Apie žvaigždžių mases

Pernai jau esu rašęs apie tai, kaip gimsta žvaigždės. Labai šaltų molekulinių dujų debesys, dėl savo gravitacijos suskilę į gabaliukus, ima trauktis ir po truputį šyla, kol galų gale jų centruose prasideda termobranduolinės reakcijos. Žinoma, yra ir daugiau visokių detalių, bet tokie patys pagrindai. Viena įdomi šio proceso pasekmė ir naujų žvaigždžių spiečiaus savybė – žvaigždžių masių pasiskirstymas, vadinamas pradine masės funkcija (initial mass function arba IMF).

Bendrai paėmus, masės funkcija – tai sąryšis, nurodantis, kiek kokios masės žvaigždžių yra kažkokioje grupėje. Žvaigždžių mases galima nustatyti iš jų šviesių bei spektrų, taigi stebint dangaus plote esančias žvaigždes, galima suskaičiuoti jų masių pasiskirstymą. Paprastai toks pasiskirstymas turi reikšmės kažkaip fiziškai susijusioje grupėje – pavyzdžiui, žvaigždžių spiečiuje. Bet niekas netrukdo jį skaičiuoti ir dideliems žvaigždžių kiekiams.

Pradinė masių funkcija – tai žvaigždžių masių pasiskirstymas vos tik spiečiui susiformavus. Iš vieno debesies žvaigždės užgimsta labai panašiu metu (nuo pirmųjų iki paskutiniųjų įsižiebimo praeina gal šimtas-kitas tūkstančių metų), bet netrukus po to masių funkcija ima kisti. Masyviausios žvaigždės netenka reikšmingos masės dalies dėl stiprių vėjų, nupučiančių viršutinius sluoksnius. Po keleto milijonų metų prasideda supernovų sprogimai, sunaikinantys masyviausias žvaigždes ir po truputį „valgantys“ populiaciją nuo „viršaus“ (t.y. didžiausios masės) iki maždaug 8 Saulės masių. Taigi vystantis žvaigždžių populiacijai, masės funkcija yra „nukerpama“ iš viršutinės pusės; kitaip tariant, laikui bėgant mažėja santykinė masyvių žvaigždžių dalis. Šį evoliucinį procesą galima bent apytikriai apskaičiuoti remiantis žinomais žvaigždžių evoliucijos modeliais. O štai pradinė masės funkcija – vis dar paslaptingas dalykas, taigi įdomu išmatuoti ir nagrinėti būtent ją.

Pirmieji tyrimai, kurių rezultatai naudoti ilgą laiką (ir kartais naudojami dar šiandien) ir kuriais buvo nustatyta IMF (pagal mokslininko pavardę pavadinta Salpeterio IMF), atlikti praeito amžiaus viduryje. Vėliau būta pataisymų ir papildymų (du žinomiausi vėlgi pavadinti mokslininkų pavardėmis – Kroupa ir Chabrier), tačiau pagrindiniai dėsniai, atrasti prieš šešis dešimtmečius, nepasikeitė. Svarbiausia ir labiausiai stebinanti IMF savybė – ji yra vienoda praktiškai visur. Nesvarbu, ar žiūrime į kamuolinė spiečių Paukščių Tako pakraštyje, ar į didelę žvaigždžių populiaciją centriniame telkinyje, ar į kitas galaktikas – IMF visur yra beveik identiška. Didžiajai masių ruožo daliai ją galima aprašyti kaip laipsninę funkciją: tam tikros masės žvaigždžių kiekis yra proporcingas tai masei, pakeltai laipsniu -2,3 (laipsnis tampa artimesnis nuliui, esant mažoms masėms, mažesnėms už pusę Saulės masės). Tai reiškia, kad masyvių žvaigždžių yra mažiau, nei ne tokių masyvių. Pavyzdžiui, jei Saulės masės žvaigždžių kiekis yra N, tai dviejų Saulės masių žvaigždžių jau bus tik 0,2N, o dešimties Saulės masių – vos 0,005N. Iš tokios funkcijos taip pat galima suskaičiuoti, jog bendra masė žvaigždžių, kurių kiekvienos masė viršija 10 Saulės masių, sistemoje yra apytikriai tokia pati, kaip ir bendra masė žvaigždžių tarp 1 ir 10 Saulės masių.

Įvairių autorių apskaičiuotos arba išmatuotos IMF. Vertikalioje ašyje pateiktas santykinis žvaigždžių skaičius, lyginant su maksimaliu.

Kas nulemia būtent tokią, o ne kitokią IMF formą? Akivaizdu, kad tai turi būti kažkoks visuotinis procesas, pasireiškiantis kiekviename skylančiame molekuliniame debesyje – priešingu atveju nebūtų priežasties, kodėl IMF vienoda skirtingose Visatos vietose. Tačiau koks tai procesas, kol kas atsakymo nėra. Teko matyti hipotezių, jog IMF formą gali nulemti fraktalinė molekulinių debesų geometrija ir jų skilimas etapais, magnetiniai laukai debesyse ar dar kokie kiti procesai, bet sutarimo (ar netgi įrodymų, galinčių paremti vieną ar kitą hipotezę) vis nėra. O klausimas – reikšmingas. Mat žvaigždžių formavimasis vis dar yra paslaptingas procesas, ir bet kokie papildomi, kokybiškai nauji, duomenys leistų praskleisti paslapčių šydą šiek tiek daugiau. IMF savybių atskleidimas būtų toks kokybiškai naujas duomenų šaltinis.

Beje, IMF nėra idealiai vienoda visiškai visur. Neskaitant nedidelių (dažnai statistiškai nereikšmingų) variacijų tarp pavienių spiečių, yra keletas kitų skirtumų. Pavyzdžiui, daugiau sunkiųjų elementų turintys (t.y. didesnio metalingumo) debesys skyla į mažesnius gabalus, todėl juose IMF yra šiek šiek statesnė. Tai ypač gerai pastebėta, kai pavyko aptikti pakankamai I populiacijos (pačių seniausiųjų Visatos) žvaigždžių, kad būtų galima sudaryti jų IMF. Tada pastebėta, o kompiuteriniai modeliai tą patvirtino (nors ir nevienareikšmiškai), kad pirmosios žvaigždės greičiausiai buvo gerokai masyvesnės, nei šiandieninės: vidutinės I populiacijos žvaigždžių masės siekė ~40 Saulės masių, palyginus su šiandieninėmis ~0,5-1 Saulės masėmis. Taip pat atrodo, jog nykštukinėse galaktikose žvaigždės yra masyvesnės, nei normalaus dydžio galaktikose. Neradau jokių aiškinimų ar hipotezių, kodėl, tačiau galiu įsivaizduoti, kad lengvai nutraukiamas žvaigždėdaros procesas (supernovų sprogimai gali išpūsti praktiškai visas dujas iš nykštukinių galaktikų) nepalieka dujų, iš kurių galėtų atsirasti III (dabartinės) populiacijos žvaigždės, o I ir II populiacijos žvaigždžių vidutinė masė yra didesnė (žr. aukščiau).

Dar viena įdomi vieta ir žvaigždžių grupė, kurios IMF yra tikrai kitokia – tai mūsų Galaktikos centras. Ten egzistuoja vienas arba du žiedai, sudaryti iš jaunų, maždaug 6 milijonų metų amžiaus, žvaigždžių. Nustatę keleto šimtų žvaigždžių mases mokslininkai pamatė, jog šio spiečiaus pradinė masės funkcija yra vadinamoji „sunkaus viršaus“ („top-heavy“), t.y. ją aprašančios laipsninės funkcijos laipsnio rodiklis yra ne -2,3, o gerokai didesnis, maždaug -0,7. Teoriniai modeliai tą aiškina neįprastu formavimosi procesu: taip arti centre esančios juodosios skylės iš molekulinio debesies žvaigždės susiformuoti negalėtų. Tačiau jos gali susiformuoti akreciniame diske aplink juodąją skylę, mat šis irgi gali tapti gravitaciškai nestabilus ir suskilti. Apskaičiavus, į kokio dydžio gabaliukus skyla akrecinis diskas, randame, jog iš jo susidariusios žvaigždės turėtų būti masyvesnės, nei susiformavusios iš molekulinio debesies.

Klausimas, atrodytų, atsakytas. Bet ar tikrai? Tame pačiame Galaktikos centre yra kita, maždaug 100 milijonų metų amžiaus ir senesnė, žvaigždžių populiacija. Jos masių pasiskirstymas, įvertinus evoliuciją, rodo, jog IMF būta „normalios“. Kaip susiformavo tos žvaigždės? Jos galėjo susiformuoti toliau nuo juodosios skylės, nedideliame spiečiuje, ir vėliau įkristi į patį centrą, tačiau keista, kad nėra jokių pėdsakų senesnės iš akrecinio disko atsiradusios populiacijos. Išspręsti dilemą turbūt padėtų žvaigždžių stebėjimai kitų galaktikų centruose, bet jie dar nėra tiek toli pažengę, kad galėtume sudaryti tų regionų IMF. Ateityje situacija, aišku, pasikeis, bet to dar reikės palaukti.

Iš visos šitos rašliavos turbūt pasidarė aišku, kad niekas čia neaišku. Taip jau būna astronomijoje – koks nors dalykas gali pasirodyti labai paprastas ir visiems suprantamas, bet geriau pasidomėjus paaiškėja, kad jame slypi tiek keistenybių, jog galima tyrinėti dešimtmečius, narpliojant jas vieną po kitos ir nematant pabaigos tam darbui.

Laiqualasse

3 comments

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *