Tak powstają gwiazdy. Ale dlaczego świecą?

Przestrzeń międzygwiezdna nie jest całkiem pusta. Kosmiczną próżnię przemierzają pojedyncze atomy i cząsteczki, ale także samotne asteroidy, a nawet całe planety, które zostały wyrwane ze swoich macierzystych układów. Patrząc na nocne niebo, wydaje się, że kosmos jest spokojny i poukładany, jednak w każdej sekundzie dochodzi w nim do niezliczonych wybuchów, rozbłysków, podmuchów wiatru gwiazdowego, rozpadów całych układów, a nawet do zderzeń całych galaktyk. 

W niektórych miejscach we Wszechświecie z pyłu pozostałego po Wielkim Wybuchu i eksplozjach dawnych gwiazd powstały mgławice. Nas najbardziej będzie interesował jeden z ich rodzajów — obłok molekularny.  

W obłokach molekularnych temperatura jest wystarczająco niska, a ilość atomów wodoru na tyle duża, że mogą formować się molekuły, dwuatomowe cząsteczki H₂. Siła grawitacji sprawia, że poszczególne molekuły zaczynają tworzyć coraz większą i gęstszą strukturę, której przyciąganie cały czas wzrasta. Proces trwa miliony lat, jednak efekt kuli śniegowej finalnie doprowadza do powstania ogromnego skupiska materii — tak rodzi się gwiazda. 

W miarę kształtowania się gwiazdy, zewnętrzne warstwy gazu coraz mocniej naciskają na wewnętrzne, czym zwiększają gęstość i ciśnienie w jądrze. Jednocześnie wzrasta też temperatura. Jeżeli obłok jest wystarczająco masywny, w pewnym momencie atomy wodoru zaczynają zderzać się z taką siłą, że protony w jądrach atomów łączą się ze sobą — dochodzi do fuzji jądrowej. Na drodze reakcji proton-proton powstają jądra atomów helu, uwalnia się też pewna ilość energii. 

Gwiazdy to ogromne reaktory jądrowe.

Jedno jądro atomowe helu powstaje z czterech atomów wodoru, jednak jego masa stanowi 99,3 proc. pierwotnej wagi wszystkich składników. Brakujące 0,7 proc. zgodnie z najsłynniejszym wzorem fizycznym, E=mc², zamienia się w energię, która spowalnia tempo zapadania się gwiazdy pod własnym ciężarem, a następnie pod postacią fotonów zostaje wypromieniowana w przestrzeń kosmiczną. 

Strumienie fotonów docierające do naszych oczu to właśnie światło gwiazd, które widzimy, patrząc w nocne niebo.

Fotony rozumiane jako cząsteczki promieniowania widzialnego przemierzają próżnię z prędkością prawie 300 tysięcy kilometrów na sekundę, czyli z prędkością światła. Od momentu wydostania się na powierzchnię Słońca podróż na Ziemię zajmuje im od 490 do 507 sekund. To oznacza, że patrząc na naszą gwiazdę (czego lepiej nie robić, żeby nie popsuć sobie wzroku) widzimy jej obraz sprzed 8 minut. W porównaniu z obserwacjami innych gwiazd to i tak praktycznie  "transmisja na żywo". 

Jeżeli dzisiaj w nocy ujrzysz Syriusza, najjaśniejszą gwiazdę na nieboskłonie, do twojego oka dostaną się fotony od prawie 9 lat przemierzające kosmos. Jeśli dostrzeżesz Gwiazdę Polarną — cofniesz się w czasie o prawie 500 lat. Gdy promieniowanie opuszczało jej powierzchnię, Rzeczpospolitą rządziła dynastia Jagiellonów.

Co ciekawe, dla samych fotonów było to przysłowiowe "mgnienie oka". Najtrudniejsze jest przebicie się przez wewnętrzne warstwy gwiazdy na jego powierzchnię — fotony, które dzisiaj powstaną wewnątrz Słońca, będą potrzebowały ok. 100 000 lat, żeby ulecieć w przestrzeń kosmiczną.

Żeby odpowiedzieć na to pytanie, musimy jeszcze bardziej zagłębić się w temat. Za różnice w kolorze poszczególnych gwiazd, które możemy zobaczyć nawet gołym okiem, odpowiadają 3 czynniki:

• skład chemiczny gwiazdy;
• temperatura powierzchni;
• efekt Dopplera.

Po rozgrzaniu każdy pierwiastek emituje promieniowanie o innej długości fal i tworzy swój unikalny wzór możliwy do zaobserwowania za pomocą spektroskopów. Porównując schematy widma poszczególnych elementów ze spektrograficznym obrazem gwiazdy, możemy ustalić, jakie pierwiastki wchodzą w jej skład.

Oczywiście zdecydowana większość to wodór i hel. W Słońcu inne pierwiastki stanowią zaledwie 2 procent jego całkowitej masy, jednak te niewielkie domieszką w dużym stopniu wpływają na barwę gwiazdy.

Drugi czynnik to temperatura. Tutaj zasada jest dość prosta — im wyższa temperatura, tym większe przesunięcie w stronę promieniowania, którego widmo nasze oczy odbierają jako niebieskie. 

Gwiazdy relatywnie chłodne wydają się bardziej czerwone, im wyższa temperatura, tym mocniejsze przesunięcie w kierunku zieleni, błękitu, aż po granat i fiolet. Powierzchnia naszego Słońca ma temperaturę ok. 5,5 tysiąca stopni Celsjusza — gdyby to zależało tylko od temperatury, powinniśmy widzieć je w kolorze... zielonym.

Trzeci czynnik to tzw. efekt Dopplera, który możemy zaobserwować, słuchając syren mijającej nas karetki. Wtedy dotyczy on fal dźwiękowych, w astronomii dotyczy fal promieniowania. Gdy ambulans zbliża się w naszym kierunku, dźwięk jest coraz głośniejszy i wyższy, gdy nas minie — natychmiast zaczyna cichnąć i staje się mniej intensywny — maleje  częstotliwość fal.

W przypadku fal elektromagnetycznych, kiedy obiekt się do nas zbliża, następuje przesunięcie spektrum w stronę koloru niebieskiego, kiedy się oddala — w stronę czerwonego. Dokładne pomiary pozwalają na określenie prędkości, z jaką porusza się ciało niebieskie.

W tym akapicie jest mowa o wszystkich kolorach tęczy, kiedy w rzeczywistości gwiazdy różnią się co najwyżej odcieniem, a większości można spokojnie przypiąć etykietki - "białe", albo "żółte". Dlaczego nocne niebo nie mieni się tysiącami barw?

Widmo obserwujemy dopiero w momencie rozszczepienia światła, np. za pomocą pryzmatu, albo w kroplach wody. Nałożone na siebie fale o różnej długości dla ludzkiego wzroku przyjmują barwę białą lub do bieli zbliżoną.

Na koniec kwestia, której rozwiązania nie znajdziemy w budowie odległych ciał niebieskich, ale znacznie bliżej — w obrębie ziemskiej atmosfery. Czasami gwiazdy na niebie wydają się mrugać i migotać — naukowcy mają na to zjawisko swoje trudniejsze określenie — scyntylacje. 

W odniesieniu do obserwacji astronomicznych powstają one w momencie przechodzenia promieni światła przez kolejne warstwy gazów otaczających naszą planetę. Kiedy światło docierające do naszych oczu przechodzi przez powietrze cieplejsze, a przy tym gęstsze od najbliższego otoczenia, dochodzi do jego załamania. 

Atmosfera jest w ciągłym ruchu, a więc zmienia się także kąt refrakcji (załamania). Te ciągłe fluktuacje widzimy pod postacią mrugnięć, czyli zmian natężenia światła. 

Zjawisko, które dla zakochanych podczas wieczornego spaceru może wydawać się całkiem urocze, przez dziesiątki lat spędzało sen z powiek astronomom, prowadzącym badania z wykorzystaniem teleskopów. Dopiero wysłanie tych urządzeń na orbitę ziemską (Teleskop Hubble'a), a nawet jeszcze dalej (Teleskop Webba) pozwoliło wyeliminować błędy, które w obserwacje wplatało zjawisko refrakcji.