Saulės „paviršiaus“ nuotraukos dažnai tokios, kad atrodo vos ne globalaus dydžio katastrofos, kur ugnies liežuviai drasko Saulės horizontą, bet kas ten iš tikro vyksta fizikos požiūriu

Prieš detalizuojant, kaip iš tikrųjų atrodo Saulės „paviršius“, svarbu suvokti svarbiausius fizikinius procesus, nulemiančius žvaigždės išvaizdą ir keliais žodžiais prisiminti, kas yra žvaigždė. Žvaigždės branduolyje vyksta termobranduolinės sintezės reakcijos ir jų sukurta energija kompensuoja gravitacinį žvaigždės kolapsą (t.y., kad žvaigždė nepaliaujamai nesitrauktų iki juodosios skylės). Likusi energija išspinduliuojama.

Jeigu teko lankyti mokyklą ir bent šiek tiek pažindintis su cheminėmis reakcijomis ir jų prigimtimi, turbūt esate girdėję, kad visoms reakcijoms vykti reikia energijos – arba iš išorės (endoterminės reakcijos), arba pati reakcija tą energiją išskiria (egzoterminės reakcijos). Panašiai yra ir su termobranduolinėmis reakcijomis.

Joms vykti reikia didelės temperatūros ir slėgio, kuriuos suteikia proto-žvaigždės gravitacinis traukimasis. Prasidėjus termobranduoliniam „degimui“, temperatūra auga, reakcija stiprėja. Atrodytų, toks teigiamas grįžtamasis ryšys turėtų baigtis įspūdingu sprogimu. Tačiau ta pagaminta energija nelieka vienoje vietoje, o sklinda visomis kryptimis ir, pasiekusi žvaigždės paviršių, išsisklaido kosmose.

Energija gali būti atiduodama trimis būdais – kontaktiniu, konvekciniu ir spinduliavimo. Masyviausių žvaigždžių branduolių tankis toks didelis, kad gali dominuoti šiluminis laidumas.

Kai priliečiate šaltą daiktą, pavyzdžiui, radiatorių prieš šildymo sezoną ir kontakto būdu jūsų liečiama vieta šyla iki kūno temperatūros. Bet jei bus nors mažytis tarpelis, kontaktiniu būdu efektyviai šildyti nepavyks. Žvaigždės yra gan reti objektai, todėl kontaktinis šilumos perdavimas efektyvus tik itin ekstremaliomis sąlygomis žvaigždžių branduoliuose.

Toliau iki paviršiaus energija daugiausiai pernešama spinduliuote ir konvekcija. Su spinduliuote viskas gan aišku: įkaitusi plazma spinduliuoja fotonus visomis kryptimis, aplinkinė medžiaga juos sugeria ir spinduliuoja pati ir taip – iki žvaigždės optinio paviršiaus, kur nebėra kam sugerti spinduliuotės (tiesa, žvaigždėje energijos pernašos procesai gali būti skirtingi jos gelmėse ir paviršiuje). Tik karščiausių žvaigždžių paviršiuose spinduliuotė dominuoja iki pat optinio paviršiaus.

Daugumos žvaigždžių atmosferose, iki optinio paviršiaus dominuoja konvekcija. Konvekcija yra rečiau buityje naudojamas terminas, bet sutinkamas nuolat. Grįžkime prie radiatoriaus (dabar jau – šildymo sezono metu). Jei radiatorius įkaitęs, galima pastebėti, kad šiltas oras virš jo kyla palubėn, užleisdamas vietą pažemėje esančiam šaltesniam. Tai vyksta, nes šilto oro tankis mažesnis už šalto ir jį kelia Archimedo jėga. Už kambario durų, konvekcija sukelia ir vėjus, ir oro masių judėjimą, ir vandenynų srovės ir pan. Taip ir daugelio žvaigždžių paviršiuose, įskaitant Saulę, dominuoja konvekcija ir galima įsivaizduoti, kad jos tarsi kunkuliuoja. Karštos plazmos srovės kyla ir plečiasi, spinduliuodama energiją žvaigždės paviršiuje. Staigiai atvėsusi medžiaga tarp srovių dideliu greičiu (lyginant su daug ploto užimančia srove) grįžta į žvaigždės gelmes kur vėl įkaista.

Bet juk kiek esame žiūrėję į Saulę patys, nieko tokio nematėme. Taip yra todėl, kad palyginus su visos Saulės disku šie kylančios plazmos fontanai yra palyginti maži. Itin gerai įsižiūrėję specialiais teleskopais, galėtume matyti vidutiniškai 1500 km skersmens granules, o per visą Saulės paviršių tai būtų net apie 4 milijonus granulių. Granulių įspūdį sukelia būtent tai, kad pakilusi medžiaga yra karštesnė. Tarpgranulinės sritys taip pat spinduliuoja, tik jose medžiaga jau yra atvėsusi, tad ir atrodo mažiau šviečianti, nei granulės. Kadangi visos srovės, vėjai ir pan. yra gan dinamiški, tai ir granulės yra dinamiškos, paviršiaus raštas nuolat kinta ir atskira granulė tegyvuoja 8-20 minučių. O tai jau yra akivaizdus ir tiesioginis konvekcijos Saulės atmosferoje įrodymas.

Kaip buvo minėta aukščiau, konvekcija, tad ir granuliacijos raštas, turėtų būdingas ir kitoms žvaigždėms. Remiantis teoriniais trimačiais hidrodinaminiais žvaigždžių atmosferų modeliais, konvektyviose žvaigždžių atmosferose kuo karštesnė žvaigždė ir kuo jos gravitacija stipresnė, tuo jos granulės yra smulkesnės lyginant su paviršiaus plotu. Ir atvirkščiai, kuo žvaigždė vėsesnė ir kuo gravitacija mažesnė, tuo didesnės granulės. Būtent tokios yra raudonosios milžinės, kokia tolimoje ateityje virs ir Saulė, ir jos spindulys turėtų siekti Žemės orbitą.

Tokiose žvaigždėse granulės yra gerokai didesnės už Žemę ar net visas planetas. Šiuo aspektu itin įdomi devinta ryškiausia dangaus žvaigždė – Betelgeizė. Tai net ne milžinė, o supermilžinė. Jos paviršiuje gravitacija ir efektinė temperatūra (temperatūra optiniame paviršiuje) itin maža. Jos granulės tokios didelės, kad visame žvaigždės paviršiuje turėtų egzistuoti vos kelios (!). Ir čia svarbus jos ryškis, nes jo pakanka, kad pačiais moderniausiais teleskopais galėtume įžiūrėti, kad šios žvaigždės atvaizdą net sunku pavadinti disku.

Reikia nepamiršti, kad konvekcijos veikiama juda ne dujos, o plazma. Plazmos dalelės turi elektrinį lauką, o judantis elektrinis laukas kuria magnetinį. Net ir įprasta konvekcija gali palaikyti pirmykštį magnetinį lauką, kurį turėjo žvaigždė ar ją suformavęs dujų debesis. Bet magnetinis laukas turi iš kažkur atsirasti ir pirmykščiuose debesyse gali susiformuoti tik palyginus nedaug magnetinio lauko.

Užtat veikiant gravitacijai, proto-žvaigždės debesis gali būti lengvai įsuktas savo aplinkos. Kampinis sukimosi momentas taip paprastai nedingsta ir susiformavusi žvaigždė taip pat sukasi. Jei žvaigždės atmosfera konvektyvi, medžiaga juda, šis sukimosi momentas dėl dinamos mechanizmo virsta magnetiniu lauku. Magnetinis laukas turi magnetinio lauko linijas, kurios atitinkamai kryptingai veikia plazmos judėjimą ir taip trukdo konvekcijai. Būtent tai sukuria Saulės dėmes. Magnetinio lauko linijose konvekcija mažiau efektyvi, bet tai vis dar yra efektyviausias energijos pernašos mechanizmas. Todėl jos pernešama energija yra tiesiog mažesnė, paviršių pasiekia vėsesnė medžiaga ir jos spinduliuotė nublanksta prieš magnetiškai „ramių“ sričių.

Žvaigždžių magnetizmas yra labiau paplitęs kompaktiškose žvaigždėse, nes jos gali suktis greitai ir pasižymi sąlygomis efektyviai dinamai. Jau minėtos raudonosios milžinės yra tos pačios evoliucionavusios nykštukės, kaip Saulė, tik užimančios gerokai didesnę sferą. Dėl riboto sukimosi momento kiekio, dalis kurio jau buvo paversta magnetiniu lauku nykštukės evoliucinėje stadijoje, ir gerokai didesnio žvaigždės tūrio, raudonųjų milžinių sukimasis yra gerokai lėtesnis, manoma, per lėtas, kad galėtų veikti efektyvi Saulės tipo dinama. Tai nereiškia, kad raudonosios milžinės neturi magnetinio lauko (šie yra tiesiogiai išmatuoti), bet jie gerokai silpnesni, nei nykštukėse ir neturėtų kurti dėmių, kaip Saulėje.

Didžioji dalis visų šių žinių remiasi žvaigždžių atmosferų modeliais. Nors remiantis termodinamika, gana nesunku įvertinti, kuomet konvekcija turėtų virsti dominuojančiu energijos pernašos būdu, pačios pernašos modeliavimas toli gražu nėra trivialus. Fizikoje, kuomet tik galima, siekiama surasti lygčių sistemą, kurią būtų galima išspręsti ir gauti tikslų sprendinį.

Kadangi didžiausias ir patraukliausias stebimas informacijos šaltinis yra žvaigždės spektras, tai jau reiškia, kad spinduliuotės pernašą galima supaprastinti tik labai ribotai ir tampa svarbūs įvairių bangos ilgių neskaidrumai. Tad, analitiškai uždavinio išspręsti neįmanoma – kiekvienas bangos ilgis idealiu atveju jau yra tiek kintamasis, tiek kriterijų ansamblis, kurį turi modelis atkurti. Tuomet tai jau virsta iteraciniu uždaviniu, kurio sprendinys – stabili žvaigždės termodinaminė struktūra, remiantis kuria galima atkurti stebimas žvaigždės savybes. Jei šis uždavinys gali būti supaprastintas iki vienos dimensijos, gylio, jis gali vis dar būti nesunkiai išsprendžiamas paprastu namų kompiuteriu.

Tačiau, jau remiantis vien šiame straipsnyje pateiktu konvekcijos paveikslu, nelabai aišku, kaip aprašyti konvekciją vienoje dimensijoje. Tam daroma prielaida, kad konvekcija veikia kaip burbulai, kurie nukeliauja fiksuotą atstumą ir atiduoda savo energiją iš susiformavimo gylio aukščiau. Remiantis šia teorija, suskaičiuota dauguma dabar naudojamų žvaigždžių atmosferų modelių, gerai aprašančių stebimas žvaigždžių savybes. Visgi, ši sėkmė yra santykinė, nes būtent siekiant sėkmingai atkurti stebėjimus, šiai teorijai būtini laisvieji parametrai (svarbiausias – konvekcinio burbulo nukeliaujamas atstumas), kuriuos priderinus prie stebėjimų, galima atkurti tuos pačius stebėjimus. Taip pagal stebėjimus galima spręsti apie žvaigždės struktūrą, bet fizikinės prasmės laisvieji parametrai neturi ir nieko neparodo apie pačią konvekciją.

Naujausi žvaigždžių atmosferų modeliai, su kuriais dirba ir Vilniaus universiteto dr. Arūno Kučinsko vadovaujama astronomų grupė, nenaudoja jokių prielaidų apie konvekciją. Modelių struktūrą lemia paprastos hidrodinaminės lygtys, kurias sprendžiant, modeliuojama kaip gravitaciniame lauke su medžiaga, tam tikra energija patenkančia iš už modelio ribų apačioje, juda plazma. Tai, aišku, skaičiavimus apsunkina: tai nebėra termodinaminės struktūros iteravimas iki stabilaus sprendinio. Tai yra trimatis uždavinys, ir kaip galime spręsti iš Saulės granulių gyvavimo trukmės, stabilios struktūros net negalima tikėtis.

Tad, šiuo atveju ieškoma kvazistacionarių struktūrų, kurios statistinės savybės išlieka stabilios. Taigi, tai jau virsta keturių dimensijų uždaviniu, kuriam spręsi reikia modernių dedikuotų skaičiavimų mašinų ir mėnesių skaičiavimo laiko. Vis dėlto, tokiais modeliais galime atkurti stebimas žvaigždžių savybes, kurių vienmačiais hidrostatiniais modeliais tiesiog neįmanoma atkurti. O taip be jokių papildomų supaprastinimų ar tam skirtų laisvųjų parametrų sėkmingai atkuriama tiek granuliacija, tiek teisingas granulių dydis ir kitos savybės. Ir ta pačia programine įranga, tinkama modeliuoti Saulės atmosferą, atkuriamos ir Betelgeizės kelios granulės visame žvaigždės paviršiuje. Tačiau šie modeliai nėra plačiai paplitę dėl gerokai sudėtingesnio skaičiavimo.

Gali atrodyti nuostabu, kad galime tiek išsiaiškinti net apie toli esančių žvaigždžių struktūrą. Vis dėlto, tam reikia ir detalesnių modelių, ir geresnės kokybės stebėjimų, kad būtų galima atmesti ar pastebėti esamų modelių trūkumus, modelių fizikinius netikslumus (pavyzdžiui, magnetinių laukų įtaką, ar net molekulinių debesų, dulkių formavimąsi) ir taip sužinoti apie žvaigždes dar daugiau. O žvaigždėmis remiasi mūsų suvokimas apie žvaigždžių sistemas, mūsų ir kitas galaktikas ir galiausiai visą Visatą.

Dr. Jonas Klevas