Galaktikos keistuoliai

Galaktikos keistuoliai

Vieną 1967 metų naktį Kembridžo universiteto aspirantė Dž.Bel radioteleskopu aptiko keistus radijo signalus, kurie nuostabiai tiksliai kartojosi kas 1,337 sek., tarsi danguje būtų budėjęs radijo švyturys. Kembridžo astronomai iš karto labai apsidžiaugė – manė pagaliau suradę ilgai lauktus nežemiškų civilizacijų signalus. Tariamus jų siuntėjus Dž.Bel pavadino “mažais žaliais žmogeliukais”.
Tačiau netrukus danguje buvo atrasta ir daugiau panašių mirksinčių žiburėlių. Astronomai, jau seniai įpratę prie kintamų kosminių objektų, šį kartą buvo apstulbinti: žybsniai radijo bangose visą laiką kartojosi nepaprastai dažnai ir tiksliai.
Po pusmečio Dž.Bel mokslinis vaadovas profesorius E.Hjušas paskelbė savo prielaidą dėl šių signalų šaltinių. Pasak jo, tai turėtų būti vos keliasdešimt kilometrų skersmens, bet nepaprastai tankios neutroninės žvaigždės – pulsarai, susidariusios sprogstant supernovoms. Kokios jos ir kaip atsiranda?
Isekus branduoliniam kurui žvaigždžių gelmėse, jos pradeda trauktis, nes nebėra vidinės jėgos, kuri galėtų atlaikyti viršutinių sluoksnių spaudimą. Teoriniai skaičiavimai rodo, kad Saulės masės žvaigždės virsta baltosiomis nykštukėmis – planetų dydžio žvaigždutėmis, kuriose medžiagos tankis siekia 105 – 107 g/cm3. Vadinasi, 1cm3 baltosios nyktukės medžiagos žemėje svertų maždaug toną. Atskiri atomai negali suuartėti vienas su kitu labiau negu per 10-8cm, vadinasi, tiek skysčių, tiek ir pačių kiečiausių medžiagų tankis negali viršyti 20g/cm3. Tuo tarpu milžiniškas slėgimas baltosiose nykštukėse sutraiško atomus: atplėšti nuo branduolių elektronai tampa laisvi. Jei žvaigždės masė ne didesnė kaip 1,

,5 Saulės masės, tolesnį jos traukimąsi sulaiko vadinamųjų elektroninių dujų slėgis iš vidaus.
Jeigu žvaigždė 2 – 3 kartus masyvesnė už Saulę, įvyksta staigus branduolio kolapsas. Gravitacinio traukimosi metu atpalaiduota energija tvyksteli milžinišku sprogimu. Išorėje žvaigždė sužimba supernova, o viduje trauka sugniuždo ją į 10 – 30 km skersmens rutulį, kurio paviršiaus medžiaga turėtų būti panaši kaip baltosiose nykštukėse. Tačiau gilesniuose sluoksniuose kolosalinis slėgimas laisvus elektronus sugrūda tiesiog į branduolius, ir medžiaga žvaigždės gelmėse tampa neutronų mišiniu su nedidele dar išlikusių sveikų branduolių ir laisvų elektronų priemaiša. Iš čia ir kilęs pavadinimas – neutroninė žvaigždė. Manoma, kad jos centre tankis pasiekia net 1014g/cm3, t.y. milijonus kartų didesnis negu baltosiose nykštukėse.
i hipotezė gimė dar 1934 metais, teoriškai nagrinėjant masyvių žvaigždžių galutines evoliucijos stadijas, o praktiškai pagrįsta tik 1968 metais, aptikus 0,033 sekundės periodu švytuojantį pulsarą Krrabo ūko centre. Atrastoji 16 ryškio žvaigždutė skleidžia ne tik neįprastus radijo signalus, bet tokiu pat dažnumu bliksi tiek optiniame diapazone, tiek ir rengeno spinduliuose.
Pulsaras nieko bendra neturi su pulsuojančia žvaigžde. Įsivaizduokite, kad kokiam devyngalviui slibinui pavyko Saulę sugrūsti į 20km skersmens rutulį. Tai ir bus neutroninė žvaigždė. Gravitacinė trauka jos paviršiuje būtų net 10 milijardų kartų stipresnė negu yra dabar Saulėje. Tačiau, sumažėjus besisukančio kūno skersmeniui, neišvengiamai turi padidėti jo sukimosi greitis. Vadinasi, neutroninės “Saulės” sukimosi periodas sumažėtų nuo 27 dienų iki 0,0001 sek. Pa
anašiai atsitiktų ir su magnetiniu lauku: neutroninėse žvaigždėse jis tokio stiprumo, apie kokį fizikai laboratorijose nė svajot nedrįsta. Šis laukas neutroninės žvaigždės spinduliavimą nukreipia tam tikromis (magnetinių polių) kryptimis. Neutroniniai žvaigždei besisukant, šios karštos spinduliuojančios dėmės blyksi erdvėje tarsi švyturiai. Čia ir visa bėda: jei magnetinio poliaus skleidžiamas “prožektorius” nekliudo Žemės, pulsaro taip pat ir nepamatysime, nebent ilgainiui pasikeistų jo orientacija erdvėje. Todėl ne visuose supernovų paliktuose ūkuose pavyko surasti pulsarus.
Dabar žinoma beveik 200 radijo pulsarų. Visi jie buriasi Paukščių Take 100 – 25000 šviesmečių atstumu nuo mūsų ir, be abejo, yra mūsų Galaktikos nariai. Jų švytavimo periodai telpa tarp 0,033 ir 4,8 sekundės. Pastebėta, kad laikui bėgant, pulsarų periodai ilgėja, vadinasi, periodas yra tarytum savotiška pulsaro amžiaus indikatorius. Jauniausiam žinomam Krabo ūko pulsarui – vos 900 metų, o patys seniausi, matyt, mirksi jau milijonus metų.
Taigi “mažųjų žalių žmogeliukų” hipotezė nepasitvirtino. Tačiau pulsarų atradimas gerokai praplėtė mūsų žinias apie mus supančio žvaigždžių pasaulio evoliuciją.
O kas atsitiks, kai išseks branduolinis kuras daugiau kaip triskart masyvesnėje už Saulę žvaigždėje?
Tokia masyvi žvaigždė nebegalės atlaikyti gravitacinio traukimosi savo šiluminiu spinduliavimu. Nebesulaiko medžiagos kritimo ir neutronų slėgis kaip radijo pulsaruose. Kolosalinio spaudimo gniuždoma žvaigždė “prasmenga” pati į save – susitraukia iki nepaprastai mažo tūrio ir begalinio tankio. Ji tampa kolopsaru, arba, vaizdžiai tariant, egzotiška juodąja ki
iauryme. Norint, kad juodąja kiauryme taptų Saulė, reikėtų ją suspausti iki 6 km skersmens. Tada medžiagos tankis joje viršytų 2×1016 g/cm3, t.y. būtų didesnis negu atomo branduolio viduje (1014 g/cm3). Tokia “žvaigždė” tartum užsidaro erdvėje: joks spinduliavimas, jokia dalelė nebegali ištrūkti iš jos milžiniškos traukos lauko. Dėl to niekas ir negali pamatyti juodosios kiaurymės. Ji neskleidžia šviesos, kurią galima pastebėti optiniais teleskopais, nespinduliuoja radijo bangų, kurias “išgirstų” radioteleskopai.
Visa tai – teorinių samprotavimų rezultatas. Ar esama tokių kosminių bedugnių tikrovėje? Ar įmanoma išvis jas aptikti?
Padeda nepasotinamas juodosios kiaurymės gobšumas. Ji ne tik nieko nepaleidžia, bet ir su didžiule jėga traukia į save viską, kas tik prie jos prisiartina. Nesvarbu, ar tai būtų tarpžvaigždinės dujos, ar kaimyninės žvaigždės dujinis skvernas. Pvz.: besisukdama aplink normalią žvaigždę, juodoji kiaurymė plėšte plėšia nuo jos apdarus. Dujos krintančios į juodąją kiaurymę, lekia milžinišku greičiu ir smarkai įkaista. Prieš amžiams prasmegdamos į šią bedugnę, jos atpalaiduoja energiją rengeno spindulių pavidalu. Būtent šis švytėjimas ir gali išduoti juodąsias kiaurymes.
Spec. rentgeno teleskopai, įrengti dirbtiniuose Žemės palydovuose, jau aptiko kelis šimtus rentgeno šaltinių. Žinoma, tai dar nereiškia, kad visi jie ir yra juodosios kiaurymės. Rentgeno spindulius taip pat skleidžia supernovų palikti ūkai bei smarkiai įkaitusios tarpgalaktinės dujos galaktikų spiečiuose. Rentgeno diapazone švyti aktyvių galaktikų branduoliai, taip pat ir
r kai kurie mūsų Galaktikos kamuoliniai spiečiai. Mokslininkai spėja, kad ir juose gali slėptis masyvios juodosios kiaurymės. Ypač didelio dėmesio susilaukė tie rentgeno šaltiniai, kurie sutampa su dvinarėmis žvaigždžių sistemomis. Juk tokiuose sistemose galima nustatyti žvaigždžių mases netgi tuo atveju, kai vienas iš komponentų yra nematomas. Astrofizikai teigia, kad Gulbės žvaigždyne vienoje dvinarėje sistemoje slepiasi juodoji kiaurymė: aplink baltą karštą milžinę ten sukasi nematomas, bet 4 6 kartus masyvesnis už Saulę palydovas – rentgeno spindulių šaltinis.
Kyla klausimas, ar yra baltųjų kiaurymių? Juk jeigu medžiaga kažkur suteka, tai ar neišnyra ji kur nors kitur, galbūt net kitoje visatoje?
Spėlioti įdomu ir reikia. Bet juk juodosios kiaurymės dar kaip reikiant ir neatrastos. Kaip ir daugelis įdomių kritinių momentų žvaigždžių gyvenime, jos tebegyvena popieriuje kaip teorinė visagalių gamtos dėsnių išraiška.

NAUDOTA LITERATŪRA:

Z. Sviderskienės “Astronomijos abėcėlė”

Leave a Comment