Mieszkańcy siedemnastowiecznego Gdańska, którzy spacerowali ulicą Korzenną, mijali po drodze trzy wyjątkowe kamienice. Domy należące do bogatego browarnika miały na dachach potężną nadbudówkę – drewniany pawilon i przylegający do niego ogromny taras. Na tym drugim stał kilkunastometrowy słup, podtrzymujący należące do pana domu niezwykłe urządzenie zwane teleskopem.
Jan Heweliusz, piwowar z dziada pradziada, z zamiłowania astronom, prowadził z tarasu nad swoimi kamienicami na Korzennej regularne obserwacje astronomiczne. Od połowy XVII w. interesował się pewną nietypową gwiazdą w Gwiazdozbiorze Wieloryba. Gwiazda ta regularnie zmieniała swoją jasność i to w bardzo znacznym stopniu. Mogła być tak jasna, że bez wysiłku dawało się ją dostrzec gołym okiem. Potem jej blask słabł, jakby gasła. Aż w końcu stawała się ledwo widoczna nawet z użyciem teleskopu. Zmiany blasku gwiazdy zachodziły cyklicznie, co ok. 330 dni.
Heweliusz obserwował gwiazdę kilkanaście lat. Opisał ją w wydanym w 1662 r. dziele „Historiola Mirae Stellae”. Z tej publikacji pochodzi używana do dzisiaj nazwa gwiazdy – Mira albo Cudowna (od łacińskiego słowa oznaczającego właśnie ten przymiotnik). Mira, czyli inaczej omicron Ceti, to pierwsza znana gwiazda zmienna: czerwony olbrzym na jednym z ostatnich etapów ewolucji.
Co to jest gwiazda głównego ciągu?
Choć gwiazdy różnią się blaskiem i jasnością – a także wieloma innymi ważnymi parametrami – 90 proc. tych, które widzimy na niebie, to tzw. gwiazdy głównego ciągu. Tak określa się gwiazdy, w których trwają reakcje termojądrowe. Gwiazdy głównego ciągu znajdują się, patrząc w długim okresie, w równowadze. Ciągła przemiana wodoru w hel, jaka zachodzi w ich wnętrzach, równoważy siłę grawitacji, która „ściska” gwiazdę. W rezultacie ciała niebieskie takie jak Słońce pozostają przez miliardy lat stabilne.
Słońce jest gwiazdą głównego ciągu już od ok. 5 mld lat. Pozostanie nią jeszcze przez ok. 6,5 mld. Przez ten czas nie należy spodziewać się, że ulegnie jakimś większym zmianom. Jednak później przejdzie gwałtowne przeobrażenie – i stanie się czerwonym olbrzymem.
Co to są czerwone olbrzymy?
Naukowcy szacują, że w przypadku Słońca wodór będzie stanowił paliwo reakcji termojądrowej przez ok. 12 mld lat. Jednak jego ilość zgromadzona w jądrze gwiazdy jest ograniczona. W pewnym momencie się skończy. W jądrze pozostanie tylko produkt fuzji jądrowej – cięższy od wodoru hel.
Do fuzji jądrowej z użyciem wodoru będzie nadal dochodzić – jednak już nie w gęstym jądrze, ale w powłoce gwiazdy. Proces ten przyspieszy, a gwiazda zacznie świecić coraz silniej. Uwalniana energia spowoduje rozszerzanie się zewnętrznych warstw gwiazdy. Ciało niebieskie znacznie powiększy swój obwód – w przypadku Słońca nawet 200 razy. „Spuchnięcie” spowoduje jednak, że temperatura na rosnącej powierzchni gwiazdy obniży się i obiekt nabierze czerwonej barwy. Gwiazda na tym etapie ewolucji to właśnie czerwony olbrzym.
Kiedy gwiazda staje się czerwonym olbrzymem?
Cały ten proces dotyczy tylko gwiazd o stosunkowo niedużej masie. Naukowcy szacują, że w czerwonego olbrzyma zamienią się gwiazdy, których początkowa masa wynosi od 0,5 do 8–10 mas Słońca.
Co się dalej dzieje z czerwonym olbrzymem? W miarę jak zewnętrzne warstwy, w których zachodzi reakcja termojądrowa, rozszerzają się, helowe jądro jest coraz bardziej ściskane. W końcu jądro gwiazdy stanie się na tyle gęste, że zacznie w nim zachodzić fuzja helowa. W tym procesie hel zacznie łączyć się, tworząc cięższe pierwiastki: węgiel i tlen.
Zapłon helowego jądra w gwieździe o masie zbliżonej do masy Słońca może być bardzo gwałtowny. Gdy temperatura jądra przekroczy 100 mln kelwinów, dojdzie do tzw. błysku helowego. Fuzja jądrowa helu rozprzestrzeni się błyskawicznie na całe jądro, a przez krótki moment – dla Słońca to kilka minut – moc reakcji będzie odpowiadała mocy wszystkich gwiazd Drogi Mlecznej. Następnie Słońce skurczy się do rozmiarów ok. 10 razy większych niż obecne.
Dla gwiazd o masie większej niż 2,5 masy Słońca, zapłon helu przebiega łagodniej. Z kolei dla najmasywniejszych gwiazd – których masy zaczynają się od 10 mas Słońca – w procesie fuzji w jądrze powstaje wiele innych ciężkich pierwiastków, aż do żelaza włącznie. Czerwone nadolbrzymy kończą niekiedy swoje życie jako supernowe.
Jak umrze Słońce?
Koniec Słońca będzie jednak znacznie łagodniejszy. Przez miliony lat będzie czerwonym olbrzymem, w którego jądrze z helu będzie powstawał węgiel i tlen. Gdy hel się wyczerpie, gwiazda stopniowo będzie stawała się coraz mniej stabilna. Zacznie pulsować, powiększając swój rozmiar i jasność, a kolejne pulsy będą coraz silniejsze. W końcu Słońce odrzuci swoją otoczkę, która zamieni się w mgławicę planetarną. Z gwiazdy – jak z każdego innego czerwonego olbrzyma podobnej wielkości – pozostanie bardzo powoli stygnące jądro. Czyli biały karzeł.
Obserwacje Miry, czyli Cudownej, od stuleci fascynowały i fascynują astronomów. M.in. dlatego, że śledząc ją, można zobaczyć, jak wygląda schyłkowy etap ewolucji czerwonego olbrzyma. Mira i inne podobne jej gwiazdy zmienne, czyli mirydy, znajdują się tuż przed odrzuceniem swoich zewnętrznych warstw gazowych. W 2007 r. NASA ogłosiła, że za umierającą Mirą ciągnie się ogon, przypominający warkocz komety. Składa się z tlenu i węgla, materii, którą gwiazda traci od 30 tys. lat.
Źródła: Wikipedia, KhanAcademyPoPolsku, ESA.
