Kategorie
Kosmologia

Światy unieruchomione

Światy unieruchomione

Im większa masa gwiazdy, tym szybciej się ona spala i tym jaśniej świeci. Astronomowie klasyfikują większość zwykłych gwiazd, leżących na ciągu głównym gwiazd, opisując je literami. Klasyfikacja zaczyna się od największych, najjaśniejszych i najgorętszych, a kończy na najmniejszych, najciemniejszych i najzimniejszych. Gwiazdy oznaczone są literami O, B, A, F, G, K i M. Każdy z podanych typów dzieli się dalej na podtypy określone cyframi od 0 do 9, gdzie najjaśniejszej gwieździe przypisuje się 0, a najciemniejszej 9. A zatem gwiazda GO znajduje się szczebel niżej od F9, a G9 – szczebel wyżej niż KO. Gwiazdy typu A, takie jak Syriusz, są rozżarzone do białości; gwiazdy typu F, na przykład Procjon, mają kolor żółtobiały; gwiazdy typu G, a więc Słońce lub alfa Centauri A, są żółte; gwiazdy typu K, takie jak epsilon Eridani i epsilon Indi, mają kolor pomarańczowy; natomiast typu M, reprezentowane przez Proxima Centauri i Gwiazdę Barnarda, są czerwone. Gwiazdy typu O i B są niebieskie oraz białoniebieskie i spalają się tak szybko i w takiej temperaturze, że prawdopodobnie nie stwarzają warunków do uformowania nadających się do zamieszkania planet. Cała reszta jest potencjalnym siedliskiem życia.

Ponieważ Słońce, będące gwiazdą typu G2, zajmuje miejsce blisko środka klasyfikacji, ludzie często uznają je za typową gwiazdę.

Stwierdzenie takie jest mylne. Gdybyśmy przyjrzeli się gwiazdom w naszej Galaktyce, odkrylibyśmy, że 10% z nich to białe karły (to znaczy nie należące do opisanych gwiazd ciągu głównego), 70% gwiazd należy do typu M, 15% do K, 3% do G (z czego tylko 3% zawiera się w kategoriach od G3 do G9 – czyli są chłodniejsze od Słońca), a pozostałe 2% to gwiazdy typów O, B, A i F. Innymi słowy, 97% gwiazd jest ciemniejszych od Słońca, w tym 95% to gwiazdy znacznie słabiej świecące niż Słońce. Należy więc ono do największych i najjaśniejszych 3% gwiazd Galaktyki. A zatem nie jest z całą pewnością gwiazdą typową.

Gwiazdy masywne są jaśniejsze niż gwiazdy małe, nie tylko ze względu na rozmiary, ale również z uwagi na potężniejszą grawitację, która powoduje kompresję materii, a zatem przyspiesza reakcje termojądrowe zachodzące w ich wnętrzu. Dla gwiazd o masie równej masie Słońca i większych całkowitą moc promieniowania, a więc i jasność, oblicza się, biorąc masę gwiazdy do czwartej potęgi, natomiast jasność mniejszych gwiazd określa kwadrat ich masy. Z tego wynika, że w miarę zmniejszania się masy gwiazdy jej moc spada w znacznie szybszym tempie niż jej siła ciążenia.

Przyjrzyjmy się Gwieździe Barnarda, która jako czerwony karzeł typu M5 rzeczywiście jest gwiazdą średnią. Ma masę równą 15% masy Słońca, ale jej moc promieniowania wynosi zaledwie 0,044% mocy Słońca. Żeby jakaś planeta otrzymywała taką samą ilość światła od Gwiazdy Barnarda co Ziemia od Słońca, musiałaby obiegać gwiazdę w odległości 0,02 jednostki astronomicznej (3 miliony kilometrów). Przy takiej odległości przyciąganie grawitacyjne gwiazdy byłoby jednak 375 razy silniejsze niż to, które Słońce wywiera na Ziemi. W rezultacie każda planeta znajdująca się na tyle blisko Gwiazdy Barnarda, by otrzymywać wystarczającą dawkę światła do wytworzenia warunków umożliwiających powstanie życia, nie mogłaby się obracać wokół własnej osi (odnosi się to do każdej gwiazdy typu M – czerwonego lub białego karła). Innymi słowy, planeta okrążałaby gwiazdę stale zwrócona w jej kierunku, podobnie jak Księżyc nieustannie kieruje się jedną stroną ku Ziemi. Planeta mogłaby uniknąć takiego losu, gdyby miała ogromny księżyc lub gdyby sama była satelitą jakiegoś większego ciała.

Czerwone i białe karły typu M stanowią około 80% wszystkich gwiazd. A zatem w ośmiu przypadkach na dziesięć te ich planety, które potencjalnie nadawałyby się do zamieszkania, nie będą się obracały.

To poważny problem, ponieważ w takiej sytuacji tylko jedna strona planety będzie mogła otrzymywać ciepło i światło od swojej gwiazdy, rozgrzewając się do wysokiej temperatury. Natomiast jeśli weźmiemy pod uwagę planetę znajdującą się w dużej odległości od gwiazdy, na jej jasnej stronie napotkamy wprawdzie warunki umiarkowane, ale jej ciemna strona będzie tak zimna, że spowoduje zamarznięcie całej atmosfery.

Możemy poradzić sobie z tym problemem na dwa sposoby. Najprostszy polega na użyciu orbitujących ekranów słonecznych lub zwierciadeł. Jeśli chodzi o planetę, która jest stale zwrócona jedną stroną ku gwieździe, możemy po prostu umieścić na jej orbicie ekran słoneczny, którego czas obiegu równałby się pożądanej długości doby. Ekran znajdowałby się stosunkowo blisko planety, a więc w przeciwieństwie do omawianego wcześniej ekranu słonecznego umieszczonego w punkcie L1 między Wenus a Słońcem miałby rozmiary planety (w wypadku Wenus ekran byłby dwukrotnie większy od planety). Natomiast na planecie, na której po oświetlonej stronie panują warunki umiarkowane, lecz ciemna strona jest zbyt zimna, musielibyśmy ustawić zwierciadło unoszone przez ciśnienie światła słonecznego („statyt”, wynaleziony przez Roberta Forwarda i omawiany w Czasie Marsa) tak, by odbijało światło słoneczne ku ciemnej półkuli planety.

Dodaj komentarz

Twój adres email nie zostanie opublikowany. Pola, których wypełnienie jest wymagane, są oznaczone symbolem *