Supernowa, albo skąd żelazo w hemoglobinie

Początkowo zamierzałem nadać niniejszej notce tytuł  “Czy Słońce wybuchnie jako supernowa?”, ale że słabiej nawiązywał do głównego wątku w treści, więc go zmieniłem. Czy na trafniejszy, to zapewne rzecz gustu.

Odpowiedź na postawione w tytule pytanie nie będzie prosta ani krótka. Ale zaryzykuję i opowiem, co w tym względzie  oferuje nam obecny stan wiedzy astrofizycznej. W przypisach na końcu notki […] zamieściłem niektóre dane odnośnie  parametrów astrofizycznych, natomiast w Aneksie podałem wyjaśnienie dla pewnej, bynajmniej nie oczywistej, kwestii.

Na początku przedstawię ilustrację dla sceny, na której jednym z aktorów jest Słońce. Rycina  przedstawia schematyczny model Galaktyki Drogi Mlecznej (Milky Way Galaxy, albo Galactica Via Lactea), czyli naszej Galaktyki. Pisana z dużej litery jako Galaktyka bez innych określników oznacza „naszą galaktykę”.

Model Galaktyki Drogi Mlecznej

Układ Słoneczny (Sun) sytuuje się w środkowej części dolnego fragmentu szkicu pomiędzy galaktycznymi ramionami Perseusza (Perseus Arm) oraz Strzelca (Sagittarius Arm) w tzw. Ostrodze Oriona (Orion Spur), określanej także  jako Pazur Oriona. Ten pazur to jakby gwiezdny łącznik pomiędzy wspomnianymi ramionami. Jest to miejsce w miarę stabilne i wygodne, bo pozbawione dużych obłoków gazu i pyłu, które głównie gromadzą się w galaktycznych ramionach, zaś  Układ Słoneczny ulokowany jest z boku tych ramion.

Drugi szkic obrazuje schemat trajektorii orbity Układu Słonecznego wokół centrum Galaktyki. Pełny pasaż (obieg) trwa ok. 240 milionów lat ziemskich. Zacieniony obszar w formie trójkąta to rejony, których z okolic Słońca nie możemy zobaczyć, gdyż pole widzenia przesłaniane jest przez gęste i jasne jądro galaktyczne (o kształcie poprzeczki). Nasza galaktyka to typ olbrzymiej galaktyki spiralnej z poprzeczką. (Galaxy Sb – spiral galaxy with bar). Nie będę wymieniał rodzajów poprzeczek, jest ich kilka, podobnie jak i stopni „spiralności” (czyli ilości, grubości i długości ramion galaktycznych). A we wszechświecie są nie tylko galaktyki spiralne, co więcej stanowią one rodzajową mniejszość  Wątek ten pominę, gdyż typy morfologiczne galaktyk to odrębny temat.

Trzeci szkic przedstawia schematycznie zasięg, który określa maksymalną odległość do której jest możliwe dostrzeżenie gwiazd przez ziemskiego obserwatora okiem nieuzbrojonym. Ten zasięg wyznacza obwód koła zakreślony żółtym kolorem  (zob. Aneks).

Po ustawieniu stosownej scenografii przechodzę do meritum.
Foton, od momentu wyemitowania go ze słonecznej fotosfery, potrzebuje 500 sekund aby dotrzeć do Ziemi, ale na pokonanie dystansu dzielącego Ziemię od kolejnej najbliższej gwiazdy foton potrzebuje 4,22 roku ziemskiego, czyli czasu dłuższego ponad 266 tysięcy razy. To tylko cyfry, które nie sposób sobie wyobrazić. Ale możemy zobrazować powyższą różnicę w odległości Słońca i kolejnej najbliższej gwiazdy przez przyjęcie następującego porównania. Gdyby umieścić Ziemię w odległości jednego metra od Słońca, wówczas  odległość do najbliższej gwiazdy wyniosłaby w tej samej skali niemal 270 km. Tą gwiazdą jest Proxima (składnik C systemu gwiezdnego alfy Centaura), która świeci mniej więcej 18 tysięcy razy słabiej niż Słońce. Natomiast wydajność energetyczna Proximy  (ilość emitowanej energii w jednostce czasu) stanowi 1/600 słonecznej (0,00167), gdyż większość swojej energii gwiazda ta emituje w zakresie podczerwieni, tj. poza zakresem optycznej widzialności. Proxima (łac. Najbliższa) to chłodny, czerwony karzeł, niezbyt masywny (ok. 12 procent masy Słońca), który świecąc tak bardzo słabo, nie jest dostrzegalny gołym okiem, ani nawet przez sporą lunetę. Aby zarejestrować jego widmo potrzeba profesjonalnego teleskopu. A Proxima nie świeci wcale najsłabiej z gwiazd w okolicy Słońca (przyjmijmy, że „okolicą” jest odległość nie większa niż 20 lat świetlnych). To dowód, że nie wszystkie gwiazdy są takie same. Podobna różnorodność typów odnosi się do planet i ich księżyców, jak też innych skupisk gwiazd, w tym galaktyk.

A więc jaką gwiazdą jest nasze Słońce, czy przeciętną, podobną jak  setki miliardów gwiazd  Galaktyce, czy też może jest okazem szczególnym, niezbyt często spotykanym?

Najpierw przedstawię coś w rodzaju PESEL Słońca, czyli opiszę najważniejsze parametry odnoszące się do słonecznej morfologii. Słońce jest zaliczanego do kategorii żółtych karłów (yellow dwarf) o typie spektralnym G2V, jasności widomej minus 28,74 magnitudo oraz jasności absolutnej plus 4,83 magnitudo.[1] Słońce posiada masę ok. 330 tysięcy razy większą od ziemskiej. Z kolei od Jowisza, najbardziej masywnej planety Układu Słonecznego, masa Słońca jest ok. 1050 razy większa. Reasumując, masa Słońca stanowi ok. 99,9% całkowitej masy Układu Słonecznego. Ale czy w przypadku gwiazdy taka masa jest duża czy niezbyt? I jak ten słoneczny parametr można byłoby umiejscowić na tle innych gwiazd?

Szacunki udziału ilościowego poszczególnych typów gwiazd (w dotychczas rozpoznanym 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 większe od Słońca, kolejne około 4,0% ma masy zbliżone do słonecznej, cała reszta gwiazd  masy mniejsze, z tego co najmniej 70,0% gwiazd znacznie mniejsze. Górny limit masy gwiazdy wynosi  około 100 mas Słońca, chociaż sporadycznie zdarzają się monstra przekraczające ten pułap.

Im gwiazdy są bardziej masywne, tym mniejszy stanowią odsetek w całości  gwiezdnego spektrum. Dla gwiazd  występuje zależność, że im są one mniej masywne, tym jest ich więcej. Dolna granica masy gwiazdy to ok.  8,5 procent masy Słońca, czyli gwiazda 12 razy mniej masywna posiada masę (a z tym związane temperaturę i ciśnienie w jądrze) wystarczającą na zainicjowanie procesu nukleosyntezy („spalanie” wodoru w jądrze gwiazdy). Co np. oznacza, że taki olbrzym planetarny jak Jowisz, musiałby być jeszcze ok. 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 gwiazdy (średnica) ulega zmianie w trakcie jej życia. Gwiazdy o masie zbliżonej  do słonecznej oraz kilkakrotnie wyższej (w zakresie 0, 5 – 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 mld lat, gdy już spalą całość wodoru, zaczynają w jądrze spalać hel, który to proces odbywa się znacznie gwałtowniej (goręcej i szybciej) niż w przypadku wodoru. Efektem jest rozgrzewanie okalających jądro gwiezdnych powłok atmosferycznych, które wskutek tego rozszerzają się. Prowadzi to do powiększenia objętości atmosfery gwiezdnej, powodując jednocześnie spadek jej gęstości jak i spadek średniej temperatury wierzchnich warstw jej 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 wobec bardzo znacznego powiększenia się średnicy gwiazdy, w odpowiedniej proporcji wzrasta także jej powierzchnia, z której emitowane jest promieniowanie cieplne.

Np. gdy Słońce osiągnie fazę czerwonego olbrzyma, wówczas Ziemia znajdzie się bardzo blisko zewnętrznej krawędzi jego atmosfery. Wynika to z modelu ewolucyjnego dla gwiazd o podobnej masie. Można zasadnie przyjąć, że żadni mieszkańcy naszej planety nie będą świadkami takiego zdarzenia, chociaż wydarzy się ono, mniej więcej, za 5,0 mld lat. Dużo wcześniej  odparują ziemskie oceany i zostanie zdmuchnięta warstwa ziemskiej atmosfery. Zgodnie ze wspomnianym modelem ewolucji proces transformacji Słońca do postaci czerwonego olbrzyma potrwałby około 100 mln lat (ziemskich).

Warto uświadomić sobie, że wiedza o tym, jaki mechanizm odpowiada za to, że gwiazdy świecą, liczy dopiero ok. 100 lat. I gdy  ten mechanizm rozpoznano, można było zbudować modele dróg ewolucyjnych dla poszczególnych typów gwiazd, w tym dla Słońca. Dotychczas poznaliśmy widma na tyle dużej ilości gwiazd, aby możliwe było pogrupowanie i sklasyfikowanie według ich najważniejszych cech. Klasyfikacja taka nie  powstała z dnia na dzień, ale jest efektem  pracy kilku pokoleń astrofizyków, w tym akurat przypadku reprezentujących wiek XX.

Do lat dwudziestych rozwijała się systematyzacja widm poszczególnych typów gwiazd w oparciu o system nazywany harwardzkim, gdyż została sporządzana wysiłkiem naukowców z Harvard College Observatory (Cambridge, Illinois, USA). Przeanalizowali oni w tym celu widma ok. 200 tysięcy gwiazd. W tym aspekcie należy podkreślić pionierską pracę Annie Jump Cannon, która wprowadziła do dzisiaj stosowaną systematyzację klas widmowych, które są oznaczone literami: O, B, A, F, G, M, a które następnie zostały zsyntetyzowane w diagramie gwiezdnych typów widmowych, sporządzonym przez Ejnara Hertzsprunga i Henry’ego Norrisa Russela.
https://en.wikipedia.org/wiki/Annie_Jump_Cannon
Rozwinięciem wymienionej klasyfikacji było wykonanie w latach 1943 -1953, tzw. klasyfikacji MKK przez astrofizyków z obserwatorium Yerkes’a  nad jeziorem Geneva w Williams Bay (Wisconsin, USA), czyli Williama Morgana, Philippa Keenana i Edith Kellman. Ta ostatnia klasyfikacja obowiązuje współcześnie, łącznie z sukcesywnie wprowadzanymi modyfikacjami, np. poprzez odkrycie obiektów quasi gwiazdowych, np. brązowych karłów (brown dwarf). Dla nich przeznaczono kolejne litery alfabetu, czyli L oraz T. [2]

Słońce zbudowane jest w 77 procentach z wodoru, w 21 procentach z helu, a na pozostałe pierwiastki (tlen, węgiel, neon, azot, żelazo) przypada pozostałe 2 procent. Jeśli natomiast uwzględnimy planety, gwiazdy, obłoki gazu, obłoki pyłowe i wszystkie znane formy materii, wówczas struktura rozpowszechnienia pierwiastków we wszechświecie będzie wyglądała następująco. Wodór stanowi w niej 92,7%, a hel 7,18%, zaś oba wymienione pierwiastki łącznie to 99,88% materii wszechświata. Dalsze miejsca wśród najbardziej rozpowszechnionych pierwiastków zajmują tlen – 0,05%, neon – 0,02%), azot – 0,01%, węgiel – 0,008%, krzem – 0,002%. Poza już wymienionymi należy dorzucić jeszcze magnez, żelazo i siarkę, chociaż ich obecność ma charakter jedynie śladowy.

Podstawowe cegiełki, z których składają się obiekty materialne we wszechświecie, poczynając od gwiazd, poprzez planety, a na organizmie człowieka kończąc są jednakowe. Jakkolwiek występują one w różnej proporcji oraz mogą być z nich budowane zróżnicowane i skomplikowane związki chemiczne i struktury biochemiczne. Ale sposób, w jaki cegiełki układu okresowego pojawiły się w skorupie ziemskiej, w organizmie człowieka czy w kolejnych generacjach gwiazd, znany jest dopiero od ok. 80 lat. A oto jak się o tym dowiedzieliśmy.

W efekcie Big Bangu zostały pierwotnie wytworzone stabilne jądra jedynie pięciu pierwiastków. Były nimi wodór 1, hel 4, wodór 2 (deuter), hel 3 oraz lit 7. Z wcześniej przedstawionych danych wiemy, że na wodór 1 i hel 4 przypada łącznie 99,9% masy wszechświata. Wodór 2 (deuter) jest izotopem wodoru 1, zaś hel 3 izotopem helu 4. Deuter stanowi tylko ok. 0,006% masy wszechświata, zaś hel 3 ok. 0,001%. Z kolei lit 7, który składa się z trzech protonów i czterech neutronów, czyli z wymienionej piątki posiada największą masę atomową, jest z nich najrzadszy, stanowiąc tylko 0,00000001% masy materii wszechświata (barionowej). Z teorii Wielkiego Wybuchu wynika, że jako jego produkty pojawiły się epizodycznie także dwa inne jądra, a mianowicie wodoru 3 (tryt) oraz berylu 7, ale ze względu na to, że są one radioaktywne, tzn. są  izotopami promieniotwórczymi, których ubywa w cyklu znanym jako okres połowicznego rozpadu (dla trytu trwającego ok. 12 lat, a dla berylu 7 ok. 54 dni).  To zaś oznacza, że po zaistnieniu w rezultacie Big Bangu już od dawna  zanikły.

Teoretyczne wyliczenia dotyczące zawartości litu 7 w relacji do zawartości wodoru 1 wskazywały, że powinna ona wynosić w pierwotnej materii wszechświata jedną część na dziesięć miliardów. W 1981 r. odkryto  lit 7 w najstarszych gwiazdach naszej Galaktyki (tych które powstały z pierwotnej materii) w wyliczonej teoretycznie koncentracji w stosunku do wodoru. Ostateczne potwierdzenie takiej koncentracji litu 7 zostało dokonane dopiero w ostatniej dekadzie XX wieku (1991 r.) poprzez znalezienie kolejnej gwiazdy z pierwotnej generacji.[3].

Ale skoro Wielki Wybuch dostarczył tylko pięciu przedstawicieli układu okresowego pierwiastków, to w jaki sposób powstały pozostałe, zwłaszcza te które stanowią cegiełki niezbędne do budowy planet w rodzaju Ziemi jak i istot w rodzaju homo sapiens?

W ramach fizyki klasycznej nie było możliwe wyjaśnienie, jaka jest natura mechanizmu wydajności energetycznej Słońca i gwiazd. Nie można było wskazać rodzaju źródła energii, które pozwalało na ich świecenie liczone w miliardach lat. Gdyby Słońce było zbudowane z węgla i spalałoby ten węgiel w sposób konwencjonalny, proces spalania zająłby okres czasu liczony w pojedynczych tysiącleciach. Dopiero Albert Einstein wskazał na właściwe rozwiązanie tej zagadki, kiedy w słynnym równoważniku E = mc² powiązał masę z energią.

W jądrach gwiazd występują bardzo specyficzne warunki charakteryzujące się ogromnym ciśnieniem oraz wysokimi temperaturami, które powodują, iż w wyniku silnych wzajemnych oddziaływań zachodzących pomiędzy cząsteczkami subatomowymi, zachodzi sukcesywne uwalnianie drzemiącej w gwieździe masy energii. Gwiazdy stanowią zatem ogromnych rozmiarów reaktory jądrowe. W ich wnętrzu ciśnienie, temperatura i gęstość materii są wystarczające do tego, aby tak mikroskopijne obiekty, jak przykładowo protony i neutrony mogły się ze sobą zderzać. Dokładność przewidywań skutków takich zderzeń zależy od możliwości wyznaczenia „przekroju czynnego na zderzenie”. Łatwo wyliczyć taki przekrój w przypadku samochodów osobowych czy ciężarowych, albo samolotów, natomiast skala trudności związana z dokładnym policzeniem takiego przekroju rośnie w proporcji do zmniejszenia rozmiarów obiektów, które mają się zderzyć. Proporcja rozmiarów ciężarówki i protonu dobrze ilustruje skalę takich trudności. W ciągu swojego „życia” gwiazdy przetwarzają na energię maksymalnie do 1,0% swojej masy spoczynkowej. Również  efekty uboczne owej transmutacji masy w energię, czyli potocznie produkty „spalania”, były rozpoznawane stopniowo.

W 1920 r. brytyjski astrofizyk Sir Arthur Eddington, kierujący Cavendish Laboratory – najbardziej wówczas cenionym ośrodkiem naukowym w zakresie fizyki atomowej i jądrowej – w swojej pracy zatytułowanej Budowa wewnętrzna gwiazd (The Internal Constitution of the Stars) wskazał, że wnętrza gwiazd są miejscem, w którym zachodzą procesy transmutacji pierwiastków [3]. Nie był jednak wciąż rozpoznany jej mechanizm  Dopiero prawie czterdzieści lat później, w październikowym numerze czasopisma „Reviews of Modern Physics” z 1957 r., ukazał się tekst autorstwa czworga autorów, tj. małżeństwa Margaret i Geoffrey’a Burbidge’ów, Williama Fowlera i Freda Hoyle’a (kwartet nazywany od tamtej pory symbolem B2FH), pt: Synteza pierwiastków w gwiazdach (Synthesis of the Elements In Stars).

Autorzy wymienionego tekstu przedstawili teoretyczny i ilościowy model, syntetyzujący i reinterpretujący osiągnięcia z 40 lat badań różnych naukowców w zakresie poszukiwań źródła energii gwiazd i mechanizmu transmutacji pierwiastków chemicznych. W swojej publikacji przedstawili tezy wraz z  ich uzasadnieniem, że wszystkie znane pierwiastki, cięższe od wodoru i helu, powstały w wyniku nukleosyntezy, która odbywa się w jądrach i atmosferach ewoluujących gwiazd. Wg tej teorii wytwarzanie pierwiastków cięższych od wodoru i helu jest efektem dwóch podstawowych mechanizmów, które powiązane są z ewolucją odmiennych rodzajowo typów gwiazd. Jako pierwszy typ wyróżnili ewolucję gwiazd o masach zawartych w przedziale od 0,5 do 8,0 mas Słońca [4]. Schemat ewolucyjny takich gwiazd polega na tym, że ich główny i najdłużej trwający okres „życia” związany jest ze „spalaniem” [5] wodoru (który to pierwiastek stanowi główny budulec materii gwiazdy), czego efektem jest transmutacja wodoru w hel. W wyniku tego procesu wytwarzana jest przez gwiazdę i emitowania energia (świecenie w różnych zakresach widma) Kiedy jądro gwiazdy dokona przemiany całego znajdującego się w nim wodoru w hel, rozpoczyna się “spalanie” wodoru w warstwach gwiazdy otaczających jądro. Z tą chwilą gwiazda przestaje być gwiazdą ciągu głównego i zaczyna ewoluować, rozszerzając się, i poprzez etap podolbrzyma, osiąga postać czerwonego olbrzyma. Przepoczwarzanie takie trwa ok. 100 milionów lat.

Gwiazdy o masach do trzech mas Słońca bardzo istotnie zwiększają wówczas jasność, natomiast bardziej masywne gwiazdy tylko rozszerzają swoje powłoki atmosferyczne, a jasność zwiększają tylko nieznacznie. Dlatego też czerwone olbrzymy o różnych masach wyjściowych świecą podobnie jasno. W fazie czerwonego olbrzyma gwiazda “spala” początkowo jedynie wodór w otoczce jądra, ale wkrótce zapłonowi ulega hel w jej jądrze. Hel spalając się, wytwarza węgiel i tlen, które wkrótce wypełniają całe jądro. Wówczas czerwony olbrzym zaczyna spalać hel, który powstał w otoczce jądra z uprzedniego spalenia w niej wodoru. Gwiazda stopniowo odrzuca w przestrzeń kolejne zewnętrzne warstwy atmosfery. Dzieje się tak dlatego, że jądro węglowo-tlenowe jest znacznie bardziej gorące od wodorowego czy helowego i produkuje ogromne ilości energii w postaci promieniowania ultrafioletowego. Ciśnienie tego promieniowania wypycha warstwy atmosfery gwiazdy, w wyniku czego zostają one wyrzucone w przestrzeń międzygwiezdną. Całkowite rozproszenie odrzuconych zewnętrznych warstw atmosfery trwa ok. kilkudziesięciu tysięcy lat ziemskich. Na etapie pośrednim rozpraszania poszczególnych warstw atmosfery, odrzucone fragmenty są podgrzewane promieniowaniem ultrafioletowym i świecą jako tzw. „mgławica planetarna”[6]. W końcowym efekcie, na miejscu czerwonego olbrzyma pozostaje  małe, niewiele większego rozmiarami od Ziemi, gorące tlenowo-węglowe jądro. Jądra wypalonych gwiazd określane są stosowną dla nich nazwą rodzajową, a mianowicie są to tzw. białe karły (white dwarf  – DW) [7].

Drugi typ mechanizmu rozpraszania pierwiastków we wszechświecie dotyczy ewolucji gwiazd bardzo masywnych, czyli tych, których masy przekraczają osiem mas Słońca. Im bardziej masywna gwiazda, tym szybciej przemienia wodór  w hel, i przekształca się w czerwonego nadolbrzyma [8]. Gdy po zużyciu  wodoru, w jądrze czerwonego nadolbrzyma zaczyna być spalany hel, wówczas nadolbrzym rozgrzewa się, stając się, w zależności od osiągniętej temperatury, nadolbrzymem niebieskim (np. Rigel) [9] lub białym (np. Deneb) [10]. W kolejnych fazach nukleosyntezy zachodzi spalanie cięższych pierwiastków, które wytworzone zostały wcześniej w powłokach gwiazdy, czyli węgla, tlenu i krzemu. Produktami spalania węgla są neon i magnez. Z kolei spalając neon gwiazda produkuje tlen i magnez, zaś  spalając tlen – krzem i siarkę. Dla lepszego wyobrażenia sobie tego procesu przypomnę, że kolejne etapy spalania w gwieździe rozpoczynają się od jej jądra. Im dalej od jądra, tym proces znajduje się we wcześniejszej fazie. Z tego względu w dużych gwiazdach poszczególne fazy nukleosyntezy, układają się warstwami na podobieństwo cebuli. Zwiastunem końca ewolucji jest krzem, który spalając się w jądrze gwiazdy przekształca się w żelazo. Także   siarka, której efektem transmutacji jest również żelazo.

Natomiast  żelazo nie może spalać się w reakcjach nukleosyntezy,gdyż do jego spalania potrzeba energii większej, niż mogą go dostarczyć pozostałe w gwieździe składniki. Wówczas wskutek gigantycznego deficytu energii i gwałtownie malejącego ciśnienia z reakcji spalania, które dotychczas przeciwstawiało się grawitacyjnemu ciążeniu materii, gwiazda gwałtownie się zapada. Ciśnienie wywarte przez grawitacyjne ciążenie warstw gwiazdy na jądro wywołuje jego wybuch i gwiazda zostaje rozerwana w tytanicznej eksplozji, zwanej supernowa, a jej atmosfera rozrzucona jest w przestrzeni międzygwiezdnej, zasilając galaktyczne obłoki gazu o produkty nukleosyntezy. Pewna część impetu eksplozji skierowana zostaje do wewnątrz i wtłacza elektrony z powłok orbitalnych do jąder żelaza. Elektrony,   wciśnięte w jądrze do protonów przekształcają te ostatnie w elektrycznie obojętne neutrony. Dla zilustrowania gwałtowności takich zmian  podam, że np. gwiazda o masie 20-krotnie wyższej od słonecznej spala krzem i siarkę w swoim jądrze zaledwie w ciągu dwóch dni. Czyli, można przyjąć, że eksplozja zwana supernową trwa kilkadziesiąt godzin, co w przypadku tak masywnych gwiazd jest szybkością przekraczającą granice naszej wyobraźni. Skutkiem takiego wybuchu wydzielona zostaje niewyobrażalna ilość energii, choć  efekty takiego wybuchu pozostają   widoczne  przez znacznie dłuższy czas. Zgodnie z zasadą zachowania pędu moment obrotowy gwiazdy zostaje przeniesiony na jej mikroskopijną pozostałość w postaci gwiazdy neutronowej, która ma przeciętnie średnicę ok. 20 km, przez co obiekt taki bardzo szybko wiruje wokół swojej osi. Jeśli ustawienie gwiazdy neutronowej będzie skierowane jednym z jej biegunów w kierunku Słońca, wówczas promieniowanie takiego obiektu, który wiruje niczym bąk, a jego oś obrotu podlega wahaniom (kołysaniu), może zostać odbierane przez ziemskie radioteleskopy w postaci pulsów. Od ilości obrotów (i wahań) gwiazdy neutronowej w jednostce czasu zależy częstotliwość tych pulsów. Zarejestrowano pulsy powtarzające się nawet tysiące razy na sekundę (tzw. pulsary milisekundowe). Z czasem takie obroty zwalniają, wahania osi obrotu stają się coraz słabsze i w końcu zanikają, a resztówka gwiazdy przestaje być pulsarem, stając się stopniowo stygnącym żużlem kosmicznym [11]

Jeśli jednak pozostałości jądra gwiazdy po wybuchu supernowa przekraczać będą równoważność 3 mas słonecznych, wówczas kolaps grawitacyjny nie zatrzyma się na etapie gwiazdy neutronowej, a doprowadzi do powstania obiektu o tak silnej grawitacji, z którego nawet prędkość ucieczki fotonów światła jest zbyt mała na jej przezwyciężenie. Powstaje wówczas osobliwość zwana „czarną dziurą” (black hole).

Finał dla typowej drogi ewolucyjnej masywnych gwiazd w postaci eksplozji supernowa rozróżniany jest w jej trzech typach: Ib, Ic i II. Ta klasyfikacja rozróżnia rodzaje pierwiastków wyrzucanych w przestrzeń międzygwiezdną w tych  odmianach wybuchów, co z kolei powiązane jest z długością życia eksplodującej gwiazdy.

W dotychczas omówionych typach gwiezdnej ewolucji zatrzymaliśmy się na krzemie, którym są zasilane galaktyczne obłoki gazowo-pyłowe. A zatem skąd na Ziemi (oraz w organizmach jej mieszkańców) wzięło się żelazo? Przecież zostało ono więzione w gwiazdach neutronowych lub „zamrożone” w osobliwościach (black hole). W jaki więc sposób wydostało się z tych grawitacyjnych pułapek, aby stać się nieodzownym składnikiem np. hemoglobiny w organizmach zwierzęcych i ludzkich?

Otóż żelazo zostaje wprowadzone w obieg galaktycznej materii w efekcie jeszcze innego rodzaju eksplozji supernowa, a mianowicie eksplozji typu Ia. Dochodzi do niej wówczas, jeśli np. w ciasnym gwiezdnym układzie podwójnym, jednym ze składników jest biały karzeł, a drugim jakaś zwyczajna, typowa gwiazda. Biały karzeł ze względu na swoją olbrzymią punktową grawitację (jest ona punktowa w relacji rozmiarów białego karła do  rozmiarów klasycznej gwiazdy ciągu głównego) będzie wysysał materię z atmosfery bliskiego sąsiada w procesie, który nazywa się akrecją.  Jeśli w jej wyniku biały karzeł zwiększy swoją masę powyżej wartości granicznej, stanowiącej ok. 1,5 masy Słońca [12], ciśnienie dodatkowo pozyskanej materii spowoduje zapalenie się węgla i tlenu, z których jest zbudowany. Spalanie takie przebiega w niekontrolowanej reakcji łańcuchowej, doprowadzając do wybuchu i rozerwania białego karła. Produktem eksplozji jest transmutacja węgla i tlenu w nikiel 56, izotop radioaktywny, dla którego okres połowicznego zaniku wynosi 6 dni, po czym zamienia się on w radioaktywny kobalt 56, który z kolei ma 77-dniowy okres połowicznego zaniku, po czym kobalt 56 zamienia się w żelazo 56, który to izotop żelaza już nie jest radioaktywny, czyli pozostaje stabilny. Taki jest główny mechanizm kreacji żelaza we wszechświecie. Ten rodzaj eksplozji supernowa (typ Ia) występuje znacznie rzadziej niż pozostałe, gdyż najpierw gwiazda musi przejść cały cykl ewolucji aż do fazy białego karła, a ponadto biały karzeł musi znajdować się  w bliskim dystansie do gwiazdy-żywiciela, a następnie należy poczekać na efekty akrecji materii. Przeciętnie z masy 0,6 Słońca biały karzeł musi “przytyć” do ok. 1,5 masy Słońca. Do tego potrzebne są interwały  liczone w dziesiątkach czy setkach milionów lat.  Jakkolwiek eksplozje tego rodzaju (typ Ia) stanowią mniejszość zdarzeń rodzaju supernowa, okazują się równie niezbędne. Ilość wytworzonego żelaza podczas wybuchu supernowa typu Ia wynosi ok. 0,6 masy Słońca, ilość tlenu 0,14, a węgla 0,03 masy słonecznej. Wykryto jeszcze azot w produktach tych wybuchów, choć tylko w wielkości jednej milionowej. Jest to nadzwyczajnie wydajny proces transmutacji dla obiektu, którego całkowita masa wynosi ok. 1,5 masy Słońca. Oznacza np. że z samego tylko żelaza, wyrzuconego wskutek eksplozji w przestrzeń kosmiczną, można by utworzyć ok. 200 000 obiektów o masie planety Ziemia.

Ale układ okresowy pierwiastków przecież nie kończy się na żelazie, na którym zatrzymuje się produkcja nuklearnych pieców gwiezdnych. Skąd zatem biorą się pierwiastki cięższe od żelaza, jak np. złoto czy platyna? Ich udział w porównaniu z pierwiastkami dotychczas wymienionymi sytuuje się w mniej niż mikroskopijnych rozmiarach. A co takiego oznacza określenie mikroskopijny w odniesieniu do bardzo rzadkich pierwiastków? Christopher Sneden, astronom pracujący na University of Texas, skomentował przypadek pierwiastka o nazwie europ, który posiada liczbę atomową 63, że miał wrażenie jakby usiłował zliczać pojedyncze atomy europu w całej gwieździe. Trochę przesadził, ale niezbyt dużo.
https://astronomy.utexas.edu/component/cobalt/item/276-sneden-christopher-a?Itemid=1272

Otóż pierwiastki cięższe od żelaza (włącznie do kalifornu – liczba atomowa 98) powstają, przede wszystkim, w wyniku procesu szybkiego wychwytu neutronów, zwanego w skrócie procesem „r”  (od angielskiego słowa rapid). Są to produkty rozpadu związane z eksplozją supernowa, gdy gęsty strumień neutronów, wyzwolony w eksplozji, zderza się z jądrami różnych, powstałych uprzednio, pierwiastków. Zderzenia te, przy tak gęstym strumieniu neutronów wyzwalanym w wybuchu, zachodzą średnio jeden raz na sekundę, co oznacza, że nawet powstające jądra izotopów radioaktywnych mają zbyt mało czasu, aby rozpaść się przed momentem ponownego zderzenia z neutronem. Dopiero, gdy strumień neutronów wygasa (bo proces eksplozji się zakończył), bogate w neutrony jądra mogą się rozpaść, co w końcowym efekcie prowadzi do wytworzenia trwałych izotopów pierwiastków, np. w rodzaju złota, srebra czy platyny. Przeprowadzane testy przy okazji  próbnych wybuchów bomb wodorowych (taka miniaturowa supernowa) potwierdziły, iż produktami nukleosyntezy są pierwiastki cięższe od żelaza, aż do kalifornu włącznie. Pozostało zatem znaleźć odpowiedni rodzaj kosmicznej bomby wodorowej i wyśledzić niektóre produkty procesu „r”, które związane były ze skutkami jej wybuchu.

Pewna ilość pierwiastków układu okresowego, różnych od wytwarzanych w dotychczas wymienionych reakcjach, powstaje w wyniku procesu związanego z powolnym wychwytem neutronów, czyli procesem „s” (ang. slow). Jeśli neutron zostanie wychwycony przez jądro atomu żelaza, wówczas może powstać nowe cięższe jądro atomowe. Problem w tym, że swobodne neutrony występują w gwiazdach rzadko, toteż ich zderzenia z jądrami pierwiastków są procesem bardzo rzadkim (wolno przebiega kumulacja ich efektów). Powolny wychwyt nie odbywa się jako skutek eksplozji supernowa, zachodzi natomiast w stabilnych grawitacyjnie gwiazdach. Dlatego interwały czasowe pomiędzy zderzeniami neutronu z tym samym jądrem liczone są (średnio) w setkach albo tysiącach lat. Łatwo sobie wyobrazić, iż proces „s” (co do zasady analogiczny do wcześniej naszkicowanego procesu „r”) jest wyjątkowo mało wydajny i może przyczynić się do powstania jedynie mikroskopijnych ilości pierwiastków. Do jego produktów zaliczamy np. stront 88, itr 89, cyrkon 90, bar 138 (z 82 neutronami w jądrze). Np. w widmach czerwonych olbrzymów wykryto linie promieniotwórczego technetu (liczba atomowa 43), który nie występuje na Ziemi w stanie naturalnym. Również powinien on zaniknąć we wszechświecie, skoro okres połowicznego rozpadu jego najbardziej trwałego izotopu wynosi 4,2 miliona lat. Oznaczało to, iż za obecność technetu w atmosferze czerwonych olbrzymów odpowiedzialny musi być proces „s”, tym bardziej, że w widmach tych olbrzymów wykryto również linie baru i cyrkonu, o których już było wcześniej wiadomo, iż stanowią produkty procesu „s”. Pozostało jedynie wskazać, jaki mechanizm może wyzwalać w jądrach czerwonych olbrzymów uwalnianie swobodnych neutronów dla podtrzymania procesu „s”.

W 1955 r. fizyk jądrowy Alastair Cameron w publikacji w „The Astronomical Journal” zaproponował rodzaj reakcji, który był źródłem takich neutronów. Rzadki izotop węgla (¹³C) reagował z helem 4, w wyniku czego powstawał tlen 16 i uwalniał się neutron. W pięć lat później Cameron zaproponował inny rodzaj reakcji, w której rzadki izotop neonu (²²Ne) wchodził w reakcję z jądrem helu 4, co w efekcie prowadziło do powstania magnezu 25 i uwolnienia neutronu. Pierwszy rodzaj reakcji jest głównym źródłem neutronów w jądrach czerwonych olbrzymów powstałych z gwiazd o masie nie przekraczającej 8 mas Słońca, natomiast drugi rodzaj stanowi takie ich źródło w bardziej masywnych czerwonych nadolbrzymach.
https://en.wikipedia.org/wiki/Alastair_G._W._Cameron

Opisane dotychczas procesy odpowiedzialne są za powstawanie przeważającej ilości pierwiastków znanych nam z układu okresowego. Tylko pochodzenie nielicznych z nich ma źródło w innych procesach, jak np. zderzenia w przestrzeni kosmicznej wysokoenergetycznych fotonów (cząstek promieni gamma) z jądrami ciężkich pierwiastków, w wyniku czego ich masywne jądra rozpadają się na mniej masywne. W taki sposób powstała np. większość berylu i boru.

Na zakończenie zasygnalizuję mało znany, poza kręgami fizyków jądrowych lub astrofizyków, problem związany z rozpowszechnieniem węgla we wszechświecie. Otóż nie dawały rezultatu teoretyczne mechanizmy tworzone w połowie XX stulecia, które miały wyjaśnić przyczyny pochodzenia węgla w jego ilości obserwowanej. Kombinacje z jednoczesną reakcją (fuzją) trzech jąder helu 4, dawały węgiel 12, zaś proces taki miałby zachodzić w gęstych jądrach czerwonych olbrzymów. Jednak wydajność proponowanej reakcji nie spowodowałaby powstania szacowanej ilości węgla we wszechświecie, gdyż w jej wyniku uzyskać można by jedynie śladową ilość tego pierwiastka. Wynikało to z faktu, że otrzymany w ten sposób węgiel 12, wchodziłby w kolejną reakcję z helem 4, i szybko zamieniałby się w tlen 16. A to całkowicie wykluczyłoby możliwość uformowania się życia opartego na węglu.

Angielski astronom Fred Hoyle (ze wspomnianego kwartetu) zaproponował, iż proces wytwarzania węgla byłby w zgodzie z wynikami obserwacji odnoszącymi się do stopnia rozpowszechnienia węgla we wszechświecie wówczas, gdyby jądro węgla znajdowało się w odpowiednim stanie rezonansowym. Wtedy proces jego powstawania miałby wydajność zgodną z wynikami obserwacji widm gwiezdnych. Rezonans w jądrze atomowym może wystąpić wówczas, gdy ma ono ściśle określoną energię, a jednocześnie taką, aby była ona możliwa do utrzymania się w jądrach masywnych gwiazd. Znając parametry dla tej drugiej wielkości, F. Hoyle wyliczył dla jąder węgla 12 wartości energii niezbędne dla zaistnienia takiego rezonansu. W 1953 r. w Laboratorium Radiacyjnym Kellogga w Caltechu (California Institute of Technology) William Fowler (także ze składu tegoż kwartetu) wykonał doświadczenie, w trakcie którego sprawdził, czy przy wskazanej wartości energii jądro węgla 12 osiągnie pożądany stan rezonansowy. Okazało się, że F. Hoyle miał rację i właśnie ten rezonans jąder węgla 12 stanowi jedno z kluczowych delikatnych dostrojeń parametrów fizycznych we wszechświecie.
https://pl.wikipedia.org/wiki/Fred_Hoyle
https://pl.wikipedia.org/wiki/William_Fowler

Czyli odpowiedź na tytułowe pytanie brzmi, iż Słonce nie zakończy swojej historii w wybuchu supernowa. Jest na to gwiazdą przynajmniej ośmiokrotnie za mało masywną. Natomiast życie biologiczne na planecie Ziemia może zakończyć taki wybuch gwiazdy, którego efekty  mogą  znaleźć się w pobliżu drogi pasażu Układu Słonecznego wokół centrum Galaktyki.  W pobliżu oznacza w trym wypadku dystans od kilku do kilkunastu lat świetlnych.

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 zakresie widzialnym dla ludzkiego oka). Zakres mocy promieniowania widma najjaśniejszych obiektów na ziemskim niebie, mierzonych jasnością widoma zawiera się w niżej wymienionych  wielkościach magnitudo (wszystkie  obiekty mają wartość minusową):
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

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.), ale są one z reguły l bardzo odległe tj. niewidoczne dla oka nieuzbrojonego. Przykładowo różnica  o wielkości  pięciu mag. oznacza 100-krotną różnicę w jasności obserwowanej.

jasność absolutna – oznacza taką wielkość jasności (w zakresie światła widzialnego) dla danej gwiazdy, jaka byłaby zmierzona przez obserwatora z odległości 10 parseków (pc), tj. ok. 32,6 lat świetlnych. W przypadku Słońca wartość jasności absolutnej wynosi + 4,86 mag., co oznacza, iż różnica między wartością jasności widomej, a wartością jasności absolutnej wynosi 31,67 magnitudo. Po przeliczeniu ww. różnicy jasność Słońca obserwowana z dystansu 10 pc miałaby wartość ponad 4 biliony razy mniejszą od obserwowanej obecnie. Gdyby natomiast gwiazda o podobnej do Słońca mocy promieniowania  była oddalona od obserwatora ziemskiego na odległość 75 -80 lat świetlnych, stałaby się niewidoczna dla nieuzbrojonego oka.

2)
Brązowy karzeł jest to obiekt, który posiada zbyt małą masę, a co za tym idzie ma w swoim jądrze ciśnienie i temperaturę niewystarczające do zainicjowania procesu nukleosyntezy. Obiekty te wypromieniowują swoją energię generowaną przez konwekcję powłok swojej atmosfery w zasadzie wyłącznie w paśmie podczerwieni, a ich temperatura powierzchniowa nie przekracza 3000 K. (Energia cieplna jest wytwarzana przez prądy konwekcyjne  pomiędzy warstwami atmosfery brązowych karłów). Wg klasyfikacji typów spektralnych przydzielono tym quasi gwiazdom litery L oraz T, a a dla brązowych podkarłów literę Y. Najbliższy od Słońca brązowy karzeł (podkarzeł typu Y2) został zlokalizowany na dystansie 7,5 roku światła w gwiazdozbiorze Hydry (kod katalogowy: Wise 0855-0714).

3)
W 1981 r. francuscy astronomowie Monika i Franciszek Spite, korzystając z teleskopu w kanadyjsko-francusko-amerykańskim obserwatorium na Hawajach dysponującym teleskopem o średnicy 3,6 m na szczycie Mauna Kea, obserwowali gwiazdy galaktycznego „halo” i szukali linii absorpcyjnej odpowiadającej widmu litu. We wszystkich zbadanych przypadkach koncentracja litu była zgodna z wielkością wynikającą z teoretycznego modelu Wielkiego Wybuchu. W 1991 r. potwierdzenie ich wyników uzyskali trzej amerykańscy astronomowie z University of Texas w Austin (Verne Smith, David Lambert i Paul Nissen) w widmie gwiazdy HD 84937 z konstelacji Lwa, odległej od Słońca o ok. 260 lat światła. Jest to niewidoczny gołym okiem żółty karzeł, trochę chłodniejszy od Słońca (temp.  fonosfery ok. 5.400 K) o masie ok. 0,6-0,8 słonecznej, .
https://www.iau.org/administration/membership/individual/2871/
https://www.researchgate.net/publication/231143043_Lithium_Isotopic_Abundances_in_Metal-poor_Halo_Stars

4)
chodzi o masę początkową gwiazdy, gdy znajduje się ona na tzw. ciągu głównym, czyli na etapie spalania wodoru.

5)
określenie „spalanie” jest tylko umowną nazwą dla reakcji syntezy termojądrowej. Dla gwiazd o masie nie większej niż 1,5 masy Słońca przebiega ona w cyklu proton-proton, który jest sekwencją reakcji syntezy  oraz dla gwiazd bardziej masywnych w cyklu C-N-O (węgiel-azot-tlen),  gdzie węgiel, azot i tlen stanowią katalizatory dla reakcji termojądrowych. Sumaryczna masa katalizatorów nie zmienia się, natomiast stopniowo tlen i węgiel transmutują w azot;

6)
 określenie „mgławica planetarna” nie ma nic wspólnego ani z planetami, ani z planetogenezą. Jest ono terminem historycznym, gdy pierwsze, jeszcze XVIII i XIX -wieczne, obrazy fotograficzne  takich obiektów były uważane za tworzące się dyski protoplanetarne. Nie znano jeszcze wówczas etapów ewolucji poszczególnych typów gwiazd;

7)
biały karzeł – niezwykle gęste jądro umarłej gwiazdy, z reguły o masie 0,6 masy słonecznej, która upakowana jest w kuli o średnicy ca 20.000 km. Z tego powodu gęstość materii białego karła jest bardzo duża, a jeden cm sześcienny (tyle, ile mieści standardowa łyżeczka do herbaty) ważyłby (w hipotetycznych warunkach ziemskich) jedną tonę. Najbliższy znany biały karzeł to tzw. Syriusz B, towarzysz Syriusza stanowiący z nim grawitacyjnie związany układ, znajduje się w odległości ca 8,5 roku światła od Słońca. Kolejnym najbliższym jest Procjon B, towarzysz Procjona, odległy o 11,4 roku światła. Białe karły są dosyć częstym typem gwiezdnym. Oszacowania astrofizyczne wskazują, że w Galaktyce białe karły stanowią ok. 10,0% wszystkich obiektów gwiezdnych;

8)
Jedne z najbliższych Słońca (i Ziemi) czerwone nadolbrzymy to znajdujące się w odległości ponad 500 lat światła gwiazdy: Betelgeza w Orionie i Antares w Skorpionie. Obie zostaną rozerwane niebawem (jak na standardy kosmiczne) w eksplozji znanej jako supernowa; Antares w przeciągu jednego miliona lat, a Betelgeza w przeciągu kilku milionów lat;

9)
Rigel – beta Oronis; błękitny nadolbrzym w konstelacji Oriona, odległy od Słońca o ca 860 lat światła. W przeciągu 10 milionów lat zakończy swój żywot gwiezdny jako supernowa;

10)
Deneb – alfa Cygni; biały nadolbrzym w konstelacji Łabędzia, odległy od Słońca ok. 1425 lat światła. W przeciągu 10 milionów lat zakończy swój żywot gwiezdny jako supernowa;

11)
 pierwszy pulsar został odkryty (zarejestrowano jego widmo) w 1967 r. Do dzisiaj poznano ich ok. dwóch tysiecy, a liczba rozpoznanych obiektów tego rodzaju systematycznie zwiększa się. Pulsary stały się sławne, gdy astronomowie, Polak Aleksander Wolszczan i Kanadyjczyk Dale Frail odkryli w 1991 r. planety w otoczeniu pulsara radiowego PSR B 1257+12 w konstelacji Panny, obiektu odległego o 980 lat świetnych od Słońca. Pulsar ten charakteryzuje się częstotliwością 160 pulsów na sekundę. Mogą być one rejestrowane przez ziemskie urządzenia, o ile usytuowanie pulsara względem  Słońca (i orbity ziemskiej) jest takie, ze zwrócony jest w tym kierunku jednym z biegunów. Pulsary (zwane również magnetarami) mają tak silne pole magnetyczne, że promieniowanie może wydostać się z nich tylko w punkcie biegunów, gdzie wyrzucane jest prostopadle w przestrzeń. Pozostałe zostaje zakrzywione i uwięzione wokół magnetara.

 Najbliższa  Słońcu gwiazda neutronowa została zlokalizowana w gwiazdozbiorze Korony Południowej (Corona Australis) w 1992 r., a w 1996 r. ustalono jej odległość na ok. 580 lat świetlnych. Nadano jej numer katalogowy: RX J185635-3754. Emisja światła widzialnego tego obiektu  jest sto milionów razy słabsza od najsłabszych gwiazd widocznych gołym okiem, natomiast wykazuje silną emisję promieniowania rentgenowskiego. Dzięki danym obserwacyjnym uzyskanym z Hubble Space Telescopy udało się określić jej temperaturę, która osiąga 434 000 C oraz średnicę  w wymiarze ok. 14 km.

12)
Jest to tzw. granica Chandrasekhara wyliczona w latach trzydziestych XX stulecia przez Subrahmanyana Chandrasekhara, amerykańskiego astrofizyka pochodzenia hinduskiego. Granica przyjmuje wartość 1,44 masy Słońca dla białych karłów składających się z mieszaniny węgla, tlenu i helu lub wartość 1,24 masy Słońca dla białych karłów z głównym udziałem żelaza.

***********

ANEKS

Granica widzialności dla ludzkiego oka zawiera się w granicach od +6,0 do +6,5 magnitudo. Na ziemskim niebie sklasyfikowano trochę  ponad 9 000  gwiazd o wartościach jasności do +6,5 m, z czego około połowa znalazła się w przedziale jasności pomiędzy +6,0 a +6,5 magnitudo (tj. na granicy widzialności). Katalog takich gwiazd wydawany jest pod auspicjami Yale University jako Katalog Jasnych Gwiazd (Yale  Bright Star Catalogue).
https://en.wikipedia.org/wiki/Bright_Star_Catalogue
Ostatnia z edycji liczy  9110 gwiazd na ziemskim niebie o jasności nie przekraczającej 6,5 magnitudo, czyli do granicy widzialności oka nieuzbrojonego.  Dla pewnej części (małej) tych gwiazd w przypadku ich szacowanej odległości od Słońca dokonywano precyzacje na podstawie dokładniejszych pomiarów uzyskiwanych z coraz to nowych programów badawczych (Hipparcos, WISE , GAIA i inne), jakkolwiek dotyczą one głównie gwiazd  o niezbyt dokładnej dotychczasowej wielkości ich parametrów. Przyjmuje się, że  znaczna większość z  gwiazd możliwych teoretycznie do ujrzenia okiem nieuzbrojonym (na ziemskich niebie) znajduje się w odległości do 1500 lat światła. Wg ostatniej edycji katalogu BSC na odległości do 2000 l. św. znajduje się ponad 92 % takich gwiazd, przy czym do odl. 500 l. św. ok. 65%, a do 1000 l. św. – ok. 87%.