500 sekund.
Tyle czasu potrzebuje foton aby dotrzeć do Ziemi, od momentu wyemitowania go z fotosfery Słońca. Natomiast na pokonanie odległości od kolejnej najbliższej gwiazdy foton potrzebuje 4,22 roku, czyli czasu dłuższego ponad 266 tysięcy razy. To tylko cyfry, które trudno sobie wyobrazić. Jednak gdybyśmy chcieli zobrazować powyższą różnicę w odległości Słońca i kolejnej najbliższej gwiazdy, może ułatwić nam to przyjęcie następującego założenia. Otóż jeśli byśmy umieścili Ziemię w odległości 1 cm od Słońca, wówczas odległość w tej samej skali do najbliższej gwiazdy wyniosłaby 2,7 km. Ale ta najbliższa sąsiadka jest dla naszych obecnych możliwości nieosiągalna. Podróż do niej zajęłaby statkowi kosmicznemu wysłanemu z Ziemi ponad 40 tysięcy lat ziemskich. Pomijam tu kwestię, że raczej nie warto byłoby wysyłać ekspedycji do jej sytemu gwiezdnego, bo Proxima (składnik C systemu gwiezdnego alfy w konstelacji Centaura) świeci w oczach ziemskiego obserwatora mniej więcej 18 tysięcy razy słabiej niż Słońce. Natomiast jej wydajność energetyczna (ilość emitowanej energii wjednostce czasu stanowi 1/600 słonecznej (0,00167). Bo Proxima to chłodny, niezbyt masywny (12 procent masy Słońca), czerwony karzeł, który świecąc tak słabo, nie jest dostrzegalny gołym okiem. Ani nawet przez sporą lunetę. Po to żeby zarejestrować jego widmo potrzeba profesjonalnego teleskopu. Proxima nie może dostatecznie ogrzać żadnej z ewentualnych planet, a gdyby znajdowała się jakaś na bardzo ciasnej orbicie, nastąpiło by zjawisko podobne jak w układzie Ziemia – Księżyc, gdy oddziaływanie grawitacyjne znacznie masywniejszego składnika powoduje, iż składnik mniej masywny jest stale zwrócony do niego tą samą stroną. I ta strona planety byłaby spalana żarem, zaś strona odwrotna byłaby zamrożona. Dodam, że czerwone karły posiadają niestabilne atmosfery, które targane są gwałtownymi, acz chaotycznymi erupcjami ich warstw powierzchniowych. Erupcje te mogły by sięgać powierzchni bliskiej planety, co wymiatałoby z takiej planety atmosferę, jeśliby taka była.
A Proxima nie jest wcale najsłabszą ze znanych gwiazd w okolicy Słońca (przyjmijmy, że „okolicą” jest odległość nie większa niż 12 lat świetlnych). Oznaczato jedynie, że nie wszystkie gwiazdy są takie same. Oczywiście taka różnorodność dotyczy także planet i ich księżyców, dotyczy ona również skupisk gwiazd, w tym galaktyk.
Podziały morfologiczne każdego rodzaju obiektów kosmicznych stają się coraz bardziej rozbudowane, w miarę jak rosną strumienie danych astrofizycznych, w tym rejestrowanych przez instrumenty wynoszone w przestrzeń okołoziemską lub międzyplanetarną. Poznajemy coraz dokładniej ogromne zróżnicowanie obiektów w otaczającym nas wszechświecie.
500 sekund potrzebuje foton na przebycie 150 milionów kilometrów dzielących naszą planetę od słonecznej fotosfery. Do Ziemi docierają tylko dwa z każdego miliarda fotonów emitowanych przez Słońce. Z tego trzecia ich część odbija się od powierzchni planety (od chmur w atmosferze lub od powierzchni oceanów) i nie oddaje swojej energii na rzecz biosfery ziemskiej. Pomimo to, fotony dostarczają energii cieplnej w ilości wystarczającej dla stałego utrzymywania na naszej planecie wody w stanie ciekłym. A to jest niezbędnym warunkiem dla rozwoju i podtrzymania życia biologicznego. I co bardzo istotne, są to fotony o zakresie długości fali elektromagnetycznej (częstotliwości) znajdującym się pomiędzy podczerwienią a ultrafioletem. Gdyby proporcja w strukturze widma słonecznych fotonów była inna, nie inicjowały by one procesu fotosyntezy.
Żeby chociaż w przybliżeniu uzmysłowić sobie wydajność maszyny energetycznej jaką stanowi Słońce,wyobraźmy sobie, że ilość energii którą Słońce uwalnia (emituje) w przestrzeń w ciągu jednej sekundy wystarczyła by na pokrycie wielkości zapotrzebowania na energię, takiego kraju jak USA, przez milion lat (wielkość zapotrzebowania z przełomu XX i XXI stulecia).
Proporcja poszczególnych rodzajów wyemitowanego promieniowania, wedle ich zakresów częstotliwości, zależna jest, m.in., od temperatury fotosfery gwiazdy, ta zaś z kolei zależna jest od jej typu ewolucyjnego gwiazdy oraz masy.
Jaką zatem gwiazdą jest nasze Słońce, czy przeciętną, taką samą jak dziesiątki, a nawet setki miliardów innych gwiazd w naszej Galaktyce, czy też może jest jakąś szczególną, niezbyt często spotykaną? W tym miejscu warto uświadomić sobie, że wiedza o tym, jaki mechanizm odpowiada za to, że gwiazdy świecą, liczy niecałe 100 lat. Ale skoro poznaliśmy taki mechanizm, mogliśmy w oparciu o niego zbudować modele dróg ewolucyjnych dla poszczególnych typów gwiazd występujących we Wszechświecie, w tym także dla Słońca. Oczywiście, oprócz owego mechanizmu, poznaliśmy dotychczas zróżnicowane widma milionów gwiazd, co pozwoliło na ich pogrupowanie i sklasyfikowanie według najważniejszych cech. Rzecz jasna klasyfikacja taka nie mogła powstać z dnia na dzień, ale była rezultatem pracy kilku pokoleń astronomów, w tym przypadku dwudziestowiecznych. Od początku XX wieku do lat dwudziestych rozwijała się systematyzacja widm poszczególnych typów gwiazd w oparciu o tzw. system harwardzki, sporządzana wysiłkiem uczonych z Harvard College Observatory (Cambridge, Illinois, USA). Przeanalizowali oni widma około 200 tysięcy gwiazd. Wysiłki te zsyntetyzowane zostały w diagramie typów widmowych gwiazd sporządzonym przez Ejnara Hertzsprunga i Henry’ego Norrisa Russela. Rozwinięciem wymienionej klasyfikacji było wykonanie w latach 1943-1953, tzw. klasyfikacji MKK przez astronomów obserwatorium Yerkes’a w Williams Bay nad jeziorem Geneva (Wisconsin, USA), czyli Williama Morgana, Philippa Keenana i Edith Kellman, którzy wykorzystali
w tym celu bardziej rozbudowaną bazę danych. Ta właśnie klasyfikacja, z sukcesywnie dokonywanymi modyfikacjami, obowiązuje współcześnie. Oczywiście nie miejsce tutaj na rozwijanie nadzwyczaj fascynującej opowieści o historii poznawania całego spektrum typów gwiezdnych,
o podejmowanych próbach ich klasyfikacji, bo to jest temat na oddzielny tekst. Spróbuję natomiast odpowiedzieć, czy takie gwiazdy jak Słońce stanowią we Wszechświecie regułę, czy raczej wyjątek. Oczywiście, wyrażenie „we Wszechświecie” jest umowne, gdyż dokonujemy ekstrapolacji poznanej na dany moment struktury Drogi Mlecznej na pozostałe obiekty (galaktyki). Czyli po prostu uśredniamy dane oszacowane dla Drogi Mlecznej na całość struktury Wszechświata.
Według dzisiejszego stanu wiedzy astrofizycznej, odpowiedź na takie pytanie nie będzie ani łatwa, ani jednoznaczna. Najpierw przedstawię coś w rodzaju PESEL Słońca, czyli najważniejsze parametry z jego charakterystyki. Słońce jest tzw. żółtym karłem (yellow dwarf) o typie spektralnym G2V, jasności widomej(1) minus 28,74 magnitudo(2) oraz jasności absolutnej(3) plus 4,83 magnitudo. Słońce posiada masę około 330 tysiące razy większą od Ziemi. Od najbardziej masywnej planety Układu Słonecznego, czyli Jowisza, masa Słońca jest około 1050 razy większa. Reasumując, masa Słońca stanowi ca 99,9% łącznej masy Układu Słonecznego. To jest już świat naprawdę „astronomicznych” wielkości (2*10^27 ton). Ale czy w przypadku gwiazdy to taka masa jest duża czy mała? Wypada umiejscowić taki parametr Słońca na tle innych gwiazd. Szacunki udziału ilościowego poszczególnych typów gwiazd (w rozpoznanym dotychczas zakresie), oparte są na bazach danych dotyczących naszej galaktyki, reprezentującej klasę olbrzymich galaktyk spiralnych.
Naszą galaktykę będę pisał z dużej litery (Galaktyka) żeby było jasne, że chodzi właśnie o Drogę Mleczną.
Szacunki na koniec XX stulecia wskazują, że około 3,0% gwiazd w Galaktyce posiada masy wyższe od Słońca, około 4,0% ma masy zbliżone do słonecznej, cała reszta gwiazd posiada masy niższe, a co najmniej 70,0% gwiazd ma masy znacznie niższe. Górny limit masy gwiazdy to około 100 mas Słońca, chociaż zdarzają się sporadycznie monstra o masach przekraczających 100, a nawet osiągających setki mas słonecznych. Im są bardziej masywne, tym mniejszy stanowią odsetek w całym spektrum gwiezdnym. W zakresie masy gwiazd występuje zależność odwrotnej proporcji, bowiem im są one lżejsze, tym ich jest więcej. Dolna granica masy gwiazdy to ca 0,08 masy Słońca, czyli 12 razy lżejsza gwiazda ma jeszcze masę (a z tym związane temperaturę i ciśnienie w jądrze) pozwalającą na zainicjowanie procesu nukleosyntezy (zapalenie wodoru w jądrze gwiazdy). Dodajmy, iż taki olbrzym planetarny jak Jowisz, musiałby być ok. 70-80 razy bardziej masywny, aby móc przekształcić sięw jedną z najmniej masywnych gwiazd.
Innym mierzalnym parametrem są rozmiary liniowe gwiazdy. Średnica Słońca jest, w dobrym przybliżeniu, 110 razy większa od średnicy Ziemi. Ale czy jest to dużo czy mało? Otóż wielkość liniowa (średnica gwiazdy) może ulegać zmianie w trakcie życia gwiazdy. Gwiazdy o masie podobnej do słonecznej oraz kilkakrotnie wyższej (w zakresie 0, 8 – 8,0 mas Słońca), pod koniec swojej ewolucji na tzw. ciągu głównym (na ciągu głównym gwiazda znajduje się wtedy, gdy spala wodór w swoim jądrze), czyli po upływie kilku (kilkunastu) mld lat, gdy już spalą całość wodoru, zaczynają spalać w jądrze hel. Hel spala się znacznie gwałtowniej (i szybciej) niż wodór, czego efektem jest intensywne rozgrzewanie powłok atmosfery gwiezdnej, które otaczają jądro, i która się wskutek tego rozszerza. Znaczne zwiększenie objętości atmosfery gwiazdy powoduje spadek jej gęstości jak też spadek średniej temperatury wierzchnich warstw tej atmosfery. W fotosferze gwiazdy zaczyna dominować widmo koloru czerwonego, właściwe dla niższego przedziału temperatur. Gwiazda przechodzi do stadium czerwonego olbrzyma, emitującego dziesiątki, setki,
a nawet tysiące razy więcej energii, niż poprzednio. Jest to skutkiem tego, że wskutek bardzo znacznego powiększenia się średnicy gwiazdy, w stosownej proporcji wzrasta także jej powierzchnia, z której emitowane jest promieniowanie cieplne. Np. gdy Słońce osiągnie fazę czerwonego olbrzyma, Ziemia prawdopodobnie znajdzie się wewnątrz jego atmosfery. Tyle wynika z modelu ewolucyjnego gwiazd o wspomnianej masie. Można zasadnie przyjąć, że wówczas żadni mieszkańcy naszej planety nie będą świadkami takiego zdarzenia, chociaż nastąpi ono za, mniej więcej, 5,0 mld lat. Prawdopodobnie zdążyliby wcześniej ewakuować się w inne rejony Galaktyki. Czyli wcześniej nim odparują ziemskie oceany i zostanie zdmuchnięta warstwa ziemskiej atmosfery. Proces transformacji Słońca do postaci czerwonego olbrzyma trwał będzie około
100 mln lat.
Chyba najbardziej istotnym parametrem gwiazdy jest jej temperatura efektywna.
Chodzi o temperaturę zewnętrznej warstwy atmosfery gwiazdy tzw. fotosfery, która emituje fotony. W przypadku Słońca temperatura ta wynosi ca 5780 K (stopni Kelvina). W oparciu o tzw. stałą słoneczną wyliczono, iż każdy cm2 powierzchni fotosfery Słońca emituje stale 6340 watów, inaczej mówiąc świeci jak 63 żarówki 100-watowe (czyli metr kwadratowy tej powierzchni wysyła tyle energii, ile 630.000 żarówek 100-watowych).
I znowu, w przypadku gwiazdy, dużo to czy mało?
Otóż im bardziej masywna gwiazda (ciągu głównego), tym szybciej i gwałtowniej spala swój wodór. W skrajnych przypadkach czas ten może wynosić około miliona lat, nieco mniej masywne gwiazdy spalają wodór w ciągu kilku lub kilkunastu milionów lat, i tak stopniowo coraz mniej masywne spalają go w okresach liczonych dziesiątki i setki milionów lat. Dla pewnej klasy gwiazd takie interwały liczone są w miliardach lat. W przypadku Słońca jest to ca 10 mld lat, z czego około połowy tego czasu Słońce ma już za sobą.
W tym miejscu wstawiam kursywą fragment dotyczący klasyfikacji gwiazd (niezainteresowani szczegółami tej klasyfikacji mogą go pominąć).
Masywne i bardzo gorące gwiazdy, ale o krótkim okresie życia na ewolucyjnym ciągu głównym, stanowią bardzo nikły odsetek wśród całości populacji gwiezdnej. Najgorętsze temperatury ich fotosfer przekraczają 30.000 K, sięgając do 60.000 lub więcej K. Jasność ich w świetle widzialnym jest dziesiątki i setki tysięcy razy większa od słonecznej, a w przypadku najcięższych i najgorętszych gwiazd klasy LBV (light blue variable) może być nawet miliony razy większa. LBV świecą na niebiesko, bo gros energii (90,0%) wypromieniowują w paśmie nadfioletu, natomiast stanowią jedynie 0,00003% ogółu wszystkich gwiazd. Inaczej mówiąc, bardzo gorąca jasna gwiazda klasy „O”, to jedna gwiazda na około 3 miliony. Masy gwiazd z klasy LBV bardzo znacznie przekraczają masę Słońca(co najmniej 16-krotność masy słonecznej).. Wszystkie one kończą swój stosunkowo krótki żywot w tytanicznych eksplozjach, znanych jako supernowa. A po eksplozji ich resztówki (pozostałości jądra), tworzą zdegenerowane i sprasowane szczątki centralnych partii gwiazdy, w formie gwiazdy neutronowej lub „czarnej dziury”. Pozostałe najbardziej gorące gwiazdy reprezentują zbiór zakresie 8-16 mas Słońca. Wg schematu ewolucyjnego gwiazd, jeśli ich masa przekracza 8 mas słonecznych, wówczas kończą swoją ścieżkę życia w potężnej eksplozji, określanej supernowa. Pozostałością po eksplozji supernowa może być zatem mikroskopijnych rozmiarów degenerat gwiezdny o średnicy rzadko przekraczającej 20 km, w którym ściśnięta została materia o wielkości 3-4 mas słonecznych, tj. gwiazda neutronowa, albo czarna dziura (black hole), o horyzoncie zdarzeń będącym funkcją wielkości masy, która nie została rozproszona w przestrzeni międzygwiezdnej w wyniku eksplozji, ale uległa dalszemu kolapsowi grawitacyjnemu. Przykładowo, gdyby Słońce przy obecnej masie mogło zostać kiedyś czarną dziurą, jej horyzont zdarzeń wynosiłby ca 3,0 km. Ale, by skończyć w gwiezdnym fajerwerku z takim właśnie finałem, Słońce jest na to, co najmniej, 40-krotnie za mało masywne.
Z kolei temperatury fotosfery w zakresie od 10.000 do 30.000 K są charakterystyczne dla jasnych olbrzymów (light giant). Ich masy grupują się w przedziale 3 - 8 mas słonecznych, świecą, mniej więcej, od 30 do 10.000 (lub więcej) razy jaśniej od Słońca w zakresie widma widzialnego. Ich decydująca barwa widmowa to kolor niebiesko-biały, a im są chłodniejsze tym mniejszy jest udział w ich widmie koloru niebieskiego, aż do całkowitego zaniku tej barwy. Odsetek ich w populacji gwiezdnej szacowany jest na 0,13%, czyli jedna gwiazda klasy „B”, na mniej więcej 800, to właśnie jasny olbrzym. Klasę Słońca poprzedzają jeszcze gwiazdy z zakresu od 1,1 do 3 mas słonecznych i temperaturach fotosfery z przedziału 10.000 – 6.000 K oraz barwach od białej do biało-żółtej, zaklasyfikowane w klasach „A” i „F”. Świecą one w zakresie od 1,5 do 30 razy jaśniej od Słońca. Są to najczęściej olbrzymy (te normalne) i podolbrzymy, a ich liczebność to ca 3, 5-4,0% ogółu gwiazd.
I wreszcie klasa Słońca, czyli gwiazdy typu karłów, o masach w granicach 0,8 - 1,1 masy Słońca oraz temperaturach fotosfery z zakresu 6.000 – 5.200 K i jasności z zakresu 0,6 -1,5 słonecznej. Ich częstość występowania to około 7,0 % ogółu populacji gwiezdnej.
Schodząc po skali temperatury i jasności klasyfikujemy jeszcze podkarły (barwa pomarańczowa) oraz czerwone karły, czyli najczęściej gwiazdy klas K oraz M, z czego czerwone karły (M) to ca 70,0% ogółu wszystkich typów gwiazd. Ponadto typ „M” musiał zostać uzupełniony o obiekty gwiezdne wykryte przez nowoczesne systemy penetracji kosmosu, mianowicie - dla najbardziej chłodnych gwiazd z klasy czerwonych karłów - wyodrębniono typ L, zaś dla tzw. karłów metanowych (albo brązowych karłów), czyli obiektów, w których wnętrzu nie może zostać zainicjowana nukleosynteza i świecą wyłącznie pod wpływem prądów konwekcyjnych wytwarzanych wyłącznie przez energię grawitacyjną, zarezerwowano litery „T”oraz „Y”.
Już zupełnie na zakończenie tej wyliczanki dodam, iż jeszcze istnieje klasa „N” dla obiektów, które trudno zakwalifikować do którejś z dotychczas wymienionych klas. Odrębną klasyfikacją została objęta kategoria tzw. białych karłów (white dwarf), czyli końcowego etapu ewolucji gwiazd w typie Słońca (G) oraz typów K, A i F, jak również częściowo typu B oraz dla największych czerwonych karłów typu M, gdy po rozproszeniu atmosfery przez czerwonego olbrzyma, pozostaje martwe, chociaż bardzo gorące, wypalone jądro gwiazdy, czyli biały karzeł. Stygnąc, stopniowo staje się on coraz mniej gorący i coraz mniej biały i kończy jako zimna i czarna kula np. żelaza, o średnicy 20.000 – 30.000 km i masie maksymalnie do 1,4 masy słonecznej. Ta forma agonii gwiazdy zaczyna się jako biały, zaś kończy jako szary/czarny karzeł. Dla określenia tej kategorii zarezerwowano literę „D”. Oczywiście, w przypadku Słońca masa takiej pozostałości stanowiłaby zapewne około połowy masy pierwotnej naszej gwiazdy. Szacuje się, iż białe karły to ok. 10,0 % populacji gwiazd. Natomiast łącznie wymienione typy gwiezdne w klasach K, M i D stanowią prawie 90,0% wszystkich gwiazd w Galaktyce.
Jak już wiemy Słońce jest gwiazdą typu spektralnego G2V, czyli żółtym karłem. Arabskie cyfry wskazują na temperaturę fotosfery oznaczaną w sekwencji malejącej od 0 do 9, w przedziale określonym dla danego typu (klasy) gwiazd. Cyfra 2 oznacza w przypadku gwiazdy typu „G”, iż ma ona temperaturę bliską 6.000 K (górna wartość przedziału).
Rzymskie cyfry oznaczają odpowiednio: I - nadolbrzymy, II – jasne olbrzymy, III – olbrzymy, IV – podolbrzymy, V – karły, VI – podkarły, VII – białe karły. Przykładowo, oznaczenie gwiazdy symbolem G5II oznacza żółtego, jasnego olbrzyma, chłodniejszego od Słońca, ale kilkakrotnie od niego bardziej masywnego i posiadającego wielokrotnie większą średnicę, zatem świecącego nawet tysiąc lub dwa tysiące razy jaśniej.
Ale mimo wskazanych zróżnicowań nadal nie sposób odpowiedzieć na postawione poprzednio pytanie, czy Słońce jest typową gwiazdą. Owszem, jest ono dosyć typowym przypadkiem, ale dla swojego rodzaju (klasy). Jednak uwzględniając wymodelowane graniczne wartości, między którymi powinna się mieścić energia fotonu, aby umożliwić fotosyntezę (a może to być maksymalnie plus – minus 10 procent wielkości obecnej), widzimy, że nawet w zakresie typu widmowego „G”, nie wszystkie gwiazdy zmieściłyby się w takim przedziale. Dokonane oszacowania wskazują, iż ilość gwiazd w Galaktyce spełniających owe wartości graniczne dla energii fotonu mogącej zainicjować fotosyntezę, nie przekracza 3 – 4 procent ich ilości. Rzecz jasna parametr ten jest istotny o tyle, o ile interesuje nas typowość mogąca stanowić przesłankę dla poszukiwania życia biologicznego
w otoczeniu takiego typu gwiazd.
Z tego powodu w oparciu o podobne kryteria postaram się oszacować liczebność gwiazd, które posiadają długi okres stabilnego trwania i są one wystarczająco wydajne energetycznie, jak również posiadają odpowiednie proporcje emisji promieniowania. Ale w ramach wyselekcjonowanych trzech czy czterech procent, gwiazd podobnych do Słońca, konieczne jest uwzględnienie jeszcze innych parametrów, które pozwolą wybrać ze zbiorowości gwiazd najbardziej rokujące pod względem założonych warunków niezbędnych do rozwoju życia biologicznego. Wymienię kilka najbardziej istotnych.
Pierwszy z nich to usytuowanie gwiazdy w Galaktyce. Galaktyka, w której znajduje się Układ Słoneczny, należy do klasy galaktyk spiralnych, i tak się składa, że zalicza się do grupy największych znanych galaktyk tego rodzaju. Jej średnica szacowana jest na około 130 tysięcy lat świetlnych. Stanowi ona olbrzymie skupisko gwiazd, planet z ich księżycami, planetoid, rumowiska skalnego i pyłu oraz obłoków gazu, którego masa jest szacowana na minimum bilion mas słonecznych, zaś ilość gwiazd zawiera się najprawdopodobniej w przedziale od 100 do 200 miliardów. W jej centrum znajduje się masywna „czarna dziura” o masie szacowanej na co najmniej 3 miliony mas słonecznych. Ocenia się również, że w sferze o promieniu 5.000 lat światła od centrum Galaktyki skupionych jest trzy czwarte ogółu ilości gwiazd. To tzw. zgrubienie centralne
i jego bezpośrednia okolica, o których w temacie warunków dogodnych dla rozwoju życia biologicznego możemy zapomnieć. Jest tam gęsto od gwiazd, średni dystans między nimi jest dziesięciokrotnie i więcej razy mniejszy niż w okolicach Słońca. Taki ścisk musi powodować silne zakłócenia stabilności ich orbit, na dodatek jest tam także gęsto od pyłów, obłoków i szczątków umierających gwiazd oraz potężne natężenie twardego promieniowania korpuskularnego, zabójczego dla wszelkich odmian życia. Pozostała jedna czwarta gwiazd rozlokowana jest w ramionach galaktycznych i pomiędzy nimi oraz w tzw. galaktycznym „halo”. Ale wszystkie gwiazdy obiegają wokół centrum galaktyki. Te znajdujące się blisko centrum obiegają je najszybciej, a im dalej, tym wolniej. Ale czym są owe ramiona galaktyczne? Możemy to ocenić oglądając i analizując zdjęcia innych galaktyk spiralnych. Tzw. ramiona spiralne to skupiska złożone z gwiazd, obłoków gazu (głównie wodoru) i pyłów, które podświetlane są, a w efekcie rozgrzewane i jonizowane, przez jasne, gorące nadolbrzymy i olbrzymy. Ramiona galaktyczne są jakby głównymi arteriami miasta rozświetlanymi przez silne lampy uliczne, dlatego stają się widoczne z daleka. Natomiast słabsze gwiazdy to jakby lampy w oknach mieszkalnych, które z dalszej odległości zlewają się w jednolitą świetlną poświatę, a z jeszcze dalszej są w ogóle niewidoczne. Skład i kształt ramion w bardzo długich interwałach czasowych ulega zmianie, gdyż część gwiazd rotuje wokół centrum szybciej, część wolniej, mają one różny kąt nachylenia swojej orbity do płaszczyzny dysku galaktycznego,
i z wielu jeszcze innych powodów ich prędkości nie są takie same. Ale jest pewna odległość od centrum galaktyki, przy której gwiazdy obiegają centrum z prędkością taką, jaką posiada fragment ramienia galaktycznego, którego są lokatorami. Ta specyficzna odległość nazywa się promieniem korotacji. Gwiazda znajdująca się w odległości od centrum galaktyki równej takiemu promieniowi, rotuje z taką samą szybkością, jak ramię w jej okolicach. Czyli, w swoim pasażu wokół centrum galaktycznego, gwiazda nie przechodzi przez to ramię, ani też składniki ramienia nie „wyprzedzają” takiej gwiazdy w jej wędrówce galaktycznej. Tego rodzaju ekskluzywne usytuowanie pozwala gwieździe na długotrwałą stabilną podróż wokół centrum galaktyki. Akurat tak się dzieje w przypadku Słońca. Słońce znajduje się w odległości minimum 27.000 i maksimum 30.000 lat światła od galaktycznego centrum. Wyliczony arytmetycznie promień korotacji dla rozkładu mas w Galaktyce szacowany jest na 28-29 tys. lat światła. Jeśli uwzględnimy grubość ramienia galaktycznego w okolicach Słońca, które wynosi kilka tys. lat światła, wówczas okaże się, że trajektoria orbity słonecznej (wraz z układem planetarnym) względem centrum Galaktyki pokrywa się z obwodem korotacji, określonym przez teoretycznie wyliczoną długość promienia korotacyjnego.
I znowu, można przyjąć (arbitralnie) jeden z szacunków, iż ilość gwiazd znajdujących się w granicach takiego obwodu stanowi kilka procent wszystkich gwiazd w Galaktyce. Dla naszych potrzeb przyjmijmy, iż jest to wskaźnik w granicach minimum 1, a maksimum 10 procent. Niestety, nie wiemy, czy średnia częstość występowania gwiazd w poszczególnych typach widmowych, oszacowana dla całości Galaktyki, jest reprezentatywna dla gwiazd znajdujących się w rozmiarach oszacowanych dla takiego okręgu.
Tak czy siak, jeśli spróbujemy z grubsza określić liczebność interesującego nas przypadku w Galaktyce, wówczas - przyjmując dolne granice oszacowań - mamy 100 mld gwiazd pomnożone przez 3 procent z tytułu selekcji typu widmowego i pomnożone przez jeden procent z tytułu usytuowania wynikającego z parametrów pasa korotacji. Przemnażając przyjęte częstości, ze 100 mld gwiazd pozostaje nadal jeszcze 30 milionów, czyli wciąż względnie dużo, ale przecież na tym nie zakończyliśmy procesu odfiltrowania interesującej nas puli gwiazd.
Drugim kryterium jest wiek gwiazdy w odniesieniu do tempa ewolucji życia biologicznego, takiego jakie znamy. Oznacza to, iż z tego punktu widzenia gwiazda nie może być ani zbyt młoda, ani zbyt stara. Przyjmuje się najczęściej, iż jej wiek powinien zawierać się w przedziale od 3,5 do 7,0 mld lat. Nie znamy dokładnego rozkładu populacji gwiezdnych wg wieku ich składników, zatem zastosujemy najbardziej uproszczony miernik w postaci 1/3 dotychczas oszacowanej ilości gwiazd. Wskaźnik ten zmniejsza interesującą nas pulę do 10 milionów gwiazd.
Trzecia okoliczność jest taka, że najbardziej stabilnymi obiektami zapewniającymi długotrwałe okresy ewolucji są gwiazdy pojedyncze. Obserwacje wskazują, że znacząca większość gwiazd występuje w układach bądź podwójnych lub wielokrotnych, z reguły silnie związanych grawitacyjnie. Dosyć często odkrywamy multipleksy gwiezdne, których poszczególne składniki ujawniane są
w wyniku zastosowania coraz lepszych instrumentów i programów filtrujących. Co oznacza, że jeszcze np. 20 lub 10 lat temu jakiś system gwiezdny był uważany za obiekt pojedynczy, ale rozwój technik obserwacyjnych pozwolił na odkrycie jego innych, nieznanych dotychczas, składników. Wskaźnik szacunkowej oceny częstości układów podwójnych i wielokrotnych dla układów gwiezdnych w Galaktyce wzrósł w ciągu ostatnich trzech dekad z 25,0% do ca 50,0%.
Jeśli pominiemy układy wielokrotne, pozostanie nam w puli 5 milionów gwiazd.
Kolejny czynnik, któremu arbitralnie przypiszę wskaźnik prawdopodobieństwa, związany jest z dosyć luksusowym miejscem Słońca w relacji do pobliskich obiektów kosmicznych, z którego to sąsiedztwa wynikają zazwyczaj kłopoty. Otóż sporo astrofizyków skłania się do poglądu, ze Słońce i okoliczne gwiazdy znajdują się w worku (sferze) rozciągającym się na odległość 100 – 150 lat świetlnych od Słońca, pozbawionym obłoków gazowych, pyłów i innych elementów związanych z narodzinami lub śmiercią gwiazd.
Czyli Słońce i jego system planetarny nie jest usytuowane w warunkach „frontowych” takich procesów ani nawet w ich względnej bliskości. Uważa się, że taki worek, ze względu na jego rozmiary, został wydmuchany dosyć dawno temu w wyniku eksplozji bardzo masywnej gwiazdy (hipernova). Średnia częstość podobnych eksplozji w całej Galaktyce to, mniej więcej, jedna na kilkaset lat, zatem gdyby uwzględnić takie kryterium, prawdopodobieństwo istnienia takich worków w pasie okręgu korotacji nie mogłoby przekraczać 0,1 procenta. Uwzględniając ten wskaźnik pula „naszych” gwiazd w Galaktyce liczyłaby 5 tysięcy obiektów. W takim właśnie stopniu typowe jest Słońce.
Na zakończenie wskażę jeszcze jeden istotny czynnik, który w tego rodzaju szacunkach powinno się uwzględnić. Jest to tzw. wskaźnik metaliczności gwiazdy.
W astronomii wszystkie pierwiastki występujące w widmach gwiazd, poza wodorem i helem, określa się mianem metali. Dotyczy to zwłaszcza zawartości żelaza, a także innych pierwiastków w rodzaju tlenu, neonu, węgla, azotu, krzemu, chromu, siarki, manganu, etc. Zatem wskaźnik metaliczności wskazuje, w jakim stopniu obłok międzygwiezdny, z którego powstała gwiazda, miał w wystarczającej ilości budulec na uformowanie systemu planetarnego wokół niej. Na pewno nie będzie nadmierną przesadą, jeśli taki wskaźnik określimy na 20 procent pozostających w naszej puli przypadków. Pozostało nam w wyniku tak przeprowadzonej filtracji 1000 gwiazd. Obwód korotacyjny, przy arytmetycznej długości jego promienia w wymiarze 29.000 lat światła wynosi dla Galaktyki ca 180.000 lat świetlnych, a Słońce przebywa taką trasę w ciągu ca 230-240 mln lat ziemskich. Jeśli uwzględnimy grubość ramienia spiralnego (kilka tysięcy lat światła), to rozkład tych 1000 gwiazd podobnych morfologicznie do Słońca będzie taki, że średnia odległość między nimi będzie liczona w grubych tysiącach lat świetlnych. Nawet jeśli dokonane oszacowanie zostało zaniżone, np. o rząd wielkości z powodu skumulowanych efektów wynikłych z nadmiernej subiektywności poszczególnych uwarunkowań, to interesująca nas ilość gwiazd zawierałaby się wówczas między liczbami 1000 a 10.000. Reasumując, nawet w olbrzymiej galaktyce wcale niełatwo jest znaleźć gwiazdę o charakterystyce istotnych parametrów zbliżonych do Słońca.
Ale na tym nie kończą się problemy, gdyż oprócz dobrej (dla życia) gwiazdy należy jeszcze znaleźć dobrą (dla życia) planetę, co wcale nie jest zadaniem bardziej łatwym. Przeciwnie, ilość parametrów selekcji jest w takim przypadku znacznie większa. Ale na omówienie tego problemu poświęcam odrębną notkę, którą zatytułowałem „Dlaczego Ziemia?”
Przypisy:
(1) Jasność widoma - (pozorna lub obserwowalna)moc promieniowania gwiazdy lub świecenie (światłem odbitym) innego obiektu, która jest widzialna przez obserwatora ziemskiego (natężenie promieniowania w świetle widzialnym dla ludzkiego oka). Zakres mocy promieniowania widma najjaśniejszych obiektów na ziemskim niebie, mierzonych jasnością widoma zawiera się w nw. wielkościach magnitudo:
Słońce : -26,74
Księżyc (w pełni) : -12,7
Wenus (max.): -4,7
Mars (max.) -2,7
Jowisz -2,5
Merkury (max.) -1,8
Syriusz -1,46
Teoretyczna granica widzialności dla ludzkiego oka wynosi w granicach +6,0 do +6,5 magnitudo.
Na ziemskim niebie sklasyfikowano ponad 9.000 obiektów (głównie gwiazd) o jasności do +6,5 m, z czego około połowy z nich zawiera się w przedziale jasności obserwowanej pomiędzy +6,0 a +6,5 magnitudo;
(2) magnitudo: w skrócie „m” - jednostka miary natężenia odbieranego światła gwiazdy.
Różnica o wielkości 1 stopnia wielkości „m” to różnica jasności mierzona mnożnikiem
w wymiarze: 2,512.
Im niższa wartość posiada miernik magnitudo, tym większe jest natężenie światła (widma obiektu) docierające do obserwatora. Jasność magnitudo dla najjaśniejszych obiektów przyjmuje wartości ujemne.
(3) Jasność absolutna - oznacza taką wielkość jasności ( w zakresie światła widzialnego ) dla danej gwiazdy, jaka była by zmierzona przez obserwatora z odległości 10 parseków, tj. ok. 32,6 lat świetlnych.
Przykładowo dla Słońcawielkość ta wynosi: +4,86m
Np. dla Słońca różnica miedzy jasnością widomą a jasnością absolutną wynosi 31,67 magnitudo, co oznacza różnicę w jasności o wielkości ponad 4 biliony razy.
Gdyby Słońce znajdowało się w odległości 32,6 roku świetlnego od Ziemi, to jego jasność obserwowana wyrażałaby się wielkością ponad 4 biliony razy mniejszą od obserwowanej obecnie. Natomiast gdyby Słońce (lub gwiazda o zbliżonej mocy promieniowania w zakresie światła widzialnego) byłoby oddalone o odległość ok. 75-80 lat światła lub większą, nie byłoby widoczne na sferze niebieskiej nieuzbrojonym okiem;
Jasność absolutna najjaśniejszych znanych gwiazd przekracza -13m
Komentarze