Kas įtaisė Saulę danguje? Kaip iš tikro gimsta žvaigždės

Beje, 2019 m. Tarptautinė astronomų sąjunga organizavo konkursą, kuriame įvairios šalys galėjo pavadinti žvaigždes ir planetas, ir Lietuvai skirta pavadinti žvaigždė beveik buvo pavadinta Teliaveliu, bet šis pavadinimas galiausiai užėmė antrą vietą.

Senovės Egipte už Saulę buvo atsakingas Ra, keliavęs per dangų laivu ir tęsiantis kelionę naktį pomirtiniu pasauliu, o kas rytą reinkarnuodavosi. Pas graikus šį vaidmenį atliko Dzeuso sūnus Apolonas, tik vietoje laivo naudojo karietą. Krikščionybėje Dievas sukūrė Saulę ir kitus dangaus kūnus ketvirtąją dieną.

Kad ir kaip norėtųsi tikėti mitais, realybė dažniausiai būna kitokia, sudėtingesnė, tad ir sunkiau pažini. Ir nors heliocentrizmo idėja buvo iškelta dar III amžiuje prieš mūsų erą, viduramžių Europoje ji dėmesio nesulaukė ir iki pat Koperniko, sudariusio matematinį tokios sistemos modelį, vyravo įsivaizdavimas, kad Visatos centras yra Žemė, ir tik pastaruosius porą šimtų metų buvo suvokta, kad Saulė tėra viena iš daugybės žvaigždžių, tik esanti daug arčiau. Net ir žinant tai, dar reikėjo atsakyti į fundamentalius klausimus, kodėl žvaigždės šviečia, ir tik paskui buvo galima pradėti aiškintis žvaigždžių kilmę.

Žvaigždės yra didžiuliai įkaitusių dujų kamuoliai, ir būtent dėl to karščio šviečia. Pavyzdžiui, Saulės paviršius įkaitęs iki akinančių 5600 °C. Šiaip jau elektromagnetines bangas spinduliuoja bet kuris objektas, šiltesnis už nulį kelvinų( −273,15 °C), bet kadangi mūsų akys prisitaikiusios fiksuoti regimojo spektro spinduliavimą, Mėnulį ar planetas matome, nes jie atspindi Saulės šviesą.

Žvaigždžių karštis atsiranda iš žvaigždės gelmėse vykstančių termobranduolinių reakcijų. Šios branduolinės sintezės reakcijos išskiria energiją, nes dideliame slėgyje ir temperatūroje lengvesniems atomų branduoliams jungiantis į sunkesnius, išlaisvinama energija. Taip kuriami vis sunkesni branduoliai, kol sukuriami geležies branduoliai, kuriuose protonų ir neutronų kombinacijos energetiškai efektyviausia.

Didžiojo sprogimo metu susiformavo daugiausiai vandenilis, šiek tiek helio ir nykstamai mažas kiekis ličio ir berilio. Tad vandenilis termobranduolinei sintezei tinkamiausias, nes iš jo helio branduoliai gaunami žemesnėje temperatūroje, be to, kad vyktų helio branduolių termosintezė, reikia jau trijų branduolių reakcijos iškart, o tai mažiau tikėtina.

Vandenilis po Didžiojo sprogimo gal ir būtų buvęs pakankamai karštas ir tankus tęsti branduolines reakcijas, kurių metu iš pavienių protonų ir neutronų jau susiformavo helis, litis ir berilis, tačiau Visatai plečiantis, temperatūros ir slėgiai sumažėjo ir Didžiojo sprogimo nukleosintezė pasibaigė. Bet jei šios reakcijos būtų nutrūkusios visam laikui, nebūtų kam kelti klausimų, tad kas nutiko toliau?

Gravitacinės jėgos galėtų sutraukti daugiau medžiagos į vieną vietą, kad ji galėtų sutankėti ir įkaisti, bet pirmykštė Visata buvo tolydi, homogeniška, tad gravitacija taip pat veikė visomis kryptimis vienodai. Tad reikia iš kažkur ištraukti nehomogeniškumą, kuris galėtų sukurti gravitacines duobes, į kurias tekėtų dujos.

Tokie nehomogeniškumai, manoma, susiformavo Visatos plėtimosi (infliacijos) periodu, kai Visata plėtėsi greičiau už šviesą. Tokiu atveju laikinai nelieka jokių būdų medžiagai sąveikauti tarpusavyje ir mikroskopiniai kvantiniai neapibrėžtumai staiga išsipučia iki makroskopinių nehomogeniškumų Visatos plėtimuisi sulėtėjus. Nors tokia teorija atrodo iš mokslinės fantastikos srities, ji tinkamai paaiškina tiek stebimas Visatos struktūras, tiek reliktinės pirmykštės mikrobangų spinduliuotės fono savybes.

Tad po infliacijos epochos dujos tapo pakankamai nehomogeniškos, kad veikiant gravitacijai galėtų koncentruotis. Šios pirmykštės dujos dar nebuvo visai tokios kaip dabartinėje Visatoje, ir jose nebuvo sunkesnių už berilį elementų. Kadangi pirmykščių dujų debesų mes negalime stebėti, žinios apie juos remiasi bendromis žiniomis apie žvaigždėdarą.

Tokiuose debesyse vandenilis yra molekulinės formos ir debesys gali išlikti termodinaminėje pusiausvyroje tol, kol dujų temperatūra ir jos charakterizuojama dalelių kinetinė energija geba kompensuoti gravitacinę trauką. Visgi, Visata nuolat vėstant, o dujoms vis papildant pirmuosius debesis, galiausiai gravitacinė sąveika laimėjo. Atitinkamai debesys, kurie bet kokiu atveju buvo gerokai masyvesni už pavienes žvaigždes, pradėjo neribotai trauktis ir fragmentuotis.

Taip vyko, kol debesų fragmentuose pradėjo veikti naujas procesas, gebantis pasipriešinti gravitacijai – vandenilio termobranduolinė sintezė. Slėgiui ir temperatūrai pakankamai pakilus, vandenilis ima jungtis į helį, o išlaisvinama besijungiančių branduolių energija išspinduliuojama. Ši spinduliuotė sukelia gravitacijai besipriešinantį radiacinį slėgį. Ši papildoma, didelės energijos spinduliuotė sutrikdė likusių stabilių molekulinių debesų balansą ir lėmė jų kolapsą – taip sukurta grandininė reakcija, kolapsuojanti likusius debesis per trumpą laiką arba juos išsklaidančius.

Tai yra labiausiai tikėtinas Visatos perėjimo nuo rekombinacijos epochos po Didžiojo sprogimo, kuomet didžioji dalis medžiagos buvo neutrali į būseną, kuomet didžioji dalis medžiagos tapo vėl jonizuota. Tiesa, jonizuoti vandeniliui reikia gan didelės energijos fotonų, >13,6 eV( <91,2 nm), tad vien pirmųjų žvaigždžių spinduliuotės galėjo nepakakti, bet, priklausomai nuo rejonizacijos modelio, vien šių žvaigždžių spinduliuotės energijos greičiausiai pakako. Pats mįslingiausias šių žvaigždžių aspektas yra tai, kad mes dar nesame jų aptikę. Ir bent teoriškai, tokias žvaigždes galėtume tikėtis aptikti, nes mažiausios masės žvaigždės turėtų šviesti ilgiau, nei Visatos amžius.

Gal, dėl specifinio pirmųjų debesų kolapso, fragmentacija buvo nepakankama susiformuoti mažesnėms žvaigždėms ir dauguma jų buvo masyvesnės, nei stebimos žvaigždės šiandien, ir dėl spartesnės masyvių žvaigždžių evoliucijos jos nebeegzistuoja. Net pačios nemetalingiausios žvaigždės stebimos šiandien turi sunkesnių elementų už berilį, kas reiškia, kad jos susiformavo ne iš pirmykštės medžiagos, o jau praturtintų dujų pirmųjų žvaigždžių nukleosintezės rezultatais, paskleistais po tarpžvaigždinę erdvę jų gyvavimo pabaigoje.

Saulė ir kitos stebimos žvaigždės būtent ir susiformavo iš pirmųjų žvaigždžių praturtintos tarpžvaigždinės medžiagos. Žvaigždėdara vyksta molekuliniuose debesyse, nes jų tankis yra didžiausias iš stebimų debesų tipų. Molekulinį vandenilį sudėtinga aptikti tiesiogiai, tad tam naudojamas anglies monoksidas, kurio gausa debesyse koreliuoja su molekulinio vandenilio. Molekuliniai debesys tesudaro 1 % Paukščių Tako tūrio ir jų pozicijos sutampa su spiralinėmis vijomis. Tai reiškia, kad šių debesų gyvavimo trukmė ne ilgesnė, nei 10 mln. metų, kitaip juos aptiktume ir už vijų ribų.

Molekuliniam debesiui traukiantis, jo centrinė dalis po truputį kaista dėl augančio tankio ir slėgio. Prarandama gravitacinė potencinė energija išspinduliuojama, bet ilgainiui debesies tankis tampa per didelis, kad ši spinduliuotė būtų išspinduliuojama ir energiją sugeria pats debesis. Pasiekus ~2000 K temperatūrą, vandenilio molekulės disocijuoja, vėliau jonizuojamas vandenilis ir helis, kas savo ruožtu taip pat suvartoja dalį energijos, kuri galėtų būti prarandama ir kompensuotų kolapsą, tad debesis toliau traukiasi sąlygomis, panašiomis į laisvąjį kritimą.

Ilgainiui pakankamai dujų jonizuojama ir tai reiškia, kad medžiagos neskaidrumas sumažėja, tad susiformuoja iš dalies stabili protožvaigždė, kuri gali efektyviai prarasti energiją spinduliuote. Ši protožvaigždė vis dar po truputį traukiasi, tačiau pagrindinis jos energijos papildymo šaltinis yra gravitacijos veikiama ir į ją toliau krintanti aplinkinė medžiaga. Protožvaigždės centrinėje dalyje prasideda deuterio branduolių sintezė, iš dalies dar sulėtina protožvaigždės kolapsą. Šis procesas tęsiasi, kol aplink protožvaigždę lieka ją papildyti galinčios medžiagos.

Iš tokių objektų gali būti stebimos medžiagos čiurkšlės ties protožvaigždžių sukimosi ašių poliais (manoma, kad taip gali būti pašalinamas perteklinis kampinis įkrentančios medžiagos momentas). Suvartojusi visas aplinkines dujas, būsimoji žvaigždė yra laikoma beveik pasiekusia pagrindinę seką žvaigždė (angl. pre-main sequence star).

Beveik pasiekusi pagrindinę seką žvaigždė dar nėra žvaigždė tikrąja to žodžio prasme. Jos paviršiaus temperatūra ir šviesis jau yra palyginamas su tikrų žvaigždžių rodikliais, tačiau šios energijos šaltinis dar nėra termobranduolinės reakcijos, o gravitacinio potencialo konversija į šviesą. Kadangi žvaigždei lieka vis mažiau erdvės kristi į vidų ir vis didesnis pasipriešinimas iš giliau esančios medžiagos, šis energijos šaltinis senka ir žvaigždės šviesis krenta. Centrinė dalis kaista ir tankėja, kol prasideda pilna termobranduolinė vandenilio branduolių sintezė į helį ir žvaigždės traukimasis baigiasi. Nuo dabar tai yra oficialiai žvaigždė, ir jos evoliucijos stadija yra pagrindinė seka.

Pagrindinės sekos pavadinimas atspindi tai, kad šioje stadijoje žvaigždė praleidžia didžiąją dalį savo gyvenimo (Saulė taip pat yra pagrindinėje sekoje) ir jos šviesis ir paviršiaus temperatūra beveik nebekinta, kol termobranduolinės sintezės procesai vėl pradeda kisti žvaigždei baigiant vandenilio kurą savo centrinėse dalyse. Tai yra seka, nes skirtingos masės žvaigždės pasižymi skirtingais šviesiais ir paviršiaus temperatūromis ir taip suformuoja seką iš savo masės skirstinio šiose plokštumose. Masyviausios žvaigždės pasiekia didžiausias temperatūras ir slėgius savo centrinėse dalyse, todėl degina savo kurą greičiau ir pasiekia didesnius šviesius ir taip disocijuoja ir jonizuoja vandenilį, kuris dar supa šias žvaigždes, o pasibaigus jų trumpalaikiam gyvenimui ir įvykus supernovos sprogimui dujos sprogimo bangos yra išsklaidomos tolyn, kartu su šių žvaigždžių termobranduolinės sintezės produktais, kurie galiausiai koncentruojasi į naujus debesis ir juose gimsta naujos žvaigždės.

Iš mokslo pusės šie procesai nėra tokie paprasti, kaip gali pasirodyti iš šio aprašymo. Visų pirma, debesys yra charakteringai šalti, tad jie nešviečia ir juos sunku stebėti. Paprasčiau identifikuoti jų slepiamą daug tolesnių žvaigždžių foną. Protožvaigždės šiuose debesyse nors jau šviečia, bet yra lygiai taip pat slepiamos šių debesų neskaidrumo. Pats debesų neskaidrumas yra svarbus žvaigždžių formavimuisi, nes sulaiko energiją debesyje, tačiau esant tokioms temperatūroms ir tankiams, debesyse taip pat stebima ir gerokai sudėtingesnių molekulių už vandenilio, net tokių kaip alkoholis (taip, Paukščių Take plaukioja alkoholio debesys), kurių sąveika su spinduliuote sudėtinga, dulkių, kurių ne tik formavimosi procesai sudėtingi, bet ir svarbi jų geometrija ir kaip jos sklaido šviesą.

Visos šios sudėtingesnės molekulės ir dulkės priklauso nuo detalios debesų cheminės sudėties, kurią sudėtinga įvertinti. Protožvaigždės gyvuoja trumpai, tad progų stebėti tokius objektus taip pat yra mažai, tuo labiau, patikimai identifikuoti jų evoliucijos stadiją. Visų šių procesų sudėtingumas ir tarpusavio priklausomybė apsunkina ne tik stebėjimus, bet ir skaitmeninį modeliavimą. Detali spinduliuotės pernašos sąveika su fragmentuota, nuolat kintančia aplinka reikalauja detalaus skaitmeninio modeliavimo, ribojamo turimais skaičiavimo resursais.

Vis dėlto, žvaigždžių gimimas yra savaime įdomus procesas, leidžiantis suprasti ne tik mus supančių žvaigždžių kilmę ir tolesnės Paukščių Tako ir kitų galaktikų evoliuciją, bet ir mūsų pačių Saulės sistemos gimimo aplinkybes.

J. Klevas