Każdy wie, że gwiazdy świecą dzięki reakcjom termojądrowym zachodzącym w ich wnętrzach. Jest to, oczywiście, święta prawda. Ale...
Przyjrzyjmy się (bardzo pobieżnie) całemu życiu gwiazdy. Obiekt taki powstaje z zagęszczenia materii międzygwiazdowej, która składa się głównie z wodoru, czyli protonów i elektronów. Gdy temperatura we wnętrzu kurczącej się protogwiazdy stanie się wystarczająco wysoka, atomy wodoru ulegają jonizacji (elektrony odłączają się od protonów). Kiedy w środku gwiazdy zrobi się naprawdę gorąco (temperatura osiągnie wartość rzędu 10 milionów kelwinów), rozpoczynają się reakcje jądrowe przekształcające cztery protony w jedno jądro atomu helu. Wydzielana w nich energia staje się źródłem świecenia gwiazdy. Gdy wodór w środkowych częściach gwiazdy ulegnie wyczerpaniu, zaczynają zachodzić reakcje przekształcające hel w węgiel i tlen (ewentualnie także w neon i magnez).
Jeżeli początkowa masa gwiazdy była większa niż 10 mas Słońca, to reakcje jądrowe na tym się nie kończą. Powstają jeszcze cięższe pierwiastki, aż do żelaza włącznie. Gdy jądro gwiazdy jest już całe z żelaza, reakcje jądrowe muszą ustać, gdyż nie wydzielałyby one energii, ale odwrotnie – wymagałyby jej dostarczania. Deficyt energii musi prowadzić do gwałtownego kolapsu żelaznego jądra, którego skutkiem jest rozerwanie zewnętrznych warstw gwiazdy w spektakularnym wybuchu supernowej. Z jądra tworzy się obiekt zwany gwiazdą neutronową, gdyż żelazo rozpada się na luźne neutrony w procesie tzw. fotodezintegracji, i to one stanowią główny budulec obiektu.
No dobrze, ale przecież stan energetyczny protonów (z których gwiazda jest zbudowana na początku ewolucji) niewiele różni się od stanu energetycznego neutronów (z których obiekt zbudowany jest na końcu). A przez całe swoje życie gwiazda świeciła, wybuchała itd., co przecież wymagało ogromnych ilości energii! Skąd się ta energia wzięła?
Oczywiście – z grawitacji! Grawitacyjna energia potencjalna gwiazdy neutronowej jest znacznie mniejsza (znacznie bardziej ujemna) niż energia potencjalna początkowej gwiazdy. Per saldo, to właśnie grawitacja płaci cały rachunek. W trakcie ewolucji gwiazdy energia jądrowa jest tylko „wypożyczana”, a na końcu – zwracana.
Ot, ciekawostka taka, którą jako pierwsi zauważyli bodajże radzieccy astrofizycy Jakow Zeldowicz i Igor Nowikow. W sumie nie ma w niej nic nadzwyczaj odkrywczego, ale nie jestem pewien, czy każdy zdaje sobie z niej sprawę, dlatego postanowiłem o tym tutaj napisać.
Powyższy wniosek nie jest słuszny dla gwiazd o masach początkowych mniejszych niż 10 mas Słońca. One kończą żywot jako białe karły zbudowane z węgla, tlenu, neonu i magnezu (w proporcjach zależnych głównie od masy początkowej). W ich przypadku wydzielona energia jądrowa nie jest im zwracana.
PS. Wszystkich zainteresowanych, zamieszkałych w Warszawie i okolicach, zapraszam na prelekcję z cyklu Spotkania z kosmosem pt. Słońce – nasza gwiazda. Prelekcja odbędzie się 7 czerwca (wtorek) o godz. 18:00 w Domu Kultury PRAGA, Warszawa, ul. Dąbrowszczaków 2.
