Žvaigždžių sandara

Žvaigždės — tai didelės masės ir didelio skersmens įkaitusios plazmos rutuliai, sudaryti daugiausia iš vandenilio ir helio su nedidele sunkesnių cheminių elementų priemaiša. (Plazma (gr. plasma — lipdinys, darinys) vadinamos jonizuotos dujos, kuriose įvairiarūšių elektringųjų dalelių koncentracija yra vienoda, todėl sistema beveik neutrali.) Žvaigždės skleidžia elektromagnetines bangas (šviesos, ultravioletinius, Rentgeno bei infraraudonuosius spindulius) ir elektringąsias daleles (protonus bei elektronus). Žvaigždžių gelmėse vyksta branduolinės reakcijos, kurių metu vandenilis virsta heliu ir išsiskiria milžiniška energija. Ji ir palaiko žvaigždžių spinduliavimą.
Žvaigždės yra įvairaus dydžio: jų skkersmuo gali būti nuo kelių šimtųjų iki šimtų Saulės masių, o masė — nuo kelių dešimtųjų iki keleto dešimčių Saulės masių (Saulė yra vidutinio dydžio žvaigždė). Žvaigždės susidarė ne tik formuojantis galaktikoms, bet ir vėliau – jos įsižiebia netgi mūsų laikais, kai tik didžiuliame kosminiame dujų ir dulkių debesyje dėl smūginės bangos ar kitų priežasčių susidaro maždaug kelių šviesos mėnesių skersmens sutankėjimas ir jo traukos jėga pasidaro pakankama aplinkinių dalelių chaotiškam judėjimui įveikti. Didėjant sutankėjimo masei, jis vis stipriau traukia ir apima viis didesnę debesies dalį. Antra vertus, besitraukiantis kamuolys vis greičiau sukasi, nublokšdamas nuo savęs kai kurias lėtai krintančias daleles atgal į erdvę. Susispausdama medžiaga įkaista, ypač centrinė besiformuojančios žvaigždės (prožvaigždės) dalis, iš jos laikas nuo laiko išsiveržia ugnies pliūpsniai. Kosminis Hablo te

eleskopas įgalino 1995 m. pirmą kartą tiesiogiai pamatyti paslaptingą žvaigždžių gimimą. Žvaigždžių embrionai regimųjų spindulių dar neskleidžia, užtat labai ryškiai matyti minėtieji plazmos srautai, taip pat debesų kraštai, apšviesti aplinkinių žvaigždžių. Prožvaigždė tampa tikra žvaigžde, kai temperatūra jos centre pasiekia maždaug 3 milijonus laipsnių ir įsidega branduolinė vandenilio virtimo heliu reakcija. Saulės masės žvaigždė susiformuoja maždaug per 40 milijonų metų. Jei prožvaigždės masė mažesnė negu 0,08 Saulės masės, tai jai traukiantis nesusidaro reikiama temperatūra ir žvaigždė neįsidega – tokia nepavykusi žvaigždė yra vadinama rudąja nykštuke.
XX a. pradžioje atradus branduolines reakcijas, fizikai iš karto suprato, kad būtent jos gali būti tas mįslingas žvaigždžių energijos šaltinis, neišsenkantis milijardus metų. Kosminiai debesys, iš kurių formuojasi žvaigždės, sudaryti didžiąja dalimi iš vandenilio. Deja, vandenilio virtimo heliu reakcija gali prrasidėti tik suartėjus vandenilio branduoliams iki labai mažo atstumo. Betgi vandenilio branduoliai – protonai, turintys vienodą elektros krūvį, labai stipriai stumiasi vienas nuo kito, tad ši reakcija turėtų prasidėti tik nepaprastai aukštoje – milijardų laipsnių – temperatūroje, iki kurios prožvaigždė įkaisti negali. Tik apie 1930 m. buvo suprasta, kad protonai, kaip mikrodalelės, sugeba suartėti, tarsi praeidamos tuneliu elektrinį barjerą. Tad žvaigždei užsidegti pakanka gerokai mažesnės temperatūros. Suartėję du vandenilio branduoliai virsta sunkiojo vandenilio – deuterio branduoliu, be to, atsiranda pozitronas ir neutrinas. Susidaręs deuteris jungiasi su
u vandeniliu į helio izotopą, išspinduliuodamas gama spindulių kvantą. O du tokie helio branduoliai pagamina sunkesnį helio izotopą. Vykstant šiai reakcijų grandinėlei, keturi vandenilio branduoliai virsta vienu helio branduoliu ir išsiskiria gana didelis kiekis (27 MeV) energijos. Kai žvaigždėje yra anglies priemaišų, kurios veikia kaip katalizatorius, vyksta šiek tiek kitokia reakcijų grandinėlė.
Helio branduoliai turi dvigubai didesnį elektros krūvį negu protonai, todėl heliui virsti sunkesniais elementais reikalinga dar aukštesnė – šimto milijonų laipsnių – temperatūra. Ji susidaro po to, kai žvaigždės centre baigiasi vandenilio degimo reakcijos ir, vėstančiai plazmai neįstengiant atsverti gravitacijos jėgų, žvaigždė ima vėl trauktis į centrą. Tada du helio branduoliai jungiasi į nestabilų berilio branduolį, o šis prieš suskildamas kartais suspėja prisijungti dar vieną helio branduolį, ir susidaro anglis. Taip palaipsniui žvaigždėse, esant pakankamai temperatūrai, vyksta vis sunkesnių elementų sintezė, tačiau išskiriamos energijos kiekis mažėja, didėjant nukleonų skaičiui branduoliuose. Sunkesnių už geležį elementų sintezei jau reikalinga papildoma energija, tad toks jungimasis nebegali būti žvaigždžių energijos šaltinis.
Žvaigždės raida priklauso nuo jos masės – kuo ji didesnė, tuo aukštesnė temperatūra susidaro žvaigždės viduje ir tuo greičiau vyksta branduolinės reakcijos, vadinasi, tuo spartesnė žvaigždės evoliucija. Be to, skirtingomis sąlygomis atsiveria vis kitokios raidos galimybės, tad mažos ir didelės masės žvaigždžių likimai esti skirtingi.
Žmogus, tarsi vienadienė pe
eteliškė, mato tik akimirką žvaigždės raidoje. Laimė, Galaktikoje yra labai daug įvairaus amžiaus žvaigždžių. Antra vertus. bendrus žvaigždžių bruožus, jų raidą gerai aprašo palyginti paprasti modeliai (juk žvaigždė – gana vienalytis plazmos kamuolys), tad yra sukurti patikimi žvaigždžių evoliucijos scenarijai.
Žvaigždės pagrindinės charakteristikos yra jos paviršiaus temperatūra, nustatoma iš žvaigždės spalvos, ir šviesis – energija, kurią žvaigždė išspinduliuoja per l sekundę (kadangi žvaigždės yra įvairiais atstumais nutolusios nuo Saulės, tai norint nustatyti šviesį, reikia išmatuoti ne tik stebimą žvaigždės ryškį (spindesį), bet ir atstumą ligi jos). Tos dvi žvaigždžių charakteristikos įgalina sudaryti pačią žinomiausią astronomijoje – Hercšprungo (Hertzsprung) ir Raselo (Russell) diagramą, pavadintą jos autorių vardais (dažnai sutrumpintai vadinamą HR diagrama). Kiekvieną stebimą žvaigždę galima atvaizduoti tašku toje diagramoje, o panašias žvaigždes atitinka gretimi taškai. Daugumos žvaigždžių taškai išsidėsto išilgai kreivės, pavaizduotos punktyru. Tai pagrindinė žvaigždžių seka, jai priklauso daugelis žvaigždžių, išskyrus prožvaigždės bei vėlyvųjų stadijų žvaigždes. Kai žvaigždėje prasideda helio sintezės reakcija, jos taškas atsiduria toje kreivėje (tuo aukščiau, kuo didesnė žvaigždės masė, taigi ir jos temperatūra). Vėliau, vandeniliui virstant heliu, žvaigždė vis labiau įsidega, kyla jos temperatūra ir didėja šviesis, tad žvaigždė iš lėto kyla pagrindine seka aukštyn. Taigi naudojantis HR diagrama galima tirti ne tik žvaigždžių tipus, bet ir jų ev
voliuciją. Panagrinėkime Saulės raidą (ji būdinga bet kuriai panašios masės žvaigždei). Saulė įsidegė prieš 4,5 milijardo metų, jos to meto padėtis sekoje pažymėta mėlyna strėliuke. Dabar Saulė yra pasislinkusi diagramoje į viršų, betgi jos vandenilis dar toli gražu nėra išeikvotas, tad dar tris milijardus metų vyks lėta Saulės evoliucija išilgai pagrindinės sekos. Baigiantis vandenilio jungimosi reakcijai žvaigždės šerdyje, ši ima trauktis (nes degimo produktų slėgis nebeatsveria traukos jėgų), o medžiagai susi-spaudžiant, jos temperatūra pakyla. Dėl to įkaista toliau esantis vandenilio sluoksnis – helio sintezės reakcija sklinda link žvaigždės išorės. Žvaigždė ima plėstis, jos šviesis stiprėja, ir žvaigždė nukrypsta nuo pagrindinės sekos, kildama diagramoje į viršų. Per maždaug pusę milijardo metų žvaigždės skersmuo išauga kelis šimtus kartų ir ji tampa raudonąja milžine.
Taigi kada nors ateityje Saulė gerokai išsiplės ir spinduliuos daugiau energijos: iš pradžių ji sudegins Merkurijų, dar vėliau, jai išsiplėtus beveik ligi Žemės orbitos, mūsų planeta irgi užvirs, išgaruos, o jos likučiai nukris į Saulę. Ši liūdna prognozė visai pagrįsta, laimė, tai įvyks dar labai negreit. Žvaigždės šerdžiai labai įkaitus, staiga – galingu žybsniu – prasideda helio jungimosi reakcija. Žybsniai vyksta ir vėliau, nes ta reakcija nėra stabili -jos sparta labai priklauso nuo temperatūros. Taigi žvaigždė išgyvena neramų kelių milijonų metų periodą, jos dydis dar išauga. Helio jungimosi reakcijai priartėjus prie žvaigždės paviršiaus, jos šviesis dėl reakcijos nestabilumų ir kitų priežasčių pradeda pulsuoti – žvaigždė kurį laiką tampa kintamąja žvaigžde. Galų gale išoriniai žvaigždės sluoksniai neatlaiko galingo jos spindulių veikimo ir išsilaksto į visas puses, sudarydami burbulo pavidalo ūką aplink žvaigždę. Likusioji žvaigždės dalis, palaipsniui gęstant branduolinėms reakcijoms, virsta iš pradžių baltąja, o po to juodąja nykštuke. Panašiai, bet žymiai greičiau evoliucionuoja žvaigždės, kurių masė keletą kartų didesnė už Saulės masę. Jeigu prožvaigždės masė viršija šimtą Saulės masių, tai jos centras labai greitai ir smarkiai susispaudžia bei įkaista, vandenilio jungimosi reakcija prasideda taip audringai, kad žvaigždė susprogsta ir išsilaksto į šalis. Jei prožvaigždės masė yra mažiau nei šimtas, bet daugiau nei 8-10 Saulės masių, jos irgi laukia katastrofa bei ypatingas likimas. Tokia žvaigždė gana greitai evoliucionuoja į supermilžinę su geležine šerdimi, kurioje nebevyksta jokios termobranduolinės reakcijos. Kai tokios šerdies masė pasidaro lygi maždaug 1,5 Saulės masės, jos traukos jėga taip sustiprėja, kad jai nebegali atsispirti elektrinės jėgos tarp dalelių: protonai susijungia su elektronais ir virsta neutronais. Centrinė žvaigždės dalis per sekundę virsta didžiuliu, labai tankiu atomo branduoliu – neutronų kamuoliu. Toks staigus medžiagos susitraukimas, arba kolapsas, sukelia nepaprastai galingą smūginę bangą. Žvaigždė sprogsta, jos didžioji dalis išsilaksto į visas puses 5000-10 000 km/s greičiais. Jei tai įvyksta mūsų Galaktikoje, danguje staiga sužimba nauja labai ryški žvaigždė, nes tuo metu ji spinduliuoja maždaug tiek pat energijos kiek milijardas saulių. Tokia sprogusi žvaigždė vadinama supernova. Istoriniais laikais tai yra įvykę keletą kartų. Antai kinų metraščiai 1054 m. aprašė naujos žvaigždės atsiradimą Tauro žvaigždyne. Ji buvo matoma netgi dienos metu plika akimi 23 dienas. Palaipsniui toje vietoje atsirado Krabo ūkas – į visas puses plintantis žvaigždės sprogimo debesis. O visai neseniai, 1987 m., astronomai labai susidomėję stebėjo supernovą, sužibusią gretimoje galaktikoje – Didžiajame Magelano Debesyje.
Supernovos išsklaido žvaigždžių gelmėse susidariusius įvairius cheminius elementus po kosminę erdvę ir tuo būdu praturtina jais tarpžvaigždinę medžiagą, iš kurios formuojasi naujos žvaigždės. Visi mes esame sudaryti iš supernovų sprogimo produktų.
Ilgą laiką dauguma astronomų manė, kad grandiozinio žvaigždės sprogimo metu išsilaksto ir žvaigždės šerdis. Tačiau 1967 m. buvo aptikti pulsarai – žvaigždės, siunčiančios didelio dažnio reguliarius radijo signalus. Po labai atkaklių ir dramatiškų tyrinėjimų buvo nustatyta, kad tai yra labai greitai besisukančios, tik keliolikos kilometrų skersmens neutroninės žvaigždės – supernovų branduoliai. Spinduliavimas sklinda iš neutroninių žvaigždžių magnetinių polių vietų, ir, žvaigždei sukantis, jos spindulių pluoštas, lyg sukamas prožektorius, periodiškai švytruoja po dangų. Ši hipotezė visiškai pasitvirtino atradus pulsarą Krabo ūko centre.
Teoriškai nustatyta, kad neutroninės žvaigždės masė negali viršyti maždaug trijų Saulės masių. Jeigu po supernovos sprogimo lieka masyvesnis objektas, tai jis ir toliau traukiasi, ir jokios jėgos nebegali atsispirti milžiniškai visuotinės traukos jėgai – žvaigždė virsta juodąja bedugne: nepaprastai masyvia ir tankia žvaigžde, iš kurių traukos lauko negalėtų ištrūkti joks kūnas ir netgi spindulys. Juodasias bedugnės pagrindė 1917 m. vokiečių astrofizikas K. Švarcšildas (Schwarzschild), remdamasis ką tik sukurta bendrąja reliatyvumo teorija. K. Švarcšildas apskaičiavo, iki kokio dydžio turi susitraukti žvaigždė, kad ji virstų juodąja bedugne. Kuo mažesnis žvaigždės radiusas, tuo stipresnis jos traukos laukas ir tuo didesnį greitį turi įgyti kūnas, kad įveiktų žvaigždės trauką. Saulei tas greitis lygus 600 km/s (Žemei tai – antrasis kosminis greitis – 11,2 km/s). Iš neutroninės žvaigždės gali pasprukti tik dalelės, įgijusios milžinišką 10000 km/s greitį. Kai, traukiantis žvaigždei, tas pabėgimo greitis padidėja ligi šviesos greičio, žvaigždė tampa neįveikiamais spąstais bet kokiam kūnui ar elementariajai dalelei, taigi ir fotonui – susidaro juodoji bedugnė. Tai įvyksta žvaigždės radiusui sumažėjus ligi vadinamojo Švarcšildo radiuso, kuris Saulei lygus maždaug 3 km, t.y. ji virstų juodąja bedugne tik susitraukusi 1016 kartų! Laimė, tai mūsų Saulei negresia.
Pagal bendrąją reliatyvumo teoriją, labai stiprus juodosios bedugnės traukos laukas smarkiai iškreipia erdvę ir laiką, o įvykiai skirtingiems stebėtojams atrodo visai kitaip. Hipotetiniam stebėtojui, kuris traukiasi kartu su žvaigžde (ir išlieka nesuplėšytas gigantiškų jėgų), atrodo, kad ir pasiekus gravitacinį radiusą, žvaigždės traukimasis vyksta toliau ir žvaigždė virsta materialiu tašku (tiesa, kai atstumai labai maži, bendroji reliatyvumo teorija nustoja galioti, tad to stebėtojo galutinis likimas nėra aiškus). Tuo tarpu stebėtojui, tiriančiam žvaigždės kolapsą iš tolo, atrodo, kad žvaigždės traukimasis lėtėja artėjant prie gravitacinio radiuso, ir žvaigždė tarsi sustingsta, pasiekusi tą dydį.
Juodųjų bedugnių teoriją išplėtojo S. Hokingas (Hawking), vienas žymiausių šių dienų teoretikų (nors jis jau daugiau kaip dvidešimt metų yra sunkios ligos prikaustytas prie invalido vežimėlio ir gali judinti tik kelis vienos rankos pirštus, kuriais valdo kompiuterį bei kalbos sintezatorių). S. Hokingas įrodė, kad juodosios bedugnės nėra absoliučiai juodos. Labai stipriame tokios bedugnės traukos lauke gali gimti dalelių ir antidalelių poros, kai kurios iš jų, įgavusios didelius greičius, pasprunka iš juodosios bedugnės, nusinešdamos jos energijos. Be to, jei netoli tokios bedugnės elementarioji dalelė virsta dviem dalelėmis, tai viena iš jų gali būti pagrobta bedugnės, o kita, atšokusi į kitą pusę, gali išvengti juodosios bedugnės ir nuskrieti, spinduliuodama fotonus. Dėl to vienišos bedugnės energija, taigi ir jos masė, po truputį mažėja, šis keistas objektas tarsi „garuoja“. Antra vertus, bedugnė pagrobia jos aplinkoje skriejančius reliktinius fotonus. Anot Hokingo teorijos, bedugnė „garuoja“ tuo greičiau, kuo mažesnė jos masė, tad nedidelės masės juodosios bedugnės, galbūt susidariusios Didžiojo sprogimo metu, turėjo išnykti. Aptikti vienišą bedugnę pagal jos „garavimą“ ar traukos lauko veikimą nepaprastai sunku. Laimė, žvaigždės dažnai gimsta poromis, tik ne dvynukėmis, o skirtingos masės, tad jų evoliucija esti nevienoda. Masyvesnei žvaigždei baigus savo evoliucijos kelią ir virtus juodąja bedugne, jos kaimynė vis dar gali būti raudonoji milžinė. Šioji lengvai netenka savo medžiagos, kuri krinta į juodąją bedugnę ir sudaro akrecijos diską apie ją (be abejo, žymiai mažesnį ir retesnį, negu aplink bedugnes galaktikų centruose. Tokią keistą dvinarę sistemą galima atpažinti iš neįprasto jos spinduliavimo. Nuo tų laikų, kai atsirado rentgeno astronomija, mokslininkus stebino labai ryškus šių spindulių šaltinis Gulbės žvaigždyne, pavadintas Cyg X1. Jis buvo sutapatintas su mėlynąja supermilžinę, kurios masė yra apie 20 Saulės masių. Tos žvaigždės spektro linijos periodiškai – kas 5-6 dienos – pasislenka į vieną ar j kitą pusę, ir tai liudija, kad ši žvaigždė sudaro dvinarę sistemą su kita žvaigžde ir abi jos skrieja apie bendrą masių centrą. Antroji žvaigždė ir yra ryškus Rentgeno spindulių šaltinis, o greitas jo intensyvumo kitimas reiškia, kad tas šaltinis yra labai mažas. Apskaičiuota jo masė prilygsta maždaug 10 Saulės masių, tad tai negali būti neutroninė žvaigždė (kurios masė neviršija 3 Saulės masių). Remiantis tokiais samprotavimais daroma išvada, kad Cyg X1 nematomasis narys yra juodoji bedugnė.
Taigi galimos ne tik supermasyvios juodosios bedugnės galaktikų centruose, bet ir kelių ar keliolikos Saulės masių bedugnės, kaip masyvių žvaigždžių evoliucijos liekanos. Juodoji bedugnė praktiškai neturi stebimų savybių, ją galima aptikti tik iš likusio gravitacijos lauko. Tad juodųjų bedugnių, susidariusių sprogus supernovoms, paieškos butų ilgai užsitęsusios, jeigu maždaug pusė žvaigždžių nebūtų dvinarės ir net daugianarės žvaigždės.
Tokios žvaigždės susidaro iš pirminio debesies, kuriame yra ne vienas, o keli sutankėjimai. Tad susiformuoja dvi, o retkarčiais ir daugiau artimų žvaigždžių, besisukančių apie bendrą masės centrą. Viena iš jų gali tapti juodąja bedugne. O jeigu jos kaimynė yra gana arti ir lengvai netenka savo medžiagos, tai apie juodąją bedugnę susidaro krintančių dalelių verpetas. Pastarąjį, kaip ir aktyviųjų galaktikų branduolius, įmanoma pastebėti iš neįprasto spinduliavimo.
Pirmuoju kandidatu į juodąsias bedugnes tapo labai stiprus Rentgeno spindulių šaltinis Skorpiono žvaigždyne, vėliau buvo aptikta ir daugiau panašių objektų. Astronomai labai atidžiai tyrė jų spinduliavimą įvairiomis bangomis, tikrino ir kitas hipotezes, tačiau daugelis kandidatų į juodąsias bedugnes atlaikė visus patikrinimus. Todėl optimistai teigia, kad juodosios bedugnės jau atrastos, o skeptikai dar palieka kelių procentų kitokio interpretavimo galimybę.

Leave a Comment