Žvaigždės pabėgėlės – nuo Galaktikos centro iki pakraščių

Šių „hipergreitųjų“ žvaigždžių (angl. hyper-velocity stars) greičiai viršija 500 kilometrų per sekundę, o kartais siekia net ir tūkstantį. Jos juda taip greitai, kad nugali visos Galaktikos gravitaciją ir pabėga iš jos į tarpgalaktinę erdvę. Kas tai per objektai? Iš kur ir kaip jos atsirado?

Pirmiausia turiu pasakyti, kad šių žvaigždžių žinoma nedaug. Kol kas atrastos maždaug trys dešimtys tokių pabėgėlių; spėjama, kad jų iš viso tėra apie šimtą, bet šiuos spėjimus gali netrukus tekti pakoreguoti. Dar visai neseniai visos žinomos hipergreituolės buvo 3-5 kartus masyvesnės už Saulę pagrindinės sekos žvaigždės, šviečiančios žymiai mėlyniau, nei aplink jas esančiosios. Taigi jas buvo galima atskirti dangaus nuotraukose vien pagal spalvas ir tik tada išmatuoti judėjimo greitį. Prieš porą savaičių paskelbta apie pirmąsias Saulės masės hipergreitas žvaigždes, aptiktas peržiūrėjus daugybės panašių žvaigždžių duomenis kataloguose. Būtent žinios apie pastarąsias gali smarkiai išauginti tikėtiną hipergreitų žvaigždžių skaičių Paukščių Take. Tačiau net jei šių žvaigždžių būtų vos šimtas, jų keistumas verčia susimąstyti ir kurti bei tikrinti jų galimo atsiradimo modelius. Šie modeliai turi paaiškinti ne tik didelius greičius, bet ir kitas žvaigždžių savybes.

Palikusios Galaktikos šerdį

Išmatuoti žvaigždės judėjimo greitį – ne taip paprasta. Net ir tūkstantį kilometrų per sekundę nulekiantis objektas, esantis vieno kiloparseko atstumu, per metus dangaus skliautu nukeliauja mažiau nei vieną kampo sekundę. Visgi greičius nustatyti įmanoma, o žinodami žvaigždės greitį ir amžių (pastarasis apskaičiuojamas iš spektro ir šviesio), galime pasakyti, kurioje Galaktikos dalyje žvaigždė pradėjo savo kelionę.

Pasirodo, visos hipergreitos žvaigždės yra išsviestos iš Galaktikos centro. Nors stebėjimų duomenys nėra pakankamai tikslūs, kad galėtume vienareikšmiškai susieti jas su centre tūnančia supermasyvia juodąja skyle (arba dar vadinama juodąja bedugne), kažkoks ryšys tarp šių objektų yra beveik neabejotinas. Įvairiose Galaktikose vietose aptinkama greičiau nei vidutiniškai judančių žvaigždžių, kurios galėjo būti išmestos ir iš Galaktikos disko arba žvaigždžių spiečių, tačiau tos žvaigždės nepasiekia greičių, leidžiančių negrįžtamai pabėgti iš Galaktikos.

Hipergreitųjų žvaigždžių išsidėstymas danguje ypatingas dar ir tuo, kad jos pasiskirsčiusios netolygiai. Duomenų kol kas neturime ypatingai daug, bet iš jų ryškėja vaizdas, jog žvaigždės sudaro storą diską, kurio centras sutampa su Galaktikos centru, tačiau plokštuma pasvirusi kampu į Galaktikos diską. Šis stebėjimų rezultatas yra statistiškai reikšmingas, tad, nors pasiskirstymo detalės ateityje bus tikslinamos ir keisis, sferiškai simetriškas jis tikrai nėra.

Iš šių duomenų galime padaryti keletą išvadų. Pirma – hipergreitų žvaigždžių susikūrimui reikšmingos įtakos greičiausiai turi supermasyvi juodoji skylė Galaktikos centre. Antra – kad ir kaip žvaigždės formuojasi, jos išmetamos ne visomis kryptimis vienodai. Kad ir kokiu modeliu bandytume paaiškinti hipergreitųjų žvaigždžių atsiradimą, jis turi paaiškinti šias dvi savybes bei didžiulį jų greitį. Tokių modelių yra keletas, ir nors vienas iš jų daugelio astronomų laikomas geresniu už kitus, klausimas kol kas dar toli gražu nėra išspręstas.

Kosminių potvynių aukos

Populiariausias modelis, aiškinantis hipergreitųjų žvaigždžių atsiradimą, pasiūlytas dar devintajame praeito amžiaus dešimtmetyje, gerokai anksčiau, nei atrastos pirmosios tokios žvaigždės. 1988-aisiais metais amerikietis J. G. Hills‘as apskaičiavo, kas atsitinka, kai dvinarė žvaigždė priartėja prie supermasyvios juodosios skylės. Nors proceso detalės šiek tiek priklauso nuo tikslios atskridimo orbitos, bendras rezultatas gana aiškus – dvinarė žvaigždė suardoma; viena (masyvesnė) narė lieka suktis aplink supermasyvią juodąją bedugnę, o kita išsviedžiama tolyn šimtų ar net tūkstančių kilometrų per sekundę greičiu. Toks suardymas vadinamas „potvyniniu“ (angl. tidal disruption), nes veikiančios jėgos iš principo labai panašios į tas, dėl kurių Mėnulis sukelia potvynius Žemėje.

Atrodytų, viskas ir aišku – mechanizmas suprastas, žvaigždės atrastos, problema išspręsta. Bet mechanizmo negana: daugiau sužinojus apie centrinių Galaktikos dalių sandarą, galima apskaičiuoti potvyninių sudarkymų dažnį ir palyginti jį su aptiktų hipergreitų žvaigždžių skaičiumi. Dvinarė žvaigždė suardoma tik tada, jei priartėja pakankamai arti supermasyvios juodosios skylės. Tikslus atstumas priklauso nuo visų trijų objektų masių, o mūsų Galaktikos centre jis šimtą kartų didesnis už atstumą tarp dvinarės žvaigždės narių. Pastarieji atstumai matuojami astronominiais vienetais, bet net šimtas AV tesudaro mažiau nei vieną tūkstantąją parseko dalį. Net ir artimiausia juodajai skylei žvaigždė S2 prie jos priartėja per 130 AV. Tad dvinarės žvaigždės suardomos nebent, jei koks nors poveikis jas pastumia juodosios skylės link iš gerokai toliau esančių žvaigždžių telkinių.

Toks poveikis vadinamas orbitos relaksacija. Bet kokia gravitaciškai surišta sistema, kurioje daug kūnų juda įvairiomis orbitomis, per ilgą laiką kinta taip, kad joje orbitų būtų labai įvairių. Pavyzdžiui, jei visos dalelės iš pradžių yra išdėstytos viename diske, laikui bėgant, sistema tampa sferine. O jei sistemoje visos orbitos yra apytikriai apskritiminės, tai laikui bėgant atsiranda ir labai ištęstų. Relaksacija galima paaiškinti žvaigždžių spiečių formas, galaktikų diskų evoliuciją ir kitus, labai įvairius, žvaigždžių dinamikos reiškinius. Žvaigždės galaktikos centre taip pat relaksuoja – nors šiaip sukasi aplink juodąją bedugnę apskritimu, kartais nulekia ir artyn prie juodosios skylės (ir visomis kitomis kryptimis). Visa problema – tokių įvykių dažnis. Relakscija visada trunka labai ilgai; diskinės galaktikos tokios yra tik dėl to, kad jų relaksacijos trukmė gerokai viršija Visatos amžių. Galaktikos centre relaksacija spartesnė, bet vis tiek neypatingai greita: modeliai, įskaičiuojantys visokiausius greitinančius poveikius, prognozuoja vieną suardytą dvinarę žvaigždę per 10 tūkstančių metų. Iš šių žvaigždžių tik kas šimtoji tampa hipergreitąja, taigi nauja hipergreita žvaigždė atsiranda kas milijoną metų.

Ar tokios „gamybos apimtys“ pakankamos paaiškinti žvaigždžių skaičiui? Dauguma žinomų hipergreitųjų žvaigždžių yra tarp 100 ir 400 milijonų metų amžiaus. Pagal modelio prognozę, per tokį laiko tarpą – 300 milijonų metų – galime tikėtis 300 naujų hipergreitų žvaigždžių. Kol kas jų žinome gerokai mažiau, taigi šiuo atžvilgiu modelis pasiteisina. Per didelis prognozuojamas skaičius nėra problema – daugybės žvaigždžių galime nepastebėti, kai kurios išmestos hipergreitos žvaigždės gerokai masyvesnės ir gali būti jau baigusios savo gyvenimus. Skaičių sumažinančių veiksnių gali būti įvairių, bet padidinančių – ne, taigi svarbu, kad modelis žvaigždžių prognozuotų bent jau ne mažiau, nei yra aptikta.

Pagrindinė modelio problema – nevienodas žvaigždžių pasiskirstymas įvairiomis kryptimis (anizotropija). Dvinarės žvaigždės juodosios skylės link lekia iš disko, nutolusio kiek mažiau nei vienu parseku, tačiau kol priartėja tiek, kad būtų suardytos, net ir menkiausi nukrypimai nuo tiesios krypties tampa reikšmingi, ir juodąją skylę dvinarės žvaigždės pasiekia iš visų pusių, „pamiršusios“ pirmykštę disko geometriją. Taigi ir išmetamos žvaigždės visomis kryptimis vienodai. Kaip tuomet paaiškinti regimus netolygumus? Atsakymo į šį klausimą, bent kol kas, potvyninių sudarkymų modelis pateikti negali, tad pasižiūrėkime į alternatyvą.

Supernovų šūviai

Supernova – itin įspūdingas reiškinys. Masyvi žvaigždė, nugyvenusi trumpą (astronominiai masteliais) bei audringą gyvenimą, užbaigia jį sprogimu, kurio šviesis trumpam nustelbia visos likusios galaktikos spindesį. Išoriniai žvaigždės sluoksniai išsilaksto dešimčių tūkstančių kilometrų per sekundę greičiu. Po sprogimo lieka tik neutroninė žvaigždė arba juodoji bedugnė – keletą kartų mažesnės masės kūnas. Bet ir jis nestovi vietoje: supernovų sprogimai nėra tiksliai sferiškai simetriški, tad žvaigždės liekana taip pat išsviedžiama šimtų kilometrų per sekundę greičiu.

Jei sprogimas įvyksta dvinarėje žvaigždėje, sprogimo liekanos įgytas papildomas greitis bei sumažėjusi masė dažnai suardo dvinarę ir paleidžia dvi žvaigždes (tiksliau sakant, vieną žvaigždę ir vieną mirusios žvaigždės kūną) savais keliais. Dar 1961-aisiais metais olandas Adrianas Blauvas (Adriaan Blaauw) apskaičiavo, kad supernovų sprogimai gali sukurti žvaigždžių-pabėgėlių populiaciją abipus Galaktikos disko. Dvinarėje sistemoje žvaigždės, ypač masyvios, aplink masės centrą juda didesniais nei 100 km/s greičiais, o sistemai suirus, išlekia tokiu pat greičiu tolyn; supernovos liekana, papildomai paspirta sprogimo metu, išlekia dar greičiau. Nors tokių greičių nepakanka, kad žvaigždė pabėgtų iš Galaktikos halo, bet nuo disko ji gali nutolti gana smarkiai. Tokių žvaigždžių aptikta, bet jos mūsų dabar nedomina.

Ar gali supernovų sprogimai kaip nors išmesti hipergreitas žvaigždes? O gal net ir ne visomis kryptimis vienodai? Atrodo, kad gali, tačiau tam reikia šiek tiek pagalbos. Vienas svarbus elementas – tas pats Galaktikos centras (štai ir sąsaja su juo atsiranda). Labai arti supermasyvios juodosios bedugnės esančios žvaigždės aplink ją sukasi greičiais, prilygstančiais arba net viršijančiais žvaigždžių sukimosi aplink dvinarės sistemos masės centrą greičius. Jei taip sutampa, kad supernovos sprogimo metu žvaigždės judėjimo dvinarėje sistemoje ir pačios sistemos sukimosi aplink juodąją bedugnę greičių kryptys beveik sutampa, po sprogimo šie greičiai susideda ir žvaigždės greitis tampa žymiai didesnis, nei pabėgėlių iš Galaktikos disko. Tiesa, pabėgti iš Galaktikos centro reikia didesnio greičio, nei bėgant iš disko, bet supermasyvios juodosios bedugnės sukelto judėjimo greitis tai atperka su kaupu.

Tačiau net ir tokio greičio neužtenka, norint paaiškinti hipergreitąsias žvaigždes. Vienintelė išeitis – labai artimos dvinarės žvaigždės, kurių narės viena aplink kitą sukasi 400-500 km/s greičiu. Bet tokių dvinarių tėra vos viena kita, o mums reikia šimtų ar net tūkstančių, ir visų prie pat Galaktikos centro! Tačiau ir šiai problemai galima rasti sprendimą. Tai – dvinarių žvaigždžių, susiformavusių dujiniame diske prie supermasyvios juodosios skylės, evoliucija.

Animacija, rodanti dvinarės žvaigždės poveikį aplink esančiam dideliam dujų diskui. Dvi žvaigždės, sukdamosi viena aplink kitą, sukelia bangas diske bei tempia dujas paskui save, taip prarasdamos energiją ir judesio kiekio momentą. Per tūkstančius metų žvaigždžių tarpusavio atstumas gali sumažėti keletą kartų.
©Clement Baruteau; Baruteau et al. (2011)

Dauguma žvaigždžių formuojasi spiečiais molekuliniuose debesyse. Bet Galaktikos centre juodosios skylės gravitacija debesis suardo pernelyg greitai, kad juose įsižiebtų žvaigždės. Ten jos formuojasi dujų diske, besisukančiame aplink juodąją bedugnę. Kai diske prisikaupia daug dujų, jis ima skilinėti į gravitaciškai surištus gumulus, virstančius žvaigždėmis, o kai kurie – ir dvinarėmis. Dvinarės žvaigždės sukasi aplink bendrą masės centrą, o aplink jas vis dar yra daug disko dujų. Šios dujos verčia dvinarės sistemos nares trauktis vieną prie kitos, taigi mažėja atstumas tarp žvaigždžių, o kartu didėja ir jų judėjimo greitis. Taigi matome, kad Galaktikos centras net dviem aspektais yra ypatinga vieta, padedanti supernovų sprogimų suardytoms dvinarėms žvaigždėms sukurti hipergreitąsias.

Bet geriausią šio modelio prognozę palikau pabaigai. Maža to, kad juo galima paaiškinti hipergreitųjų žvaigždžių sąsają su Galaktikos centru ir pagaminti jų pakankamai (nors ir mažiau, nei prognozuoja potvyninio suardymo modeliai, bet daugiau, nei dabar žinoma); supernovų sprogimai hipergreitas žvaigždes išmeta ne visomis kryptimis vienodai. Kaip minėjau, hipergreitumui pasiekti reikia, kad supernovos sprogimo metu žvaigždės sukimosi aplink dvinarės sistemos centrą ir sistemos judėjimo aplink juodąją bedugnę greičių vektoriai būtų nukreipti beveik ta pačia kryptimi. Jei kampas tarp šių greičių yra 90 laipsnių, hipergreitos žvaigždės nebus. Taigi hipergreitos žvaigždės iš disko išlekia tik kryptimis, artimomis paties disko plokštumai.

Apibendrindamas šį modelį, turiu pabrėžti, jog aukščiau išsakytas optimizmas gali būti kiek perdėtas. Visgi, norint gauti hipergreitų žvaigždžių, reikia palankios situacijos Galaktikos centre: prieš šimtą milijonų metų susiformavusio žvaigždžių disko, kuriame dvinarės susispaudė, sąveikaudamos su išlikusiomis dujomis. Net ir tada hipergreitų žvaigždžių pagaminama ne daugiau, nei potvyninio sudarkymo modeliuose. Pagrindinis supernovų modelio pliusas – paaiškinamas netolygus žvaigždžių pasiskirstymas dangaus skliaute. Ar šis aiškinimas gali būti rimtas potvyninio modelio konkurentas, parodys laikas.

Kitos alternatyvos

Greta dviejų pagrindinių modelių egzistuoja ir keletas kitokių. Kai kurie visiškai nauji; kiti – panagrinėti ir praktiškai atmesti; treti aiškina ne visai tą patį dalyką, bet gali turėti sąsajų.

Dauguma galaktikų per milijardus metų trunkančią evoliuciją išgyvena ne vieną susiliejimą su kaimynėmis. Kartais tie susiliejimai būna „maži“, kai praryjama gerokai mažesnė palydovinė galaktika; kartais – „dideli“, kai jungiasi dvi panašaus dydžio sistemos. Abiem atvejais susidaro potvyninės uodegos – žvaigždžių ir dujų, paliktų galaktikų judėjimo kelyje, telkiniai. Artėdami prie masės centro, objektai juda vis greičiau, o juos minkančios jėgos tampa vis stipresnės. Potvyninių jėgų atplėštos žvaigždės išlekia vis didesniais greičiais. Kai kurios – tokiais, kurių užtenka pabėgimui iš galaktikos traukos lauko. Stebėdami iš toli, tokias žvaigždes irgi matytume kaip hipergreitas.

Visgi yra keletas požymių, pagal kuriuo atskirsime galaktikų susiliejimo išmestas žvaigždes ir susiformavusias kitais būdais. Visų pirma, susiliejimas pakeičia visos galaktikos išvaizdą: didelio susiliejimo metu diskinė galaktika pavirsta elipsine, mažo – sudarkoma centrinė galaktikos dalis. Būtent dėl šių sudarkymų nebuvimo galime teigti, jog Paukščių Tako hipergreitosios žvaigždės atsirado ne galaktikų susiliejimo metu. Be to, liejantis galaktikoms išmetamos potvyninės uodegos yra aiškios struktūros, kurias dar ilgai galima identifikuoti, tad ir hipergreitosios žvaigždės lėktų tolyn panašiame sraute.

Galaktikų susiliejimo procesas baigiasi dviejų supermasyvių juodųjų skylių susijungimu naujosios galaktikos centre. Taip pat masyvių juodųjų bedugnių gali būti kamuoliniuose spiečiuose, kurie kartkartėmis irgi nukrenta į galaktikos centrą. Proceso metu kurį laiką galaktikos centrinėje dalyje greta viena kitos (maždaug parseko arba mažesniu atstumu) sukasi dvi masyvios juodosios skylės – viena supermasyvi, o kita arba panašios masės, arba mažesnės, bet vis tiek siekiančios šimtus Saulės masių (tokios juodosios skylės vadinamos „tarpinės masės“; jų egzistavimas nėra patvirtintas, bet tai netrukdo teoriškai analizuoti jų poveikį). Tokia dvinarė sistema gali taip sujaukti gretimų žvaigždžių orbitas, kad kai kurios išlekia iš centrinės galaktikos dalies. Tačiau įvairūs stebėjimai rodo, kad mūsų Galaktikos centre tėra viena supermasyvi juodoji skylė, neturinti jokios masyvios porininkės, taigi šis modelis beveik neabejotinai Paukščių Takui netinka.

Dar viena hipotezė, iškelta tik pernai, teigia, jog hipergreitąsias žvaigždes sukurti gali supermasyvių juodųjų bedugnių aktyvumo epizodai. Jų metu nuo juodosios bedugnės ima pūsti vėjas, išstumiantis dujų burbulą iš centro į pakraščius. Esant tinkamoms sąlygoms (pakankamai juodosios bedugnės masei ir aplinkinių dujų kiekiui), burbulas gali plėstis net ir tūkstančio kilometrų per sekundę greičiu. Burbulo pakraščiuose susikaupia daug dujų, kurios gali sparčiai vėsti ir formuoti žvaigždes; šios žvaigždės lekia tolyn pakankamai sparčiai, kad pabėgtų iš galaktikos. Bet vėlgi, ši idėja mūsų Galaktikai netinka, nes Paukščių Tako centriniame telkinyje nėra pakankamai dujų, kad aktyvios juodosios bedugnės pučiamas burbulas imtų formuoti žvaigždes. Tačiau Paukščių takui galbūt gali būti pritaikytas šio modelio variantas, paremtas juodosios bedugnės čiurkšlės sąveika su molekuliniu debesiu. Tada nebereikia turėti daug dujų, užtenka vieno tankaus debesies, kuriame susiformavusios žvaigždės išsviedžiamos tolyn, įgreitintos čiurkšlės spaudimo. Tik reikia, kad čiurkšlė egzistuotų ir pataikytų į molekulinį debesį, o tai visiškai nėra garantuota.