Mokslo ir technologijų pasaulis

Ilgamečiai tyrimai rodo, jog jaunoms žvaigždėms vienatvė nepatinka. Jos formuojasi grupėmis arba spiečiais – nuo kelių dešimčių iki milijonų žvaigždžių viename. Kai kurios grupės vėliau išyra, o jų žvaigždės pasklinda kas sau galaktikose; kitos išlieka – matome netgi milijardų metų amžiaus spiečius. Mūsų Saulė irgi ne išimtis: manoma, jog ji susiformavo kartu su maždaug tūkstančiu kitų žvaigždžių, tačiau šis skaičius yra labai apytikris.

Kodėl taip yra? Ogi todėl, kad medžiaga, tinkama žvaigždėms formuotis, yra molekulinių dujų debesys. Jų masė paprastai siekia šimtus tūkstančių ar net milijonus Saulės masių, tad ir žvaigždžių iš kiekvieno susiformuoja gausybė. Bet kaip atsitinka, kad tokiuose šaltuose debesyse, kurių temperatūra paprastai nesiekia nė 100 kelvinų, t. y. gerokai žemesnė, nei Žemės paviršiuje, užgimsta termobranduolinės plazmos orkaitės? Nors daugybė detalių vis dar yra neaiškios, tyrimai leidžia susidaryti bendrą vaizdą, kurį čia ir pristatysiu.

Prieš pradėdamas pasakoti apie žvaigždėdaros (taip vadinamas žvaigždžių formavimosi procesas) eigą, siūlau pasižiūrėti vieną filmuką. Tai yra skaitmeninės simuliacijos vizualizacija, jau tapusi klasika ir rodoma studentams daugelyje universitetų per atitinkamas astronomijos paskaitas. Simuliacijoje apskaičiuota molekulinio debesies gabaliuko, kurio masė 50 kartų didesnė nei Saulės, evoliucija. Nors iš pradžių dujos (kurių tankį rodo spalvų intensyvumas) atrodo pasiskirsčiusios vienodai, bet jų greičiai yra labai įvairūs, taigi greitai atsiranda skirtingo tankio regionai, kurie ima trauktis ir po truputį virsta žvaigždėmis (balti taškeliai). Kiekvieno kadro viršuje parašytas atstumas (astronominiais vienetais) nuo vieno kadro krašto iki kito ir laikas (metais), prabėgęs nuo simuliacijos pradžios. Simuliacija buvo atlikta Didžiosios Britanijos superkompiuteriu UKAFF prieš dešimtmetį; šiam projektui vadovavo profesorius Matthew R. Bate iš St Andrews universiteto Škotijoje.

Astronominiai džinsai?

Molekulinis debesis – tai didžiulis šaltų dujų telkinys, sudarytas daugiausiai iš molekulinio vandenilio (t. y. H2), taip pat anglies monoksido CO, amoniako NH3 ir kai kurių kitų molekulių. Dujų tankis gali siekti iki milijono dalelių kubiniame centimetre (palyginimui: vidutinis tarpžvaigždinės erdvės tankis yra viena dalelė kubiniame centrimetre). Bet dujos debesyje nėra pasiskirsčiusios visiškai tolygiai. Kai kur jos šiek tiek tankesnės, kitur – išretėjusios; dėl aplinkos poveikio ir paties debesies judėjimo debesies struktūra nuolat po truputį kinta.

Dujas veikia trys pagrindinės jėgos – gravitacija, bandanti sutraukti jas į vieną tašką; šiluminio judėjimo slėgis, besipriešinantis susitraukimui; ir sukimosi jėgos, ardančios bet kokius trauktis pradedančius gabalus. Dar kartais būna svarbios magnetinės jėgos, bet į jas paprastumo dėlei nekreipsime dėmesio. Taigi kiekvienoje debesies dalyje vyksta nuolatinė kova tarp šių trijų sąveikų. Kartais gravitacija nugali kitas dvi, ir gana nedidelė – gal šimto Saulės masių – debesies dalis ima trauktis vis labiau. Anksčiau ar vėliau traukimasis prasideda visame debesyje – taip buvęs daugmaž vientisas telkinys suskyla į daugybę branduolių. Tipinė tokio branduolio masė ir jo pradinis dydis vadinami atitinkamai Džinso mase (Jeans mass) ir Džinso ilgiu (Jeans length) pagal mokslininko pavardę. Ne, su daugelio mėgstamomis kelnėmis tai neturi nieko bendra.

Besitraukiantis branduolys po truputį tampa vis labiau gravitaciškai surištas, t. y. norint jį suardyti reikėtų vis daugiau ir daugiau papildomos energijos. Kurį laiką beveik visa prarandama energija yra išspinduliuojama, ir branduolio temperatūra išlieka daugmaž pastovi. Tuo metu branduolys gali suskilti į mažesnius fragmentus, mat Džinso ilgis mažėja, didėjant vidutiniam tankiui. Šis etapas vadinamas izoterminiu kolapsu (žodis „izoterminis“ reiškia „nekintamos temperatūros“).

Kai branduolys suskyla iki maždaug Saulės masės fragmentų, jų tankis tampa toks didelis, kad išspinduliuojama energija yra čia pat sugeriama. Taip debesies temperatūra pradeda augti, o energijos balansą galima nustatyti, naudojant vadinamąją virialinę teoremą (virial theorem). Teoremos esmė – potencinė (gravitacinės sąsajos) energija yra neigiama ir savo absoliutiniu dydžiu dvigubai didesnė už dujų vidinę (šiluminę) energiją. Vadinasi pusė išlaisvinamos gravitacinės energijos yra sugeriama dujų, o kita pusė – vis dar išspinduliuojama, bet jau tik iš išorinių fragmento sluoksnių. Taigi, traukdamasis branduolys energijos netenka, tačiau visą laiką kaista! Jokie kasdieniame gyvenime sutinkami objektai taip nesielgia – jie kaista, kai bendra energija didėja. Džinso ilgis dabar jau tik didėja, nes priklausomybė nuo temperatūros nusveria priklausomybę nuo tankio, taigi toliau fragmentai nebeskyla. Toks traukimosi procesas kartais vadinamas adiabatiniu kolapsu, nors terminas nėra visiškai teisingas – „adiabatinis“ reiškia „nekintamos energijos“, bet debesies energija šiek tiek kinta, nors ir mažiau, nei izoterminio kolapso metu.

Protingosios žvaigždės

Besitraukiantys ir kaistantys tankūs branduoliai daugiau nebesiskaido, bet jų struktūra tebekinta. Pačiame centre, šerdyje, temperatūra kyla sparčiausiai ir pasiekia keletą milijonų laipsnių. Tuo metu aplink šią protožvaigždę (t. y. pirmykštę žvaigždę arba ikižvaigždinį kūną) pradeda formuotis dujų ir dulkių diskas. Į jį debesies dalelė susisuka dėl judesio kiekio tvermės – mažėjant fragmento spinduliui, greitėja jo sukimasis, kol galų gale dujos ima suktis apskritiminėmis orbitomis.

Kai visos ne šerdyje esančios dujos arba sukrenta į diską, arba atsiskiria nuo kolapsuojančio fragmento, šerdis tampa matoma regimųjų ir infraraudonųjų spindulių ruože. Toks objektas vadinamas pagrindinės sekos nepasiekusia žvaigžde (pre-main-sequence star). Centrinis kūnas toliau kaista ir spinduliuoja panašiai kaip ir „tikra“ žvaigždė, bet yra gerokai didesnis. Taip pat jo spinduliuotė kyla ne iš termobranduolinių reakcijų, o vis dar dėl gravitacinės energijos išlaisvinimo.

Tolesnis žvaigždės gyvenimas labiausiai priklauso nuo jos masės. Visata nemėgsta per mažų ir per didelių: geriausios ateities perspektyvos šviečia maždaug Saulės masės arba šiek tiek lengvesnių žvaigždžių. Masyvios milžinės greit užsidega termobranduolinėmis liepsnomis, bet greitai ir sudega. O pernelyg mažos žvaigždutės nesugeba pavirsti pilnaverčiais šviesuliais.

Negimusios nykštukės – iki 8% Saulės masės

Jei kūno masė neviršija 13 Jupiterio masių (maždaug 1,3% Saulės masės), jo temperatūra niekada nepakyla pakankamai aukštai, kad sustabdytų traukimąsi arba kad prasidėtų termobranduolinės reakcijos. Iki maždaug Jupiterio spindulio susitraukęs toks kūnas tampa degeneratyvus (astrofizikoje tai nereiškia protinio atsilikimo; tiesiog svarbus tampa ne tik šiluminis, bet ir dėl kvantinių efektų susidaręs slėgis) ir beveik stabilizuojasi. Tokius objektus ilgą laiką mokslininkai vadino „planetomis“, ir skirtumas tarp jų ir žvaigždžių buvo tik masė. Tačiau pastaruoju metu linkstama planetomis vadinti tik objektus, susiformavusius protoplanetiniame diske, o pavienius mažos masės kūnus vadinti arba rudosiomis nykštukėmis, kaip ir jų šiek tiek masyvesnes seseris, arba „požvaigždiniais objektais“ (substellar objects).

Tarp 13 ir 80 Jupiterio masių (atitinkamai 0,013 ir 0,08 Saulės masių) egzistuoja rudosios nykštukės. Šių objektų centruose temperatūra gali pakilti pakankamai, kad pradėtų degti deuteris – sunkus vandenilio izotopas, branduolyje turintis vieną protoną ir vieną neutroną. Deuterio Visatoje yra nedaug, tad ir termobranduolinių reakcijų išskiriama energija yra nedidelė, palyginus su gravitacine. Deuterio degimas nesugeba sustabdyti kolapso ir objektas toliau traukiasi, kol stabilizuojasi dėl kvantinių efektų, kaip ir lengvesni kūnai. Galų gale, per milijardus metų rudoji nykštukė atvėsta beveik iki absoliutaus nulio ir tampa nematoma juodąja nykštuke.

Žvaigždžių gimimas – >8% Saulės masės

Stiprėjanti besitraukiančio kūno spinduliuotė ima keisti ir viso „embriono“ struktūrą. Anksčiau dujų traukimuisi priešinosi beveik vien tik jų pačių šiluminis slėgis, bet dabar dar ir spinduliuotė sukuria papildomą slėgį, kuris savo dydžiu netgi nusveria dujų poveikį. Pradeda formuotis vadinamoji hidrostatinė pusiausvyra (hydrostatic equilibrium). Žvaigždė kaista iki tol, kol jos paviršiaus temperatūra pasiekia maždaug 4000 kelvinų. Ši riba vadinama Hajašio riba (Hayashi limit) ir yra mažiausia temperatūra, kuriai esant įmanoma hidrostatinė pusiausvyra. Naujojoje dar ne visai susiformavusioje žvaigždėje energijos apykaita vyksta gana greitai, šilumą iš centro į paviršių judėdamos perduoda pačios dujos (šis procesas vadinamas konvekcija), taigi hidrostatinė pusiausvyra palaikoma ties minimalia temperatūra. Tačiau žvaigždė vis dar traukiasi, ir jos šviesis mažėja. Maždaug nuo šio momento žvaigždės evoliuciją galima pavaizduoti Hercšprungo-Raselo (H-R) diagramoje. Ši diagrama, kurios horizontalioje ašyje nurodoma objekto temperatūra, o vertikalioje – šviesis, jau šimtmetį yra nepamainomas visokiausių tyrimų ir pasakojimų apie žvaigždes pakeleivis. Pagrindinės sekos nepasiekusios žvaigždės juda vadinamaisiais Hajašio takais (Hayashi track) beveik vertikaliai žemyn. Jei žvaigždės masė neviršija pusės Saulės masės, tai ji tik šiuo taku ir keliauja iki pradėdama termobranduolines reakcijas.

Sunkesnės nei 0,5 Saulės masės žvaigždės Hajašio taku juda trumpiau. Temperatūra jų centre pakyla tiek, kad tipiniams branduolyje atsiradusiems fotonams dalis žvaigždės branduolio tampa skaidri; kitaip tariant, dujos nebegali sugerti pernelyg didelės energijos fotonų. Žvaigždės branduolyje energijos apykaitos procesas iš konvekcinio tampa spinduliniu, ir jos temperatūra vėl ima kilti. H-R diagramoje žvaigždės evoliucijos kelias iš beveik vertikalaus pavirsta į beveik horizontalų – Heinio taką (Heyney track).

O kaip gi diskas?

Tai jau būtų kaip ir visas pasakojimas apie žvaigždžių formavimąsi, jei ne viena svarbi detalė. Aukščiau minėjau, kad dalis kolapsuojančios materijos susitraukia ne vien į kaistančią šerdį, bet ir į aplink ją besisukantį diską. Tokio disko masė gali siekti net 10% Saulės masės, nors dažniau pasitaiko ~1% Saulės masės atvejai. Diskas driekiasi maždaug 1000 astronominių vienetų (AV; 1 AV yra lygus nuotoliui nuo Žemės iki Saulės), tačiau išorinę jo ribą nustatyti sunku, nes mažėjantis tankis daugmaž tolygiai pereina į tarpžvaigždinę erdvę. Vidinę disko ribą nulemia centre esančios žvaigždės spinduliuotė – labai arti esančios dujos ir dulkės yra įkaitinamos iki tokios temperatūros, kad paprasčiausiai išgaruoja.

Kuo ypatingas ir reikšmingas tas diskas, dar vadinamas protoplanetiniu? Trimis savybėmis. Pirma – dujos jame po truputį atiduoda judesio kiekio momentą toliau esančioms dalelėms ir krenta ant žvaigždės. Šis procesas – akrecija – gali šiek tiek pakelti žvaigždės masę, tačiau svarbesni yra jo sukeliami žybsniai, materijai netolygiai pasiekiant žvaigždės paviršių. Antra – magnetiniai laukai diske gali susisukti taip, kad iš sistemos statmenai disko plokštumai kartkartėmis išlekia čiurkšlės, nusidriekiančios tūkstančius AV. Ir trečia, svarbiausia, savybė – diske esančios dulkės po truputį kabinasi viena prie kitos ir taip suformuoja planetas. Saulės sistema – ne išimtis, jos planetos (ir asteroidai bei kometų žiedas už Neptūno) susiformavo iš akrecinio dujų ir dulkių disko.

Diskas gyvuoja keletą milijonų metų – per tiek laiko žvaigždės šviesa, gravitacinės sąveikos ir kiti efektai išsklaido dujas. Seniausias atrastas protoplanetinis diskas yra maždaug 25 milijonų metų amžiaus. Tai tėra menka akimirka, palyginus su daugumos žvaigždžių gyvenimo trukmėmis, kurios skaičiuojamos šimtais milijonų ir milijardais metų. Taigi ir planetos prie kiekvienos žvaigždės turi susiformuoti per keletą milijonų metų po žvaigždės gimimo. Tai yra viena iš planetų formavimosi teorijų problemų, bet apie jas detaliau – kitą kartą.

Iš kur visa tai žinome?

Kol kas prirašiau labai daug teorijos: apie gravitacinį molekulinių debesų kolapsą, apie protožvaigždžių susidarymą, jų struktūrą ir įvairius regionus, protoplanetinius diskus, Hajašio ir Heinio takus ir dar daug visokio velnio. Bet nė kiek neužsiminiau apie tai, iš kur visus šituos dalykus žinome. Juk žvaigždžių atsiradimo teorijų galima prisigalvoti visokių – kodėl teisinga būtent ši?

Savaime suprantama, patikrinti teorijos teisingumą leidžia stebėjimai. Šiuo atveju juos galima grubiai suskirstyti į tris grupes: tiesioginius stebėjimus, spektrinę analizę ir astroseismologiją. Kiekviena grupė duoda žinių apie kažkurią proceso eigos atkarpą ir papildo kitas; taip įmanoma susidaryti ir tam tikrą bendrą vaizdą.

Tiesiogiai galime stebėti daugybę molekulinių debesų ir jų fragmentų. Nors nustatyti, ar jie yra gravitaciškai nestabilūs, paprastai sudėtinga (debesis retai būna smarkiai nestabilus, taigi stebėjimų paklaidos yra pernelyg didelės, kad galima būtų pakankamai tiksliai apskaičiuoti stabilumo parametrus), tačiau matomi įvairaus dydžio ir skirtingų temperatūrų gabalai leidžia spėti, jog tai yra tiesa. Taip pat debesyse arba šalia jų dažnai matomos jaunos žvaigždės. Kartais netgi matoma, kaip šių žvaigždžių šviesa po truputį ardo debesies struktūrą. Taigi molekulinių debesų vaidmuo žvaigždžių atsiradime didelių abejonių nekelia.

Jei jauna žvaigždė yra netoli nuo mūsų, tiesiogiai stebėti galime ir jos protoplanetinį diską, čiurkšles ir pačios žvaigždės savybių kitimus ankstyvoje gyvenimo stadijoje. Nors centriniai disko regionai paprastai susilieja su žvaigžde, išorinėse dalyse matoma infraraudonųjų bangų spinduliuotė leidžia apskaičiuoti jų temperatūrą, o spektrinės linijos – sukimosi greitį ir tankį. Čiurkšlės matomos tik prie kai kurių diskų; tai reiškia, kad jos nėra nuolatinis reiškinys, bet išspjaunamos tik karts nuo karto.