Spójrz w niebo. To, co tam błyszczy lub świeci, istnieje od czterech i pół miliarda lat. W całej historii ludzkości gwiazdy towarzyszyły nam przez cały czas, płonąc i dając życie naszej planecie.

4,5 miliarda lat. To liczba, której nawet nie możemy sobie wyobrazić. Jednak, naukowcy szacują, że nasze Słońce jest mniej więcej w połowie swojego cyklu życia.

Jeszcze kolejne cztery miliardy lat, Słońce, podobnie jak wszystkie gwiazdy, „umrze” - zmieniając się z gwiazdy ciągu głównego w supernową lub tak zwaną mgławicę planetarną. Nasza planeta nie dożyje czasu, żeby stać się świadkiem tego wydarzenia.

Tutaj będziemy rozmawiać o cyklu życiowym gwiazdy. Będziemy mówić o siłach, które ją spajają i ostatecznie rozdzielają. Będziemy również rozmawiać o rzeczach, które pomagają jej zachować kształt i rozmiar przez niewyobrażalnie długi czas, miedzy przemianami.

Porozmawiamy o terminach, które mogły rzucić ci się o ucho: czerwony olbrzym, gwiazdy neutronowe, czarne dziury oraz białe karły i supernowe.

Wszystkie te rzeczy składają się na fazy życia gwiazdy. Ale przyjrzyjmy się temu zagadnieniu dokładniej.

Dowiedz się wszystkiego o astronomii i poznaj różnice między astronomią, astrofizyką i kosmologią.

Dostępni najlepsi nauczyciele z: Fizyka
Stanisław
5
5 (14 oceny)
Stanisław
zł100
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Łukasz
5
5 (3 oceny)
Łukasz
zł40
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Grzesiek
5
5 (5 oceny)
Grzesiek
zł30
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Mikołaj
5
5 (5 oceny)
Mikołaj
zł60
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Patryk
5
5 (7 oceny)
Patryk
zł45
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Wojciech
5
5 (9 oceny)
Wojciech
zł50
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Paulina
5
5 (3 oceny)
Paulina
zł50
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Przemek
5
5 (5 oceny)
Przemek
zł50
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Stanisław
5
5 (14 oceny)
Stanisław
zł100
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Łukasz
5
5 (3 oceny)
Łukasz
zł40
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Grzesiek
5
5 (5 oceny)
Grzesiek
zł30
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Mikołaj
5
5 (5 oceny)
Mikołaj
zł60
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Patryk
5
5 (7 oceny)
Patryk
zł45
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Wojciech
5
5 (9 oceny)
Wojciech
zł50
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Paulina
5
5 (3 oceny)
Paulina
zł50
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Przemek
5
5 (5 oceny)
Przemek
zł50
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Zaczynajmy

Co to jest gwiazda?

Wszyscy dobrze znamy Słońce - przynajmniej z daleka. A jeśli nie mieszkasz w największych miastach i zdarzyło ci się popatrzeć w niebo, całkiem prawdopodobnie widziałeś także gwiazdy.

Ale czy wiesz, czym właściwie jest gwiazda? Poza tym, że „migocze” i jest na „niebie”.

Zachód słońca.
Słońce jest centrum naszego Układu Słonecznego, nie Ziemia. | źródło: Unsplash - Ankur Dutta

Gwiazda to masywny obiekt w kosmosie, utrzymywany razem przez siły grawitacyjne, który odróżnia się od planety swoim blaskiem oraz faktem, że wytwarza światło.

To krótka odpowiedź. A teraz długa odpowiedź.

Gwiazda to kula plazmy i gazu, która promieniuje energią w postaci ciepła i światła. To promieniowanie jest spowodowane termojądrową fuzją wodoru z helem, która zachodzi w jej rdzeniu.

To wszystko nie miałoby miejsca, gdyby gwiazdy nie były tak duże. Ale pod wpływem grawitacji i wszelkiego rodzaju innych sił molekularnych atomy zderzają się ze sobą i powstają nowe pierwiastki. Wszystko to uwalnia energię. Nawiasem mówiąc, ten proces, który nazywamy syntezą jądrową, jest czymś, co mamy nadzieję odtworzyć na Ziemi, aby korzystać z takiej samej ilości wytwarzanej energii.

Ale nie, gwiazdy tak naprawdę nie „płoną” ani nie „palą się” - żadne z tych słów nie jest prawidłowym sposobem do opisania procesów zachodzących w gwieździe. Te właśnie procesy oznaczają, że słońce jest dużo bardziej gorące i energetyczne niż jakikolwiek ogień, który mogliśmy zaobserwować.

Poznaj lepiej nasz układ Słoneczny!

Jak powstaje gwiazda?

Ale dlaczego to wszystko się dzieje? Jedną z najbardziej niesamowitych rzeczy w naszym wszechświecie jest to, że w ogóle coś w nim jest. Jak filozof Gottfried Wilhelm Leibniz raz zapytał: dlaczego istnieje raczej coś niż nic? To pytanie jest istotne, gdy skupimy się na tym, że gwiazdy tworzą warunki sprzyjające życiu.

Mgławice

Wyobraź sobie pustą, rozpaczliwie zimną przestrzeń wypełnioną pyłem i gazami będącymi szczątkami starych planet i gwiazd. Formowanie gwiazd zaczyna się, gdy w tym intensywnym mrozie cały ten międzygwiazdowy pył i gaz powoli zaczynają się zlepiać. Gazy osiągają wyższą gęstość w zimnej temperaturze, podczas gdy atomy łączą się ze sobą.

To pierwszy krok w cyklu życia gwiazd: mgławice planetarne - obłoki molekularne, które dryfują po wszechświecie.

Gdy tylko w mgławicy zwiększy się gęstość, siły grawitacyjne stają się silniejsze, co oznacza, że wszystkie gazy i cząsteczki w mgławicy powoli zaczynają się zbliżać. Te wielkie obłoki molekularne zaczynają się wtedy zapadać, a wraz z tym ciepło wzrasta.

Gdy wszystkie te rzeczy zlepiają się razem, jądro staje się tym, co później będzie gwiazdą - lub często nawet dwiema lub trzema gwiazdami znanymi jako gromady gwiazd. W międzyczasie, różne części mgławicy mogą stać się planetami lub po prostu pozostać w postaci pyłu, jak w naszym Układzie Słonecznym.

Nawiasem mówiąc, wszystko to zajmuje około dziesięciu milionów lat. Dla porównania, ludzie istnieją od zaledwie 200 tysięcy lat.

Poznaj największe odkrycia astronomiczne.

Dostępni najlepsi nauczyciele z: Fizyka
Stanisław
5
5 (14 oceny)
Stanisław
zł100
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Łukasz
5
5 (3 oceny)
Łukasz
zł40
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Grzesiek
5
5 (5 oceny)
Grzesiek
zł30
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Mikołaj
5
5 (5 oceny)
Mikołaj
zł60
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Patryk
5
5 (7 oceny)
Patryk
zł45
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Wojciech
5
5 (9 oceny)
Wojciech
zł50
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Paulina
5
5 (3 oceny)
Paulina
zł50
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Przemek
5
5 (5 oceny)
Przemek
zł50
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Stanisław
5
5 (14 oceny)
Stanisław
zł100
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Łukasz
5
5 (3 oceny)
Łukasz
zł40
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Grzesiek
5
5 (5 oceny)
Grzesiek
zł30
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Mikołaj
5
5 (5 oceny)
Mikołaj
zł60
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Patryk
5
5 (7 oceny)
Patryk
zł45
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Wojciech
5
5 (9 oceny)
Wojciech
zł50
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Paulina
5
5 (3 oceny)
Paulina
zł50
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Przemek
5
5 (5 oceny)
Przemek
zł50
/h
Gift icon
1-sza lekcja za darmo!
Zaczynajmy

Jakie jest siedem etapów cyklu życia gwiazdy?

Do tej pory dowiedzieliśmy się, jak powstają gwiazdy - formują się z wielkich, niechlujnych chmur pyłu i gazu we wszechświecie. Ale to, co tworzą te mgławice, nie jest jeszcze nawet gwiazdami. Raczej są to protogwiazdy, które są początkiem cyklu życia gwiazdy.

Kosmiczna mgławica.
Mgławice to jedne z najpiękniejszych rzeczy we wszechświecie. | źródło: Unsplash - Aldebaran S

Protogwiazdy

Po początkowej fazie mgławicy, ewolucji gwiazdy przechodzi do protogwiazdy. To okres, gdy gwiazda zasadniczo wciąż rośnie, kiedy wciąż zbiera pył i materiał z chmury, która ją utworzyła.

Protogwiazda zaczyna się od zaledwie jednego procenta masy swojej przyszłej postaci. Dzięki całej masie, która zbiera się z powodu grawitacji rdzenia, protogwiazda rośnie stosunkowo szybko.

Dopiero gdy fuzja termojądrowa zaczyna się w rdzeniu, gwiazda przestaje być protogwiazdą i staje się zamiast tego gwiazdą ciągu głównego. W tym momencie masa gwiazdy jest stabilna - ponieważ wytwarza „gwiezdny wiatr”, który zapobiega opadaniu dalszej masy.

Faza T Tauri

Wiejące wiatry gwiezdne odpychają wszelkie zalegające cząsteczki i gazy, przez co nowo utworzona gwiazda szybko się kręci. Pełna rotacja zajmuje tylko około 10-12 dni; w porównaniu do obrotu Słońca, który zajmuje cały miesiąc, aby wykonać jeden pełny obrót.

Na tym etapie życia gwiazda jest jeszcze młoda; ma tylko około 10 000 lat. Jej temperatura jest za niska; nie wytwarza wystarczającej ilości ciepła dla syntezy wodoru, więc opiera się na swojej grawitacyjnej sile przyciągania do siebie.

Po około 100 milionach lat gwiazda zakończy fazę T Tauri, zbliżając się do fazy ciągu głównego.

Gwiazdy ciągu głównego

Gwiazdy ciągu głównego są identyfikowane na podstawie ich koloru i jasności oraz miejsca, w którym się znajdują według Diagramu Herzsprunga-Russella. Porozmawiamy więcej o tym diagramie w następnej sekcji.

Większość gwiazd we Wszechświecie to gwiazdy ciągu głównego; nasze Słońce też nią jest.

Na tym etapie życia gwiazda osiągnęła stabilność: ciśnienie na rdzeniu gwiazdy spowodowane grawitacyjnym zapadaniem się jej zewnętrznych warstw jest równoważone z jej wewnętrznym ciśnieniem termicznym. Ten akt równowagi nazywa się równowaga hydrostatyczna i to właśnie ona nadaje gwiazdom ich kształt.

Etap ten obejmuje około 90% życia gwiazdy, podczas którego będzie ona stale topić wodór i tworzyć hel, aby zasilać swoje jądro.

Gwiazdy ciągu głównego nazywa się również karłami, ze względu na ich stosunkowo małe rozmiary i niską jasność.

Uwaga: słowa „karzeł” używa się do określenia małych gwiazd; oprócz gwiazd karłów, które właśnie zbadaliśmy, mamy białe i czerwone karły, a także...

Co to są brązowe karły?

Jeśli protogwiazdy nie staną się wystarczająco duże - około ośmiu procent wielkości Słońca - w rzeczywistości nigdy nie staną się gwiazdami. Zamiast tego, stają się brązowymi karłami, rodzajem nieudanych gwiazd, w których nie zachodzi synteza termojądrowa.

Znajdź i weź udział w zajęciach z korepetytorem fizyki i matematyki online.

Brązowy karzeł.
Brązowy karzeł to w pewnym sensie niespełniona gwiazda. | źródło: Visualhunt - Hubble Space Telescope / ESA

Zrozumienie diagramu Herzsprunga-Russela

Przed przejściem do kolejnego stadium ewolucyjnej ścieżki gwiazdy, musimy zrozumieć, jak przedstawia się jej wzrost, ewolucję i rozpad - a dokładniej, jak śledzone są te procesy.

  • Ejnar Herzsprung był duńskim chemikiem/astronomem, który pracował w Leiden Observatory.
  • Henry Norris Russell był amerykańskim astronomem, który pracował w Cambridge Observatory, a później objął stanowisko w Princeton Observatory.
    • Pan Russell jest również znany ze swojej współpracy z kanadyjsko-amerykańskim fizykiem o nazwisku Frederick Saunders, co zaowocowało sprzężeniem Russella-Saundersa, znanym również jako sprzężenie LS.

Fotograficzne badania spektroskopowe gwiazd na dużą skalę w Harvard College Observatory trwało od XIX wieku. Te wielkoskalowe obrazy pokazały klasyfikacje widmowe tysięcy gwiazd, a ich zbiór ostatecznie stał się znany jako Katalog Henry'ego Drapera.

Astronomowie nie potrzebowali zbyt wiele czasu, aby zauważyć szerokość linii widmowych w wyświetlonym katalogu.

Herzsprung doszedł do wniosku, że gwiazdy z węższymi liniami charakteryzują się mniejszym ruchem własnym i zinterpretował jako znacznie jaśniejsze niż widma o szerszych liniach.

Niezależnie od pracy duńskiego naukowca, Russell stworzył wykres pozornej wielkości gwiazd w porównaniu z trzema standardami emisji linii widmowych, aby odkryć przybliżoną temperaturę gwiazd.

Schematy dwóch astronomów razem utworzyły wykres jasności i temperatury gwiazd.

Dziś Diagram Herzsprunga-Russella nadal pomaga astronomom obliczyć wiek gwiazdy i miejsce jej cyklu życia, wykreślając jej związek między jasnością a temperaturą.

Ten diagram jest znany pod wieloma innymi nazwami: Diagram H-R, Diagram HR lub po prostu HRD i tak jak istnieje kilka nazw tych diagramów, istnieje kilka jego form, ale wszystkie z grubsza mają określony układ.

Pozioma oś wyświetla widmowy „typ” gwiazd, a wartości wskazujące na jasność lub obserwowaną wielkość znajdziemy na osi pionowej.

W ten sposób rozumiemy, że bardzo jasne gwiazdy znajdą swoje miejsce w lewym górnym rogu diagramu, podczas gdy starsze, słabsze gwiazdy będą znajdować się w prawym dolnym rogu.

Teraz, gdy już z grubsza wiemy, jak śledzona jest ewolucja gwiazd, zobaczmy, co stanie się kiedy gwiazdy karłowate (gwiazdy sekwencji głównej) przechodzą w kolejną fazę.

Faza czerwonego olbrzyma

Zanim gwiazda stanie się czerwonym olbrzymem, ma duży promień i stosunkowo niską temperaturę. Jego zewnętrzna atmosfera jest znacznie rozdęta i słaba, niezdolna do przeciwstawienia się ekspansji rdzenia. Takie gwiazdy są zazwyczaj bardzo duże i bardzo jasne.

Zanim zbadamy dalej życie gwiazd, przypomnijmy sobie, czego się do tej pory nauczyliśmy:

  • Jak wspomniano wcześniej, gwiazdy tworzą się z chmur molekularnych. Chmury te składają się głównie z wodoru i helu, ale także innych pierwiastków w śladowych ilościach.
  • Nauka definiuje te pierwiastki jako wszystko inne niż wodór i hel; innymi słowy, wszystko o liczbie atomowa większej i niż 2.
  • Te pierwiastki śladowe są równomiernie wtapiane w gwiazdę, częściowo z powodu grawitacyjnego przyciągania gwiazdy, a częściowo z powodu jej rotacji.
  • Kiedy jądro gwiazdy osiągnie temperaturę wystarczająco wysoką, aby rozpocząć syntezę wodoru, mówi się, że osiągnęła swoją fazę ciągu głównego.

Ta faza trwa tak długo, jak długo gwiazda kontynuuje przemianę wodoru w hel. Gdy zapasy wodoru są prawie wyczerpane, gwiazda nie jest w stanie dłużej zasilać procesu syntezy, co odciąża jej zewnętrzne warstwy, więc równowaga hydrostatyczna zostaje zaburzona.

Rdzeń gwiazdy zaczyna kurczyć się pod wpływem własnego ciężaru, wspomagana grawitacją.

Wbrew intuicji, gwiazda nie kurczy się podczas tego procesu; przechodzi raczej fazę opisaną jako „zasada lustrzanego odbicia.”

Gdy jądro gwiazdy zapada się, tworzy miejsce na przepuszczenie większej ilości wodoru. Jednak w tym momencie rdzeń jest bardzo gęsty, więc proces fuzji rozpoczyna się w warstwie otaczającej rdzeń. W miarę postępów, średnica zewnętrznych warstw rośnie, podczas gdy rdzeń, znajdujący się obecnie pod ogromnym ciśnieniem zewnętrznym, kurczy się jeszcze bardziej.

Ten proces symultaniczny: chłodzenie i ekspansja sprawia, że gwiazdy na tym etapie swojego życia są tak bardzo jasne; wtedy stają się gwiazdami podolbrzymami.

W miarę jak proces fuzji trwa w powłoce, wypychane zewnętrzne krawędzie gwiazdy ochładzają się, rozpoczynając proces konwekcyjny - w rezultacie odwracając ciepło topnienia do wewnątrz. Gwiazda przestaje się rozszerzać i staje się jeszcze jaśniejsza.

W którym miejscu na HRD znajdują się czerwone olbrzymy i to, co stanie się na kolejnym etapie ich ewolucji, zależy od ich masy.

Jeśli gwiazda nie jest szczególnie masywna - powiedzmy około dwa razy większa od naszego Słońca, elektrony w jej jądrze zdegenerują się do tego stopnia, że zapobiegną dalszemu zapadnięciu. Rdzeń będzie się jednak nagrzewał, aż stanie się wystarczająco gorący, aby stopić hel, proces znany jako błysk helowy.

Gwiazdy z bardziej masywnymi rdzeniami będą degenerować się wolniej, ale osiągną wystarczająco wysoką temperaturę, aby stopić hel, zanim degeneracja dobiegnie końca. Takie masywne gwiazdy nie ulegają rozbłyskom helowym; ich spalanie jest znacznie łagodniejsze.

Drobna uwaga: możesz znaleźć korepetytora fizyki online na Superprof.

Karły w kosmosie.
Droga Mleczna zawiera ogromną populację czerwonych karłów. | źródło: Visualhunt - European Southern Observatory

Czy każda gwiazda staje się czerwonym olbrzymem?

Gwiazdy z rdzeniami o mniejszej masie są całkowicie konwekcyjne, co oznacza, że prawdopodobnie będą się palić bilion lat.

Zwiększają temperaturę i jasność, tak samo jak bardziej masywne gwiazdy, ale ponieważ palą się tak długo, ich temperatura wzrasta tylko o około 50%, a światło, które emitują, wzrasta dziesięciokrotnie.

Takie gwiazdy mogą się stać cieplejsze niż nasze słońce, jednak nigdy nie osiągają tego poziomu jasności, nawet jeśli są jaśniejsze na tym etapie, niż kiedy się uformowały.

Z biegiem miliardów lat ich światło przygasa i stają się chłodniejsze, ostatecznie zdobywając klasyfikację białego karła.

Co się dzieje potem?

To zależy od wielkości i masy gwiazdy.

Jak już wspomnieliśmy, charakter i procesy cyklu życiowego gwiazdy zależą od masy danej gwiazdy. Więc podzielimy to tutaj na dwie oddzielne ścieżki.

Są takie gwiazdy, które mają mniej więcej masę Słońca - Słońce ma dość „normalne” rozmiary, jeśli chodzi o gwiazdy. Są też takie, które są znacznie większe. Im większe gwiazdy, tym szybciej się palą. Tak więc, podczas gdy gwiazdy wielkości Słońca pozostają gwiazdami ciągu głównego przez około dziesięć miliardów lat, masywna gwiazda nie żyłaby tak długo.

Jak wspomniano powyżej, około dziewięćdziesięciu procent życia gwiazdy to faza ciągu głównego, w której będzie ona stale topić wodór w hel. Kiedy skończy się wodór w rdzeniu, rdzeń zacznie się zapadać i stanie się znacznie cieplejszy.

Wraz ze wzrostem temperatury jądro wypycha resztę gwiazdy na zewnątrz, powodując ochłodzenie jej zewnętrznych krawędzi.

Gwiazdy wielkości słońca - z grubsza

Gwiazdy o najpowszechniejszej wielkości to gwiazdy wielkości Słońca. Po około dziesięciu miliardach lat, gdy zabraknie im wodoru, powoli stają się białymi karłami.

Białe karły

Białe karły to chłodne małe obiekty, które mimo swojej powszechności wprawiają naukowców w zakłopotanie. Wyobraź sobie masę słońca w całej przestrzeni Ziemi i masz białego karła. Co dziwne, im są mniejsze są, tym stają się gęstsze - co oznacza, że większe gwiazdy utworzyłyby najmniejsze białe karły.

Są to niezwykle gęste ciała, które nie zapadają się dalej z powodu aktywności elektronów. Jednak bez możliwości wytwarzania energii nie ma nic, co by je trzymało razem. Tak więc, stopniowo stygnąc, po prostu zanikają.

Czerwone karły

Te gwiazdy są najmniejsze i najzimniejsze ze wszystkich. Są również najpospolitszymi gwiazdami w naszej galaktyce. Są bardzo trudne do zobaczenia, ponieważ nie są zbyt jasne, ale jeden przykład, w szczególności, Proxima Centauri, znajduje się bardzo blisko naszego słońca.

Podobnie jak około 50 innych takich karłów.

Nie można zobaczyć ich gołym okiem, ale niektórzy astronomowie podejrzewają, że trzy czwarte Drogi Mlecznej składa się z czerwonych karłów.

Czerwone i brązowe karły - szczególnie masywne brązowe karły z niskimi właściwościami metalicznymi mają kilka wspólnych cech, takich jak zakresy temperatur i typy widmowe. To połączenie klasyfikacji nie jest przypadkiem; termin „czerwony karzeł” to ogólna nazwa gwiazd, które nie mają oczywistej, określonej klasyfikacji.

W swoim najwcześniejszym użyciu termin czerwony karzeł został użyty do rozróżnienia między gorącymi, jasnymi „niebieskimi karłami” a gwiazdami, które są znacznie chłodniejsze i mniej świecące. Definiowanie gwiazd w taki sposób jest niejasnym sposobem poruszania się po tak zdyscyplinowanej dziedzinie, ale jeśli chodzi o czerwone karły, niejasność utrzymuje się do dziś.

Masywne gwiazdy

Masywne gwiazdy spotyka inny koniec.

Jeśli gwiazda jest około osiem razy większa od Słońca, można się spodziewać, że skończy na potężnej eksplozji znanej jako supernowa.

Pamiętaj, że im większa gwiazda, tym szybciej spalają wodór. A kiedy zabraknie jej wodoru, w wyniku długiej serii reakcji chemicznych, wytwarza żelazo. Kiedy to się dzieje, rdzeń zapada się w ciągu kilku sekund z odległości pięciu tysięcy mil do zaledwie dwunastu.

Temperatury osiągają sto miliardów stopni, a supernowa staje się jaśniejsza niż cała galaktyka.

Pierwsze zdjęcie czarnej dziury.
To pierwsze zdjęcie czarnej dziury w historii. | źródło: Visualhunt - Bengt Nyman

Co to jest czarna dziura?

Szczególnie gęste gwiazdy po śmierci powodują jedno z najbardziej fascynujących zjawisk we wszechświecie. Stają się czarnymi dziurami.

Zamiast eksplodować na zewnątrz, te gwiazdy implodują, zapadając się w siebie, tworząc obiekt tak gęsty, że nic - nawet światło - nie może przed nimi uciec.

Te „dziury” wciągają wszystko wokół siebie, emitując ogromne ilości promieniowania. Granica wyznaczająca czarne dziury nosi nazwę horyzont zdarzeń.

Największy astrofizyk naszych czasów, Sir Stephen Hawking, nie był odporny na przyciąganie czarnych dziur. Już w 1974 roku postulował, że efekty kwantowe w pobliżu horyzontu czarnej dziury muszą emitować promieniowanie - to, co dziś identyfikujemy jako promieniowanie Hawkinga.

Chociaż współcześni astrofizycy spekulują - rzeczywiście, niektórzy poświęcają całą swoją karierę na badanie tego zjawiska, hipoteza ta nie jest nowa. Już w XVIII wieku bystre umysły zmagały się z możliwością istnienia obiektów, których pola grawitacyjne były zbyt mocne, by przepuścić światło.

Postulat ten skupiał różnorakie zainteresowanie od tego czasu aż do 1967 roku, kiedy to brytyjska astrofizyczka Jocelyn Bell Burnell odkryła gwiazdy neutronowe - zapadnięte jądra super-olbrzymów. Nagle zapadające się grawitacyjnie, niezwykle gęste ciała niebieskie przeniosły się ze sfery możliwej do prawdopodobnej rzeczywistości.

Odkrycia takie jak te niezmiennie prowadzą do głębszych pytań, takich jak: czy istnieje życie we wszechświecie?

>

Platforma, która łączy prywatnych nauczycieli i uczniów

1-sza lekcje za darmo

Lubisz ten artykuł? Oceń nas!

5,00 (1 ocen(y))
Loading...

Marta

Pozytywnie zakręcona idealistka. Straszna psiara i wielbicielka gier planszowych. Fascynatka lingwistyki, kreatywnego myślenia i samorozwoju.