500 sekund 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 ziemskiego, 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 metra od Słońca, wówczas odległość w tej samej skali do najbliższej gwiazdy wyniosłaby prawie 270 km. Ale ta najbliższa sąsiadka jest dla naszych obecnych możliwości nieosiągalna. Podróż w jedną stronę zajęłaby statkowi kosmicznemu wysłanemu z Ziemi nie mniej niż kilkanaście tysięcy lat ziemskich. Musiałby to być lot inercyjny, gdyż nie mamy możliwości zabrania stosownej ilości paliwa na przebycie takiego dystansu. Pomijam w tym miejscu kwestię, że raczej nie warto byłoby wysyłać ekspedycji do sytemu gwiezdnego tej najbliższej, bo Proxima (składnik C systemu gwiezdnego alfy Centaura) świeci w oczach ziemskiego obserwatora mniej więcej 18 tysięcy razy słabiej niż Słońce. Natomiast jej wydajność energetyczna (ilość emitowanej energii w jednostce czasu stanowi 1/600 słonecznej (0,00167). Co oznacza, iż Proxima to chłodny, czerwony karzeł, niezbyt masywny (12 procent masy Słońca), który świecąc tak słabo, nie jest dostrzegalny gołym okiem. Ani nawet przez sporą lunetę. Po to żeby zarejestrować jego widmo potrzeba profesjonalnego teleskopu. A Proxima nie jest wcale najsłabszą ze znanych gwiazd w okolicy Słońca (przyjmijmy, że „okolicą” jest odległość nie większa niż 12 lat świetlnych). To dowód, że nie wszystkie gwiazdy są takie same. Podobna różnorodność typów odnosi się do planet, do ich księżyców, jak też rozmaitych skupisk gwiazd, w tym galaktyk.

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 okazuje się warunkiem niezbędnym 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. Taka struktura widma słonecznych fotonów powoduje, że mogą one inicjować procesy fotosyntezy.

Proporcja poszczególnych rodzajów wyemitowanego promieniowania wg zakresu częstotliwości, zależna jest, m.in., od temperatury fotosfery gwiazdy. Znajomość wartości tej temperatury pozwala na określenie typu ewolucyjnego gwiazdy oraz jej masy.

A więc jaką gwiazdą jest nasze Słońce, czy przeciętną, podobną jak dziesiątki, a nawet setki miliardów gwiazd w naszej Galaktyce, czy też może jest okazem szczególnym, niezbyt często spotykanym? W tym miejscu warto uświadomić sobie, że wiedza o tym, jaki mechanizm odpowiada za to, że gwiazdy świecą, liczy dopiero około 100 lat. Dopiero gdy poznaliśmy ten mechanizm, mogliśmy zbudować modele dróg ewolucyjnych dla poszczególnych typów gwiazd, w tym również dla Słońca. Dotychczas poznaliśmy widma na tyle wystarczająco dużej ilości gwiazd, iż pozwoliło to 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 tylko dwudziestowiecznych.

Od początku XX wieku do jego 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. W tym miejscu koniecznie trzeba wymienić pionierską pracę Annie Jump Cannon, która wprowadziła do dzisiaj stosowaną systematyzację klas widmowych, które są oznaczone literami: O, B, A, F, G, M, które 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 astrofizyków z obserwatorium Yerkes’a w Williams Bay nad jeziorem Geneva (Wisconsin, USA), czyli Williama Morgana, Philippa Keenana i Edith Kellman. I właśnie ta ostatnia klasyfikacja obowiązuje współcześnie, oczywiście wraz z sukcesywnie wprowadzanymi modyfikacjami.

Ale nie miejsce tutaj na rozwijanie opowieści o historii poznawania całego spektrum typów gwiezdnych, o podejmowanych próbach ich klasyfikacji, bo to jest temat na oddzielny tekst, a właściwie książkę. A książki o podobnej tematyce zostały już, rzecz jasna, napisane przez kompetentnych autorów. Toteż, miarkując „wedle stawu grobla”, spróbuję w niniejszej notce odpowiedzieć, czy takie gwiazdy jak Słońce stanowią regułę, czy może raczej wyjątek w Galaktyce. Naszą galaktykę piszę z dużej litery (Galaktyka), żeby było jasne, że chodzi o galaktykę Drogi Mlecznej (Milky Way).

Ale odpowiedź na postawione pytanie nie będzie ani łatwa, ani jednoznaczna, nawet według aktualnego stanu wiedzy astrofizycznej.

Na początek 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 minus 28,74 magnitudo oraz jasności absolutnej plus 4,83 magnitudo.

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):       -12,70
Wenus (max.):            - 4,70
Mars (max.):               - 2,70
Jowisz:                        - 2,50
Merkury (max):          - 1,80
Syriusz:                       - 1,46

Teoretyczna granica widzialności dla ludzkiego oka zawiera się w granicach od +6,0 do +6,5 magnitudo. Na ziemskim niebie sklasyfikowano mniej więcej 10 000 obiektów (głównie gwiazd) o jasności do +6,5 m, z czego około połowa z nich znalazła się w przedziale jasności obserwowanej pomiędzy +6,0 a +6,5 magnitudo;

magnitudo; w skrócie „mag.”, to jednostka miary natężenia odbieranego światła gwiazdy (lub innego obiektu). Różnica o wymiarze 1 stopnia „mag.” wyraża się w różnicy jasności przeliczanej mnożnikiem równym 2,512. Im niższą wartość posiada magnitudo, tym większe jest natężenie światła (widma obiektu) docierające do obserwatora. Wielkość magnitudo dla najjaśniejszych obiektów przyjmuje wartości ujemne i może przekraczać liczbę 12 ( np. -12,5 mag.)

jasność absolutna - oznacza taką wielkość jasności (w zakresie światła widzialnego) dla danej gwiazdy, jaka byłaby zmierzona przez obserwatora z odległości 10 parseków, tj. ok. 32,6 lat świetlnych. W przypadku Słońca wartość jasności absolutnej wynosi + 4,86 mag., co oznacza, iż dla Słońca różnica między wartością jasności widomej, a wartością jasności absolutnej wynosi 31,67 magnitudo. Po przeliczeniu ww. różnicy według współczynnika „mag.”,  jasność Słońca obserwowana z takiego dystansu miałaby wartość ponad 4 biliony razy mniejszą od obserwowanej obecnie. Gdyby natomiast gwiazda o podobnej mocy promieniowania w zakresie światła widzialnego do Słońca, była oddalona od obserwatora ziemskiego na odległość 65 -75 lat świetlnych, nie byłaby dlań widoczna (nieuzbrojonym okiem).

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 już jest świat wielkości stricte „astronomicznych” (2*10^27 ton). Ale czy w przypadku gwiazdy  taka masa jest duża czy mała? Wypada umiejscowić ten parametr odnoszący się do 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.

Otóż wspomniane szacunki na koniec XX stulecia wskazują, że około 3,0% gwiazd w Galaktyce posiada masy wyższe od Słońca, kolejne 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 ten pułap. 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 8,5 procent masy Słońca, czyli gwiazda 12 razy lżejsza ma jeszcze masę (a z tym związane temperaturę i ciśnienie w jądrze) wystarczającą na zainicjowanie procesu nukleosyntezy (zapalenie wodoru w jądrze gwiazdy). Czyli taki olbrzym planetarny jak Jowisz, musiałby być ok. 75-80 razy bardziej masywny, aby móc przekształcić się w 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 wówczas, 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 może znaleźć się bardzo blisko jego atmosfery. Tak wynika z modelu ewolucyjnego gwiazd o wspomnianej masie. Można zasadnie przyjąć, że wówczas żadni mieszkańcy naszej planety nie będą świadkami takiego zdarzenia, chociaż wydarzy się ono za, mniej więcej, 5,0 mld lat. Być może mieszkańcy Ziemi zdołaliby wcześniej, nim odparują ziemskie oceany i zostanie zdmuchnięta warstwa ziemskiej atmosfery, ewakuować się w inne rejony Galaktyki. I znowu, zgodnie ze wspomnianym modelem ewolucji dla tego typu gwiazd, proces transformacji Słońca do postaci czerwonego olbrzyma trwałby 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. Obrazowo, choć w dużym uproszczeniu rzecz ujmując, 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, 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 appendix na końcu notki znajduje się opis klasyfikacji rodzajowej gwiazd
(niezainteresowani takimi szczegółami mogą go pominąć).

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). Natomiast cyfry rzymskie 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 ze względu na rozmiar fotosfery, świecącego nawet 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 (możemy założyć, iż jest to plus – minus 10 procent wielkości obecnej), 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 (w postaci jakiej ją znamy), 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 wariancie „druga Ziemia”)  w otoczeniu takiego typu gwiazd.

Z tego powodu w oparciu o podobne kryteria spróbuję dokonać oszacowania liczebność gwiazd, które posiadają długi okres stabilnego trwania i są  wystarczająco wydajne energetycznie, jak również posiadają odpowiednie proporcje emisji promieniowania. Ale w ramach trzech czy czterech procent wyselekcjonowanych 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 z nich.

Pierwszy 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 aktualnie na około 130 tysięcy lat świetlnych. Stanowi ona olbrzymie skupisko gwiazd, planet z ich księżycami, planetoid, rumowiska skalnego i pyłu oraz obłoków gazu, którego łączna masa jest oszacowana na minimum bilion mas słonecznych, zaś ilość gwiazd zawiera się najprawdopodobniej w przedziale od 100 do 200 miliardów, choć zapewne bliżej tej wyższej wartości. W jej centrum znajduje się masywna „czarna dziura” o masie szacowanej na co najmniej 4 miliony mas słonecznych. Ocenia się również, że w sferze o promieniu do 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 lub 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 domów mieszkalnych, które z dalszej odległości zlewają się w jednolitą świetlną poświatę, a z jeszcze dalszej stają się 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 zbliżoną do tej, jaką posiada fragment ramienia galaktycznego, którego są lokatorami.

Ta specyficzna odległość nazywa się promieniem korotacji. Gwiazda znajdująca się w odległości od centrum galaktyki zbliżonej do ww. promienia, rotuje z podobną szybkością, jak ramię w jej okolicach. Czyli że gwiazda w swoim pasażu wokół centrum galaktycznego nie przechodzi zbyt często 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. Znajduje się ono 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 drogi słonecznej (wraz z układem planetarnym) względem centrum Galaktyki pokrywa się z obwodem korotacji, określonym przez teoretycznie wyliczoną długość promienia korotacyjnego dla większości tej drogi. I znowu, przyjmuję szacunkowo (i arbitralnie), 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 oszacowana dla całości Galaktyki, średnia częstość występowania gwiazd w poszczególnych typach widmowych jest reprezentatywna dla gwiazd znajdujących się w rozmiarach oszacowanych dla promienia korotacji.

Tak czy siak, jeśli spróbujemy z grubsza określić liczebność interesującego nas przypadku w Galaktyce, wówczas – przyjmując tymczasowo dolne granice oszacowań - mamy 100 mld gwiazd pomnożone przez 3 procent z tytułu selekcji typu widmowego, pomnożone przez jeden procent z tytułu usytuowania w pasie korotacji. Przemnożenie założonych częstości spowoduje, iż ze 100 mld gwiazd pozostanie ich nadal ca 30 milionów, czyli wciąż względnie dużo. Ale na tym proces selekcji jeszcze nie został zakończony.

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 wielkość do 10 milionów gwiazd.

Trzecia okoliczność jest taka, że najbardziej stabilnymi obiektami zapewniającymi długotrwałe okresy ewolucji są gwiazdy pojedyncze. Obserwacje wskazują, że większość gwiazd występuje w układach bądź podwójnych lub wielokrotnych, z reguły silnie związanych grawitacyjnie. Dosyć często spotykamy multipleksy gwiezdne, których 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 więc pominiemy układy podwójne i 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 część astrofizyków skłania się do poglądu, że Słońce oraz okoliczne gwiazdy znajdują się w „worku” rozciągającym się na odległość od Słońca, mniej więcej na 100 – 150 lat świetlnych, pozbawionym obłoków gazowych, pyłów i innych akcesoriów związanych ze śmiercią lub narodzinami gwiazd. Czyli Słońce i jego system planetarny nie jest usytuowane w warunkach „frontowych” takich procesów ani nawet w ich względnej bliskości. Taki worek, ze względu na jego rozmiary, został wydmuchany dosyć dawno temu w wyniku eksplozji bardzo masywnej gwiazdy (suprnova/hipernova). Średnia częstość podobnych eksplozji w całej Galaktyce to, mniej więcej, jedna na kilkaset lat, zatem gdyby uwzględnić ww. kryterium, prawdopodobieństwo istnienia podobnych worków w pasie korotacji nie powinno przekroczyć 0,1 procenta. Uwzględniając ten wskaźnik pula „naszych” gwiazd w Galaktyce zmalałaby do ca 5 tysięcy. W takim właśnie stopniu typowe jest Słońce.

Jako ostatni 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 selekcji 1000 gwiazd. Obwód korotacyjny, przy arytmetycznej średniej długości jego promienia w wymiarze 28.000 lat światła wynosi dla Galaktyki ca 176.000 lat świetlnych. Jeśli przyjmiemy, iż szerokość pasa korotacji wynosi ca trzy tysiące lat światła, wówczas objętość, w której rozproszone byłyby interesujące nas gwiazdy, wynosiła by 400 milionów kubicznych lat świetlnych. Gdybyśmy tę objętość przedstawili w postaci sześcianu, miałby on bok o długości 740 lat świetlnych, zaś przekątna, łącząca w takim sześcianie przeciwległe wierzchołki, mierzyłaby ca 1280 lat świetlnych.

Nawet w przypadku, jeśli dokonane oszacowanie liczby gwiazd zostało zaniżone przez zastosowanie kolejnych filtrów selekcyjnych, czyli z powodu skumulowania się efektów wynikłych
z nadmiernej subiektywności poszczególnych założeń, przyjmijmy że  o rząd wielkości, to interesująca nas ilość gwiazd zawierałaby się wówczas między liczbami 1000 a 10 000. Gwiazdy te rozrzucone na oszacowanej objętości przestrzeni znajdowałyby się w uśrednionej odległości od siebie, którą mierzymy w setkach lub tysiącach lat świetlnych.

Reasumując, nawet w olbrzymiej galaktyce niełatwo jest znaleźć gwiazdę, która wg charakterystyki istotnych parametrów, będzie podobna do Słońca.

Ale na tym nie kończą się problemy, gdyż oprócz gwiazdy należy jeszcze znaleźć przydatną dla życia biologicznego planetę, co wcale nie jest zadaniem łatwiejszym. Również w takim przypadku ilość parametrów selekcyjnych jest znaczna i w każdym przypadku będzie określona arbitralnie.

Zagadnienie parametrów dla takiej planety przedstawiłem, w dwóch poprzednich notkach na przykładzie Ziemi (linki poniżej).

http://stanislaw-orda.szkolanawigatorow.pl/lepiej-trzymac-sie-ziemi

http://stanislaw-orda.szkolanawigatorow.pl/ale-dlaczego-wasnie-ziemia

 

Appendix

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 K. Jasność ich w świetle widzialnym jest dziesiątki i setki tysięcy razy większa od słonecznej, a w przypadku najcięższych i najgorętszych gwiazd klasy „O”, np. LBV (light blue variable) lub ich podtypu W-R (Wolffa-Rayeta) może być nawet miliony razy większa. LBV i W-R 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 „O” bardzo znacznie przekraczają masę Słońca (co najmniej 16-krotność masy słonecznej). Wszystkie one kończą swój stosunkowo krótki żywot w tytanicznych eksplozjach, znanych jako supernowa (hipernova). Po eksplozji ich resztówki (pozostałości jądra), tworzą zdegenerowane i sprasowane szczątki gwiazdy, w formie gwiazdy neutronowej lub „czarnej dziury”. Mniej 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. Aby skończyć w gwiezdnym fajerwerku z takim właśnie finałem, Słońce posiada 40-krotnie za małą masę.

Z kolei temperatury fotosfery w zakresie od 10.000 do 30.000 K są charakterystyczne dla jasnych olbrzymów (light giant), czyli gwiazd klasy „B”, Ich masy grupują się w przedziale 3 - 8 mas słonecznych, świecą, mniej więcej, od 30 do 10.000 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 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 „G”, klasa którą reprezentuje Słońce, czyli żółte gwiazdy, najczęściej w typie karłów, o masach w granicach 0,8 - 1,1 masy Słońca oraz temperaturach fotosfery z zakresu 6.000 – 5.200 K oraz 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 - gwiazdy klasy „K” (pomarańczowa barwa widma). Ostatnim rodzajem gwiazd ciągu głównego jest klasa M, czyli gwiazdy o najbardziej chłodnej fonosferze, co oznacza czerwony kolor ich widma. W klasie „M” występują zarówno olbrzymy jak i karły , ale największy ich odsetek to czerwone karły stanowiące ca 70,0% pośród ogółu wszystkich typów gwiazd. Poza typem „M” musiano stworzyć jeszcze inne rodzaje klas gwiezdnych, czyli ich katalog jest uzupełniany o obiekty gwiezdne wykryte przez nowoczesne systemy penetracji kosmosu. I tak dla najbardziej chłodnych gwiazd z klasy czerwonych karłów - wyodrębniono typ L, zaś dla brązowych karłów (karłów metanowych, 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 – D (white dwarf), czyli końcowego etapu ewolucji gwiazd w typie Słońca (G) oraz typów K, A i F, jak również częściowo typu B oraz dla czerwonych nadolbrzymów i olbrzymów 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.

******

Wykaz moich notek na portalu "Szkoła Nawigatorów" pod linkiem:

http://stanislaw-orda.szkolanawigatorow.pl/troche-prywaty      

 

 

---

tagi: galaktyka  

	stanislaw-orda
	29 marca 2019 23:32

1     1619    8 zaloguj sie by polubić