiają. Ten artykuł przechodzi przez to, co rekord rzeczywiście pokazuje, fakt po fakcie.
Dziura wykonana przez opiekę nad gwiazdami
Herschel skanował region w pobliżu mgławicy refleksyjnej NGC 1999, gdy odkrył plamę na niebie, która zawsze wyglądała jak kolejna ciemna chmura kurzu. Nie było. Ciemna plama okazała się prawdziwą luką, a dała astronomom rzadki, bezpośredni wgląd w ostatnią fazę tworzenia się gwiazd — moment, gdy młoda gwiazda kończy czyszczenie materiału, z którego się narodziła.
Wiodące wyjaśnienie jest raczej mechaniczne niż tajemnicze. Naukowcy uważają, że wąskie strumienie gazu wystrzelane przez młode gwiazdy w regionie fizycznie przewierciły drogę przez otaczający gaz i kurz tworzące NGC 1999, wyryły otwór, który fotografował Herschel. Jest to ważne, ponieważ schwycenie tego procesu w działaniu jest rzadkie — większość tego, co wiemy o tworzeniu się gwiazd, pochodzi z porównywania zdjęć różnych gwiazd w różnych wiekach, a nie z obserwacji rozbijającego się procesu w jednym systemie.
Sortowanie gwiazd według litery
Prawie każda gwiazda jest archiwizowana w systemie Morgan-Keenan, który sortuje gwiazdy według siedmiu liter — O, B, A, F, G, K, M — od najgorętszych gwiazd typu O do najzimniejszych gwiazd typu M. Zamówienie wydaje się dowolne, dopóki nie wiesz, że to czystą gradację temperatury — historyczny wypadek dotyczy tylko liter, a nie fizyki.
Każda klasa przyjmuje również podział numeryczny, a zapis pokazuje, jak precyzyjnie skala staje się: gwiazda Mu Normae nosi oznaczenie O9.7, klasa ułamkowa uciśnięta pomiędzy całe kroki. Ta precyzja istnieje, ponieważ temperatura jest continuum, a siedmioliterowy alfabet nigdy nie mógłby go przechwycić bez miejsc dziesiętnych.
Spektralny ID Słońca
Uruchom Słońce w tym samym systemie i wychodzi jako G2V, oznaczenie, które umieszcza jego temperaturę powierzchni na około 5800 K. "V" tam wykonuje prawdziwą pracę: oznacza Słońce jako zwykłą gwiazdę palącą wodór, a nie giganta czy pozostałość gwiazdy.
Ta temperatura wygodnie mieści się w pełnym zakresie ciągu głównego, który waha się od około 2000 K w najzimniejszym do 50 000 K w najteplejszym. Jeszcze bardziej dziwne jest to, że niektóre nowo uformowane białe karły — gwiazdy, które już przestały się palić — działają gorętsze niż jakakolwiek gwiazda ciągu głównego, powyżej 100 000 K. Zwłoki gwiazdy mogą przez pewien czas przewyższać niemal wszystko, co wciąż aktywnie pali wodór w temperaturze.
Zbudowany głównie z wodoru
Ważcie Słońce dzisiaj, a 74,9% jego masy to wodór, hel stanowi 23,8%, a pozostałe 1,3% składa się z cięższych elementów, odsetek, który astronomowie po prostu nazywają jego metaliczną. Te liczby nie są ustalane przy urodzeniu: nowo utworzona protogwiazda zaczyna od około 70% wodoru i 28% helu na masę, z tylko śladami czegoś cięższego.
Luka między tymi dwoma chwilami to fuzja wykonująca swoją powolną pracę — miliardy lat wodoru, który cicho przechodzi w hel w jądrze. To przypomnienie, że skład gwiazdy to naprawdę bieżąca suma, a nie etykieta ustalona przy tworzeniu.
Reakcja, która napędza gwiezdne światło
Wskazówka, która to umożliwiła, przyszła niemal przypadkiem. Wynalazek spektrometru masowego Francisa Astona w 1919 roku pozwolił naukowcom ważyć atomy z wystarczającą dokładnością, aby pokazać, że cztery atomy wodoru ważą więcej niż jeden atom helu — różnicę masy, którą fuzja uwalnia jako światło i ciepło. Wyjaśnienie mechanizmu zajęło kolejne dwie dekady: fizycy Hans Bethe i Charles Critchfield opublikowali szczegóły w 1938 roku, opisując łańcuch proton-proton jako określoną sekwencję fuzji, która dominuje w produkcji energii w gwiazdach podobnych Słońcu.
Wydobycie tej energii z jądra to sam problem, a różne gwiazdy rozwiązują to na różne sposoby. Konwekcja — masywne prądy gorącego gazu fizycznie przenoszące ciepło na zewnątrz — staje się ważną metodą transportu zwłaszcza w gwiazdach ważących około 1,3 do 1,5 mas słonecznych lub cięższych. Poniżej tego progu promieniowanie samo w sobie ma tendencję do wykonywania pracy.
Pomiar nieprawdopodobnie dużych i nieprawdopodobnie odległych
Niektóre z najważniejszych faktów gwiezdnych dotyczą nie samych gwiazd, ale narzędzi używanych do ich określenia. W 1838 roku Friedrich Bessel użył techniki paralaksy — pomiar małego pozornego przesunięcia gwiazdy na tle nieba — aby pokazać, że 61 Cygni leży 11,4 lat świetlnych od Ziemi. Była to pierwsza raz, kiedy ktokolwiek bezpośrednio zmierzył odległość gwiazdy, zamiast ją szacować.
Nowoczesne instrumenty posunęły tę samą podstawową ideę absurdalnie daleko. W kwietniu 2018 roku astronomowie poinformowali, że gwiazda o pseudonimie Icarus, formalnie MACS J1149 Lensed Star 1, jest najdalszą zwykłą gwiazdą kiedykolwiek wykrytą — 9 miliardów lat świetlnych daleko, widoczną w ogóle tylko dlatego, że grawitacja przedni skupisko galaktyk wygiął i powiększył jej światło. Żadna z tej pracy na odległość nie odbywa się bez ustalonego linijki, dlatego Międzynarodowa Unia Astronomiczna rozstrzygnęła sprawę w 2012 roku, ustalając jednostkę astronomiczną na dokładnie 149 597 870 700 metrów.
Długie życie gwiazdy po śmierci
Nie każda gwiazda blaknie cicho. Gdy gwiazda podobna do Słońca wyczerpie paliwo, to, co zostaje, to biały karzel — a rekord znalezienia jednego siedzi blisko domu. Najbliższy znany biały karzel, Syriusz B, leży zaledwie 8,6 lat świetlnych daleko jako mniejszy towarzysz w systemie binarnym Syriusz, ukrywany przez dziesięciolecia w blasku swojego jaśniejszego partnera, zanim astronomowie to potwierdzili. Sam termin jest stosunkowo młody: biały karzel został wymyślony dopiero w 1922 roku przez astronoma Willema Jacobusa Luytena.
Istnieje twarda górna granica tego, jak masywny może być jeden z tych pozostałości. Biały karzel jest wspierany wyłącznie przez ciśnienie degeneracji elektronów — efekt kwantowy, a nie zwykłe ciśnienie gazu — i to ciśnienie nie może wspierać więcej niż około 1,44 raza masę Słońca, granica znana jako granica Chandrasekhara. Przekrocz ją, a gwiazda nie może pozostać białym karłem; zapada się w coś zupełnie innego.