Wojciech Dziembowski

Pod koniec piątej dekady ubiegłego stulecia stan astrofizyki był podobny do stanu biologii przed Darwinem. Astronomowie dysponowali już bogatą wiedzą o gwiazdach, ale nie potrafili jeszcze uporządkować ich w hierarchii wieku. Nie znali też odpowiedzi na pytania o przeszłość i przyszłość Słońca, chociaż znana była już wtedy poprawna odpowiedź na pytanie o źródło jego energii.

W swym podstawowym kształcie teoria ewolucji gwiazd powstała w następnych dwóch dekadach. Pomógł w tym postęp w fizyce atomowej i jądrowej, a także w narzędziach obliczeniowych. Pojawiły się komputery, za pomocą których zaczęto konstruować numeryczne modele gwiazd. Opisane zostały kolejne fazy życia gwiazd, od ich uformowania się z obłoku materii do powolnego umierania jako stygnące białe karły lub, przy dostatecznie dużych masach, wybuchu jako gwiazdy supernowe. Przy okazji udzielono odpowiedzi na pytanie o pochodzenie pierwiastków chemicznych, która w zasadniczej części pozostaje ważna po dziś dzień. Stworzone zostały narzędzia do datowania gwiazd i systemów, w których występują. Osiągnięto bardzo wiele środkami, które z dzisiejszej perspektywy wydają się nader skromne. Wśród astronomów związanych z najważniejszymi dokonaniami tamtego dwudziestolecia jest doktor honorowy Uniwersytetu Wrocławskiego, profesor Bohdan Paczyński, autor m.in. klasycznych prac poświęconych ewolucji gwiazd w ciasnych układach podwójnych.

Od początku lat siedemdziesiątych trwa mozolne poprawianie i uzupełnianie teorii. Najważniejsze nierozwiązane problemy teorii ewolucji gwiazd dotyczą procesów transportu produktów reakcji jądrowych. Odpowiedź jest ważna m.in. dla powiązania danych spektroskopowych o składzie chemicznym atmosfer z procesami zachodzącymi we wnętrzach. Standardowo, transport pierwiastków związany z przepływem gazu opisuje się w sposób przybliżony, nie wymagający odejścia od założonej symetrii sferycznej. Wpływ ruchu obrotowego i pola magnetycznego nie jest w ogóle brany pod uwagę. Cena rezygnacji z tych uproszczeń, wystarczających na pewnym poziomie dokładności, jest bardzo wysoka. Dopiero od niedawna prowadzi się trójwymiarowe symulacje przepływu gazu we wnętrzach gwiazd. Obserwacje astronomiczne, a w tej dziedzinie nastąpił największy postęp, dostarczyły nam wskazówek dotyczących nierozwiązanych problemów, ale też i nowych wyzwań dla teorii. Na przykład wiele danych dotyczących zmienności gwiazd ciągle czeka na interpretację.

Są też takie, dziś intensywnie badane problemy, nad którymi jeszcze do niedawna w ogóle się nie zastanawiano. Należy do nich ewolucja gwiazd neutronowych, powstałych w wyniku wybuchu supernowych oraz ewolucja pierwszego pokolenia gwiazd tworzonych z gazu, w którym nie było jeszcze ciężkich pierwiastków. Jest też zadanie dla fizyki gwiazd związane z najważniejszym bodaj pytaniem współczesnej astronomii i fizyki o naturę ciemnej materii, która stanowi ok. 80% całej materii Wszechświata. To zadanie polega na modelowaniu skutków rozpadu ciemnej materii we wnętrzach gwiazd.

Historia badań Słońca przebiegała inaczej niż innych gwiazd. Za jej początek można uznać odkrycie plam słonecznych przez Galileusza. Interpretacja tego zjawiska od samego początku wymagała odejścia od kanonów niezmienności i symetrii sferycznej. Plamy są jednym z przejawów aktywności magnetycznej, która, po dziś dzień, stanowi główny przedmiot badań heliofizyki. Pole magnetyczne ogromnie wzbogaca fizykę zjawisk makroskopowych i komplikuje ich modelowanie.

Rejestrowanie i interpretacja przejawów aktywności magnetycznej innych gwiazd to względnie nowa dziedzina badań, wiążąca się z przełomem w metodach pomiarów w astronomii, jaki dokonał się na początku lat siedemdziesiątych minionego stulecia. Dzięki tym badaniom dowiedzieliśmy się, że Słońce, chociaż zużyło dopiero mniej niż połowę swojego zapasu energii jądrowej, czas dużej aktywności magnetycznej ma już dawno za sobą.

Obserwacje ze sztucznych satelitów pozwoliły na usunięcie ograniczeń wynikających z nieprzezroczystości atmosfery ziemskiej dla promieniowania elektromagnetycznego w zakresie podczerwieni, nadfioletu i fal rentgenowskich. Elektroniczne detektory zastąpiły klisze fotograficzne i fotopowielacze, co umożliwiło rejestrowanie zmian jasności gwiazd na poziomie ułamka promila. Spektrografy nowej generacji umożliwiły wyznaczanie ruchów o prędkościach rzędu centymetrów na sekundę. Mierzenie tak słabych sygnałów jest ważne dla sejsmicznego sondowania gwiazd, do czego wrócę, i dla wykrywania obiegających je planet.

Dane o gwiazdach w nadfioletowej części widma spowodowały najważniejszą dotąd zmianę w teorii ewolucji gwiazd. Odkrycie szybkich wypływów materii z gorących gwiazd masywnych spowodowało konieczność odejścia od założenia o niezmienności ich mas. Ewolucja gwiazd masywnych jest stale bardzo aktualnym tematem badań. Takie gwiazdy wybuchają jako supernowe i dlatego decydują o ewolucji chemicznej materii we Wszechświecie. Z kolei obserwacje w dziedzinie podczerwieni pozwoliły na poznanie okoliczności tworzenia się gwiazd w gęstych obłokach materii międzygwiazdowej.

Dla badań aktywności magnetycznej Słońca najważniejsze stały się pomiary promieniowania w dziedzinie rentgenowskiej. Chociaż tylko znikoma część energii emitowanej przez Słońce przypada na tę część widma elektromagnetycznego, to jednak zmiany w niej zachodzące w 11-letnim cyklu aktywności są największe. Promieniowanie rentgenowskie powstaje w koronie, najbardziej zewnętrznej i niespokojnej części Słońca. Najwyższe temperatury osiągane są nie w jego centrum, gdzie w żółwim tempie zachodzą reakcje termojądrowe, ale w rozbłyskach korony.

O tym, że temperatura gazu w koronie słonecznej przewyższa znacznie temperaturę atmosfery, wiedziano od dawna i od dawna poszukiwano mechanizmu odpowiedzialnego za grzanie korony. Ten problem do dziś nie jest w pełni rozwiązany, ale nie ma wątpliwości, że pole magnetyczne jest ostatecznym źródłem wydzielanego ciepła. Pole magnetyczne rządzi też wszystkimi gwałtownymi zjawiskami, które obserwuje się w koronie słonecznej, w tym rozbłyskami. Badanie tych zjawisk jest jednym z niewielu zadań współczesnej astronomii o praktycznym znaczeniu, a jego znaczenie poznawcze przekracza zakres heliofizyki. Podobne zjawiska obserwuje się bowiem w wielu innych gwiazdach, a być może także w aktywnych jądrach galaktyk.

Niemal żadne promieniowanie elektromagnetyczne nie dociera do Ziemi z warstw Słońca leżących głębiej niż 1000 km pod atmosferą. Inaczej jest z neutrinami wytwarzanymi w procesach jądrowych, zachodzących w głębokim wnętrzu. Pomiar strumienia neutrin słonecznych był pomyślany jako krytyczny test teorii wewnętrznej budowy Słońca i podobnych mu gwiazd. Zmierzony na początku lat 70. strumień okazał się mniej więcej trzykrotnie niższy od przewidywanych przez modele. Ta rozbieżność, interpretowana przez niektórych jako porażka tej teorii, została wyjaśniona na początku lat 90. jako wynik zamiany neutrin elektronowych tworzonych w reakcjach jądrowych na inne, niewidoczne dla działających wtedy detektorów, rodzaje. Ostatecznie wynik pomiarów wszystkich trzech jego rodzajów oddzielnie, ogłoszony w 2001 r., potwierdził poprawność teorii. Wcześniej model Słońca został zweryfikowany przez heliosejsmologię, czyli badania jego oscylacji akustycznych. Te badania doprowadziły do udokładnienia parametrów modelu i dostarczyły ważnych informacji o transporcie pierwiastków chemicznych we wnętrzu. Co może najważniejsze, tą metodą został wyznaczony przebieg prędkości kątowej obrotu wnętrza Słońca. Był to jedyny wynik istotnie różniący się od przewidywań.

Wiedza o rotacji wnętrza jest ważna dla teorii transportu momentu pędu i generacji pola magnetycznego w gwiazdach. Dziś metodami heliosejsmologii bada się przede wszystkim zjawiska związane z aktywnością magnetyczną. Do badania wnętrz innych gwiazd wykorzystuje się odpowiednik tej metody nazywany astrosejsmologią. Tą metodą uzyskano informacje o rozkładzie pierwiastków i szybkości rotacji we wnętrzach gwiazd pulsujących znajdujących się w różnych fazach ewolucji.