|
Global Lithuanian Net: san-taka station: |
|
Nepaprastai masyvios ir ryškios
Būtent tokios buvo pirmosios žvaigždės, kurios nulėmė kosmoso istorijos raidą. Papildomai skaitykite: Nepaprastai suderinta Visatos sandara
Mes gyvename Visatoje, kurioje daugybė šviečiančių objektų. Giedrą naktį plika akimi galime
pamatyti tūkstančius žvaigždžių. Tačiau tos žvaigždės sudaro tik niekingą Paukščių tako galaktikos dalį
teleskopai nepaprastai praplečia mūsų horizontą, pagaudami šviesą, atsklindančią iš milijardų
galaktikų. Tačiau remiantis vyraujančia kosmologija, ankstyvuoju laikotarpiu Visata neturėjo jokių
savybių ir buvo visiškai tamsi. Pirmosios žvaigždės tepasirodė praėjus net 100 mln. metų po
Didžiojo sprogimo. Ir ilgai laužomos galvos sprendžiant
kaip gi įvyko perėjimas iš tamsos epochos į šviesos epochą?
Po dešimtmečių įtemptų tyrinėjimų, kompiuterinių simuliacijų pagalba buvo sukurti modeliai, parodantys, kaip
tankio fliuktuacijos galėjo virsti pirmosiomis žvaigždėmis. Tolimų kvazarų stebėjimai
leido mokslininkams atsukti atgal laiko ratą ir mesti akį į paskutines tamsiųjų amžių dienas.
Sukurti modeliai linkę laikyti, kad pirmosios žvaigždės buvo ypač masyvios ir šviesios. Jos iš
pagrindų pakeitė kosmoso dinamiką įkaitindamos ir jonizuodamos jas supančias dujas. Tos pirmosios
žvaigždės susintezavo ir paskleidė pirmuosius sunkiuosius elementus, padėję pagrindus žvaigždžių
sistemų, panašių į Saulės sistemą, susiformavimui. Ir kai kurių pirmųjų žvaigždžių susitraukimas leido
atsirasti ypač masyvioms juodosioms skylėms, tapusiomis galaktikų centrais bei kvazarų šaltiniais.
Kitaip tariant, jos padarė pradžią tokiai Visatai, kokią regime dabar. Pirmąsias žvaigždes vadina pirmos kartos arba III populiacijos žvaigždėmis jos nepaprastai masyvios ir sudarytos
beveik vien iš vandenilio, su nežymia helio priemaiša (tada kitų elementų Visatoje praktiškai nebuvo). Tad jos gyvavo gana trumpai, vos kelis milijonus
metų ir sprogdavo kaip supernovos. Dar visai neseniai jų nebuvo stebėta ir tik 2015 m.
portugalo D. Sobralo***) vadovaujama astronomų grupė, VLT pagalba,
už 11 mlrd. švm. aptiko labai ryškią galaktiką Cosmos Redshift 7 (arba CR-7
su aliuzija į futbolininką Cristiano Ronaldo, žaidžiusį nr.7 pažymėtais marškinėliais), susidariusią maždaug prieš 800 mln. m. po
Didžiojo sprogimo. Jos spektras leidžia spėti, kad jos žvaigždės priklauso pirmajai kartai. Tamsieji amžiai. Nėra priemonių tiesiogiai stebėti ankstyvosios raidos. Belieka stebėti
tolimas galaktikas ir kvazarus. Atstumas iki objektų nustatomas pagal jų šviesos spektro
raudonąjį poslinkį, kuris nusako, kiek jau buvo išsiplėtusi Visata, kai atsirado toji šviesa. Seniausi objektai
datuojami maždaug 1 mlrd. m. po Didžiojo sprogimo (laikant, kad jis įvyko maždaug prieš 12-14 mlrd. m.).
Taip pat kai kurias išvadas galima padaryti iš mikrobanginio kosmoso spinduliavimo (CMBR),
kuris pasklido maždaug po 400 tūkst. m. po Didžiojo sprogimo. Šio spinduliavimo vienodumas rodo,
kad tuo metu materija buvo pasklidusi labai tolygiai. Kosmosui plečiantis, fono spinduliavimas
pasislinko į ilgesniųjų bangų pusę; Visata tebesiplėtė būdama šalta ir tamsi. Taigi, kada ir kaip atsirado pirmosios žvaigždės?
Vis tik CMBR rodo nežymius svyravimus kukulius pirmapradėje kosminėje sriuboje. Spėjama,
kad jie palaipsniui išsivystė į gravitacines ribas turinčias struktūras. Pradžioje galėjo susidaryti
mažesnės, kurios vėliau susijungė į stambesnius konglomeratus. Tuose mazguose galėjo susiformuoti
pirmosios nedidelės proto-galaktikos. Šios vėl jungėsi sudarydamos galaktikas, o šios spietėsi į
galaktikų spiečius. Tas procesas nėra pasibaigęs ir nors galaktikų susidarymas beveik pasibaigęs, jos vis dar renkasi į spiečius.
Pagal kosmologinius modelius pirmosios nedidelės struktūros, galinčios formuoti žvaigždes, susidarė
praėjus maždaug 100-250 mln. metų po Didžiojo sprogimo. Tos proto-galaktikos turėjo būti apie 0,1-1
mln. kartų masyvesnės už Saulę ir jų skersmuo galėjo siekti 30-100 šviesmečių. Šie parametrai artimi
Paukščių tako dujų debesims, kuriuose tebesusidaro žvaigždės. Tačiau ankstyvieji dariniai turėjo skirtis
kai kuriais esminiais bruožais. Pirmiausia, juos turėjo sudaryti daugiausia
tamsioji materija, el. dalelės, sudarančios
apie 90% Visatos masės. Dabartinėse stambiose galaktikose tamsioji materija
segregavosi iš įprastinės materijos: su laiku įprastinė materija susitelkia vidinėje galaktikos srityje, o
tamsioji materija išsisklaido po išorines sritis. Tačiau proto-galaktikose jos abi buvo visiškai persimaišę.
Kitas svarbus skirtumas tas, kad proto-galaktikose dar nebuvo žymaus kitokių elementų, išskyrus
vandenilį ir helį (šiuodu atsirado Didžiojo sprogimo metu). Dauguma sunkesniųjų elementų
(astronomai juos paprastai vadina metalais) yra sukuriami tik žvaigždėse vykstančių
termobranduolinių reakcijų metu. Pvz., jaunos ir daug metalo" turinčios žvaigždės vadinamos I populiacijos žvaigždėmis,
o senesnės, kuriose mažai metalo, - II populiacijos (tad žvaigždės, beveik neturinčios metalų, vadintinos III populiacijos).
Dėl metalų stokos, pirmųjų žvaigždes gaminančių sistemų fizika turėjo būti gerokai paprastesnė nei yra dabartiniuose dujų debesyse.
Be to, jos nebuvo ankstesniųjų sistemų poveikio tam procesui. Tad ir modelį sukurti turėtų būti lengviau tad ir atsirado keli modeliai.
Tebūnie šviesa! Kompiuterinės simuliacijos rodo, kaip susidaro nestambus pirminių gniužulų
tinklas, kuris, veikiant gravitacijai, pradeda trauktis. Susispausdamos dujos įkaista iki
1000o K. Kai kurie vandenilio atomai jungiasi poromis sudarydami molekuliarinį
vandenilį. Šios molekulės pradeda vėsinti tankiausias dujų sritis skleisdamos infraraudonąjį
spinduliavimą (dėl susidūrimų su vandenilio atomais). Temperatūra ten nukrenta iki 200-
300o K ir kartu sumažėja dujų spaudimas tose srityse, kas paskatina sukristi į
gravitacines ribas turinčius kukulius. Tai labai svarbus procesas, kurio metu materija atsiskiria nuo
tamsiosios materijos. Vėstantis vandenilis susitelkia į besisukančias plokščias disko formos struktūras.
Kadangi tamsioji materija nei spinduliuoja, nei praranda energiją, ji lieka pasklidusi pirmapradėje
kosminėje sriuboje. Taip susidaro darinys, primenantis smulkią galaktiką. Šio disko viduje tankiausios
dalys toliau traukiasi ir kai kurios jų galiausiai tampa žvaigždėmis.
Beje, tie pirminiai kukuliai buvo gerokai šiltesni, nei dabartiniai dujų debesys, kuriuose dabar
formuojasi žvaigždės. Dabartinius debesis (iki 10o K) atvėsina dulkių dalelės bei
molekulės, į kurių sudėtį įeina sunkieji elementai. Minimali masė, kuri turi susispausti veikiama
gravitacijos, vadinama Jeans mase ir yra proporcinga dujų temperatūrai kvadratu ir atvirkščiai
proporcinga kvadratinei šakniai iš slėgio. Pirmosiose sistemose slėgis turėjo būti panašus, tačiau
temperatūra buvo apie 30 kartų aukštesnė. Taigi ir Jeans masė buvo beveik 1000 kartų didesnė.
Artimuose Paukščių tako molekulių telkiniuose Jeans masė yra artima Saulės masei. Taigi pirmieji
kukuliai buvo apie 1000 kartų masyvesni už Saulę.
Beje, modeliai rodo, kad spėjama pirmųjų darinių masė mažai priklauso nuo kosmologinio modelio
(ar simuliacijos metodų), o daugiausia nuo vandenilio molekulės fizikos. Mat molekuliarinis
vandenilis negali atvėsinti dujų žemiau 200oK tad ši riba taikoma pirmiesiems
grumstams. Be to, šis vėsinimo būdas yra neefektyvus esant didesniam tankiui, kai tie gumulai
kažkiek susitraukia. Tada vandenilio molekulės, prieš paskleisdamos infraraudonuosius spindulius, dar
spėja susidurti su kitais atomais, o tai pakelia dujų temperatūrą ir lėtina gumulo susitraukimą. Tačiau
koks likimas laukė tų susitraukiančių kukulių virto ypač masyviomis žvaigždėmis ar skilo į mažesnes dalis?
Kompiuterinės simuliacijos kol kas nerodo jokios tendencijos jiems skilti (juk ir
dvinarės žvaigždės gana retas atvejis - nors dabar tokio požiūrio jau nesilaikoma)
tačiau viskas iki galo nebėra visiškai aišku. Skirtingos tyrinėtojų grupės
priėjo prie kiek besiskiriančių spėjimų, kokio masyvumo galėjo būti pirmosios žvaigždės. Tom Abel'is*),
Greg Bryan'as **) ir Michael L. Norman'as įtikinėjo, kad jos neviršijo 300 Saulės masių; Richard B. Larson'as ir
Volker Bromm'as su Paolo Coppi spėja jas buvus apie 1000 Saulių masės. Abi prielaidos gali būti
teisingos esant skirtingoms aplinkybėms (pvz., vienos anksčiau, o kitos vėliau). Kiekybinius
paskaičiavimus sunku atlikti dėl šalutinių poveikių, pvz., susidarius masyvioms žvaigždėms intensyvus
jų spinduliavimas gali nupūsti aplinkines dujas vis dar tebesitraukiančiame kukulyje. Tačiau šie
poveikiai labai priklauso nuo sunkiųjų elementų kiekio tad pirmosioms žvaigždėms neturėjo būti labai dideli.
Kosmoso renesansas. Kaip pirmosios žvaigždės paveikė likusią Visatos dalį? Metalo mažai
turinčios žvaigždės turi aukštesnę paviršiaus temperatūrą, o branduolinės energijos kiekis jų centruose
mažesnis tad žvaigždės turi būti karštesnės ir kompaktiškesnės, kad atlaikytų gravitacijos jėgą.
Modeliai rodo, kad tokių žvaigždžių paviršiaus temperatūra galėjo būti apie 100 tūkst. kelvinų, t.y.
apie 17 kartų aukštesnė už Saulės. Tad ankstyvojoje Visatoje turėjo dominuoti ultravioletinė (UV) šviesa,
kuri kaitino ir jonizavo aplink esantį vandenilį ir helį. Net maža materijos dalis, virtusi žvaigždėmis, galėjo gerokai jonizuoti likusią dujų dalį.
Tokią jonizacijos fazę patvirtina Kalifornijos Technologijų instituto ir Sloan Digital Sky Survey
pastebėjimas, kad kvazarų, kurių susidarymas priskiriamas apie 900 mln. m. po
Didžiojo sprogimo,
Jei žvaigždės iš tikro buvo labai masyvios, tai jos gyveno labai trumpai tik po kelis milijonus
metų. Kai kurios jų turėjo susprogti (tarsi supernovos), išblaškydamos po Visatą jų gelmėse
susidariusius metalusv (100-250 Saulės masių žvaigždės turėjo išsitaškyti visiškai). Kadangi sunkieji
elementai daro didesnį poveikį vėsinant gumulus ir sudarant galimybę jiems trauktis, tai skatino naujų
žvaigždžių susidarymą. Tie žvaigždes gimdantys dariniai galėjo turėti mažesnę masę.
Šio aktyvaus žvaigždžių susidarymo periodo pradžioje kosminio fono spinduliavimo temperatūra privalėjo būti aukštesnė nei
dabartiniuose molekulių debesyse (10o K). Kol temperatūra nenukrito iki šio lygio (tai nutiko tik praėjus apie 2 mlrd. m.
po Didžiojo sprogimo), tol susidarydavo tik masyvios žvaigždės.
Neatitikimai. Ši hipotezė apie ankstyvųjų žvaigždžių susidarymą gali paaiškinti kai kurias
dabartinės Visatos ypatybes. Viena jų kad galaktikos turi gerokai mažiau žvaigždžių, kuriose yra
mažas metalų kiekis, nei galima tikėtis, kad metalai susidaro proporcingai žvaigždžių susidarymo spartai.
Taip gali būti, kad susprogdamos pirmosios masyvios žvaigždės gausiai išbarstė metalus, kurie nusėdo daugelyje mažesnę masę turinčių žvaigždžių.
Kita ypatybė metalų gausa karštose rentgeno spindulius skleidžiančiuose tarpgalaktinėse dujose
(žvaigždžių spiečiuose). Taip gali būti, jei egzistavo ankstyvas periodas, kai sparčiai formavosi
masyvios žvaigždės ir atitinkamai buvo daug supernovų sprogimų, kurie metalais praturtino
tarpgalaktines dujas. Tai paaiškina ir nesenus atradimus, leidžiančių spėti, kad dauguma materijos ir
sunkiųjų elementų yra išsibarstę tarpgalaktinėje erdvėje, o ne pačiose galaktikose.
Tačiau žvaigždės, daugiau nei 250 kartų masyvesnės už Saulę, nesprogsta, o susitraukia į juodąsias
skyles. Kai kuriose kompiuterinėse simuliacijose tokios žvaigždės buvo. O kadangi jos susidarydavo
tankiausiose srityse, tad besijungdamos tapdavo vis masyvesnėmis ir masyvesnėmis. Tikėtina, kad
dalis jų įsitaisė didelių galaktikų centruose ir yra milijonus kartų masyvesnės už Saulę.
Mokslininkai tiki, kad kvazarų energijos šaltinis yra dujos, sūkuriais krentančios į didelių galaktikų
centre esančias juodąsias skyles. Jei ten susidarė mažesnės juodosios skylės, tai galima stebėti mini-kvazarus.
Kadangi šie objektai turėjo susidaryti netrukus po pirmųjų žvaigždžių susidarymo, jie galėtų būti papildomos šviesos, jonizuojančios aplinką, šaltiniu.
Su laiku mokslininkai tikisi daugiau sužinoti apie ankstyvąją Visatos istoriją, kai ėmėsi formuotis
mažesnio dydžio struktūros. Naujos priemonės (kaip kosminis NGST teleskopas) gali aptikti tuos ankstyvuosius kūnus ir tirti juos tiesiogiai. Pirmieji Visatos teršėjai?
Vokiečių AIP ir INAF mokslininkai, ištyrę kai kurių seniausių žvaigždžių cheminę sudėtį, pasiūlė
naują idėją apie pirmųjų žvaigždžių susidarymą (žr. Nature, 2011 m. balandžio 28 d.). Anot jų,
pirmoji žvaigždžių karta galėjo būti labai greitai besisukančios masyvios žvaigždės, vadinamieji
spinstarai. Jos jau išmirę, tačiau jų įspaudai vis dar gali būti randami senose žvaigždėse.
Iškart po Didžiojo sprogimo Visatos cheminė sudėtis buvo visiškai paprasta beveik vien tik
vandenilis su heliu. Tik maždaug po 300 mln. metų Visata chemiškai praturtėjo, kai ėmė mirti pirma
žvaigždžių karta, užteršdama Visatą sunkesniais elementais, kuriuos vėliau priglaudė naujos žvaigždžių kartos.
Tirdami senas masyvias žvaigždes, mokslininkai netikėtai jose rado elementų, kurie, kaip laikoma,
susidaro lengvesnėse žvaigždėse. Iš kitos pusės, juos pasigaminti buvo pajėgios ir nepaprastai sparčiai besisukančios masyvios žvaigždės.
Ankstyvųjų spinstarų buvimo poveikis būtų įvairus. Greitas sukimasis daro įtaką kitoms žvaigždės
savybėms spalvai, gyvenimo trukmei ir ryškumui. O jų buvimo galimybę patvirtina ir Visatos susidarymo kompiuterinės simuliacijos. Didžiausios Paukščių tako žvaigždės Didžiojo šuns VY - 1800-2100 Saulės masių; už 3900 švm. (tokia didelė, kad šviesa aplink pusiaują apskrieja tik per 8 val.) Žvaigždžių dulkės Visi mes sudaryti iš žvaigždžių dulkių, kaip kartą pasakė amerikiečių astronomas K. Saganas. O štai Valnerio vadovaujama grupė žurnale Nature Communications (2015) paskelbė, kad okeano dugne
trūksta plutonio-244 izotopo ir tai gresia rimtomis pasekmėmis mokslui.
Kažkaip keistai skamba, ar ne? Iš mokslui žinomų 117 elementų ne visi susidarė formuojantis Visatai. 23-ys
sunkiausieji žmonių sukurti dirbtinai. O ir lengvesnieji 94-i susidarė ne iš karto. Kai temperatūra nukrito žemiau 2
mlrd. laipsnių (atseit, tai įvyko po 3 min. po Didžiojo sprogimo), galėjo susidaryti paprasčiausi branduoliai
daugiausia vandenilio ir helio, mažiau ličio ir berilio bei vos-vos boro. Toji nukleosintezė turėjo baigtis praėjus 20 min.
po Didžiojo sprogimo, kai vandenilis liovėsi virtęs heliu, o helio tankis buvo mažesni, nei reikia anglies ir sunkesnių
elementų susidarymui. Šie turėjo laukti dar 500 mln. m., iki pirmųjų žvaigždžių susidarymo. Jų termobranduoliniuose
katiluose formavosi elementai iki pat geležies, o šioms žvaigždėms nusimetant apvalkalus ir virstant baltosiomis
nykštukėmis, tie elementai pasklisdavo erdvėje, sudarydami kosminių dujų ir dulkių debesis, kuriuose formavosi
naujos kartos žvaigždės, - tarp jų ir mūsų Saulė su planetomis. Štai kodėl mes žvaigždžių dulkės...
Mažiau aišku dėl už geležį sunkesnių elementų. Jiems susidaryti reikia spartaus neutronų prisijungimo, kai
lengvas branduolys beveik akimirksniu virsta stabiliu sunkiu iki pat torio, urano ir net plutonio. Tai R-procesas (R iš
anglų rapid - spartus). Šiuo metu žinomos dvi situacijos, kada jis gali vykti 1) tai supernovų sprogimai; 2)
neutroninių žvaigždžių susidūrimai tarpusavyje arba su juodąja skyle. Šiais atvejais jie irgi gali būti paskleidžiami
erdvėje. Juos ir gavo susidarydama Žemė kaip ir jų radioaktyvius izotopus. Trys tokie izotopai (uranas-238, toris-
232, kalis-40) iki šiol yra išorinio Žemės branduolio (kuris viduje iš geležies-nikelio) sudėtyje. Jų tokie dideli skilimo
pusperiodžiai (4,5, 14,3 ir 1,5 mlrd. m.), kad skildami iki šiol šildo mūsų planetą.
Į tą sąrašą plutonis nepakliūna, nes jo izotopai suskyla greičiau (labiausiai ilgaamžio plutonio-244 jis yra 81 mln.
m.), tad jie jau senai išdegė. Bet supernovos tebesproginėja ir erdvę vėl papildo jais. Šie ten skyla, tačiau juos vėl
keičia išmesti per naujus sprogimus. Visatoje susidaro tam tikras kvazi-pastovus jų lygis, o dulkių pavidalu jie
pasiekia ir Žemę, kur nusėda dirvoje bei vandenynų dugne (čia susidaro suakmenėjusios nuogulos).
Būtent jose minėta grupė ir ieškojo plutonio-244, nes jo dabartinis lygis galėjo suteikti informacijos apie sluoksnio
susidarymo procesus. Mat supernovų sprogimai galaktikoje nepaprastai dažnesnis nutikimas nei neutroninių
žvaigždžių susidūrimai. Ir štai grupės rezultatai tarytum kalba antrojo atvejo naudai. Atseit, į Žemę per paskutinius
200 mln. metų plutonio pateko šimtus kartų mažiau plutonio, nei turėjo pagal supernovų scenarijų.
Bet tada uranidų šildomos planetos gana retos Visatoj, o tai jau liūdna... nes mažėja galimybės proto brolių atsiradimui... *) Tomas Abelis (Tom Abel, g. 1970 m.) - vokiečių kosmologas,
pirmasis sukūręs metalo neturinčių masyvių žvaigždžių, priklausančių pirmajai Visatos žvaigždžių kartai, kolapso
simuliaciją (kartu su Greg L. Bryanu ir Michael L. Normanu; 2018 m. paskelbta Science žurnale). Yra Stanfordo
un-to (Palo Alto, Kalifornija) fizikos profesorius (nuo 2015 m.); nuo 2013 m. Kavli el. dalelių astrofizikos ir kosmologijos inst-to direktorius. **) Gregas Brianas (Greg L. Bryan) amerikiečių astrofizikas,
Kolumbijos un-to profesorius. Jo pagrindinė tyrimų sritis yra hidrodinaminių modelių ir astrofizikinių sistemų kompiuteriniai paskaičiavimai.
Juos taikė Visatos struktūros, rentgeninių spiečių susidarymui, galaktikų evoliucijai ir pirmųjų žvaigždžių atsiradimui.
Taip pat atliko daug vizualių simuliacijų filmui Kosminė kelionė (1996; IMAX formatu) bei Gamtos muziejaus planetariumui.
***) Deividas Sobralas (David Ricardo Serrano Goncalves Sobral, g. 1986 m.) portugalų astrofizikas,
labiausiai žinomas galaktikos CR-7 atradimu 2015-ais; Lankasterio un-to dėstytojas (2016-2022).
Papildomai skaitykite:
|
spektre stipriai absorbuota UV dalis. Tiesa, heliui jonizuoti reikia daugiau energijos, tad jei pirmosios
žvaigždės nebuvo ypač masyvios, tada helis galėjo būti jonizuojamas vėliau veikiant stipriems
spinduliavimo šaltiniams (tokiems, kaip 
