Žvaigždžių formavimasis ir aplinkos slėgis

Žvaigždžių atsiradimo proceso tyrimai yra viena iš gausiausių ir derlingiausių astrofizikos sričių. Kasdien arXiv publikuojama turbūt po kokius penkis-šešis naujus straipsnių apie įvairius šio proceso aspektus – nuo didžiausių kosmologinių mastelių iki pavienių žvaigždžių savybių. Stebėjimai, skaitmeniniai modeliai, analitiniai skaičiavimai, apžvalgos – galima skaityti ir galo nematyti. Tai tikrai nenuostabu, nes nors žvaigždės sudaro tik mažytę bendros Visatos masės-energijos dalį, jų poveikis aplinkai ir teikiama informacija yra neproporcingai dideli. Žvaigždžių šviesa yra vienas iš pagrindinių (kartais ir pagrindinis) informacijos apie Visatos struktūrą šaltinių, nes tamsiosios materijos nematome, o ir dujas pamatyti irgi dažnai nelengva. Žvaigždžių spinduliuotė, vėjai ir supernovų sprogimai sujaukia aplinkines dujas, praturtina jas sunkiaisiais elementais ir taip reguliuoja kitų žvaigždžių, planetų bei visos galaktikos evoliuciją.

Tai vat į šitą didelę sritį įmerkiau kojas ir aš. Prieš porą dienų jau oficialiai publikuotas mano ir dviejų studentų straipsnis pavadinimu „Collapse and fragmentation of molecular clouds under pressure“ (arXiv versija – čia). Šitas straipsnis man yra ypatingas dar ir tuo, kad tai pirmas darbas, kurį rašiau be labiau patyrusių kolegų (t.y. savo doktorantūros vadovų) užnugario. Bet, patraukęs asmeninius mylakmenius (t.y. milestones) į šalį, pabandysiu paaiškinti, kokį ten dalyką rašiau ir kodėl tai įdomu.

Visų pirma – trumpas kontekstas, kas yra tie molekuliniai debesys, kaip jie kolapsuoja ir fragmentuoja. Debesys yra įvairaus dydžio (nuo mažesnių už parseką iki dešimčių parsekų spindulio) ir masės (nuo kelių dešimčių iki šimtų milijonų Saulės masių) dujų, daugiausiai molekulinių (vandenilio, anglies viendeginio, vandenilio cianido ir kitokių), telkiniai tarpžvaigždinėje erdvėje. Temperatūra – labai žema, nuo keleto kelvinų iki gal šimto, dažniausiai apie dešimt. Dujos debesyse juda greičiais, kurie smarkiai viršija vietinį garso greitį (tas priklauso nuo temperatūros ir siekia kelias dešimtis metrų per sekundę). Toks judėjimas kyla dėl dujų turbulencijos (sūkurinio judėjimo), o jo tipinis greitis siekia keletą kilometrų per sekundę. Dėl turbulencijos ir kitų priežasčių debesų struktūra yra labai netolygi, juose yra sutankėjimų ir praretėjimų. Sutankėjimai linkę trauktis ir augti, taip debesis skyla į dalis, o jose gimsta žvaigždės. Žvaigždžių šviesa pristabdo tolesnį skilimą, nes pakelia dujų temperatūrą ir šiek tiek išlygina tankį, o masyvių žvaigždžių vėjai bei supernovų sprogimai ir visiškai suardo daugumą debesų. Kiekvienas atskirai paimtas debesis gyvuoja nuo keleto iki kelių dešimčių milijonų metų, ir per tą laiką apie 2-20 procentų debesies dujų virsta žvaigždėmis.

Oriono molekulinis debesis, su žvaigždėdaros regionais, burbulais ir kitokiomis įvairiomis struktūromis. ©Rogelio Bernal Andreo

Kur į visa tai įsipaišo slėgis? Yra dvi hipotezės, aiškinančios, koks procesas nulemia žvaigždėdaros spartą ir jos ryšį su debesies parametrais. Pirmoji teigia, kad dujų turbulencija reguliuoja, kiek dujose atsiranda gravitaciškai nestabilių gumuliukų, iš kurių gimsta žvaigždės, o likusios dujos niekada ir nesutankėja pakankamai, kad pradėtų kolapsuoti. Antroji aiškina, kad užgimusios pirmosios žvaigždės sustabdo tolesnę fragmentaciją ir taip neleidžia per dideliam dujų kiekiui virsti žvaigždėmis. Tikrovė, greičiausiai, yra kažkur tarp šių dviejų kraštutinumų, t.y. svarbi ir turbulencija, ir žvaigždžių grįžtamasis ryšys. O štai išorinis slėgis paspartinti žvaigždėdarą iš principo gali abiejose hipotezėse. Didelis slėgis sukuria smūginę bangą, judančią nuo debesies išorės vidun, o ta banga paspartina dujų judėjimą, taip sudarydama sąlygas formuotis didesniam tankių gumulų skaičiui. Kai gimsta pirmosios žvaigždės, jų poveikis (spinduliuotės kuriamas kaitinimas, spinduliuotės slėgis, vėjai) dujas gali išstumti tik tada, kai įveikia ne tik debesies gravitaciją, bet ir aplinkinės medžiagos spaudimą. Taigi aukštas aplinkos slėgis, suspaudęs debesį, turėtų galėti paspartinti jame vykstančią žvaigždėdarą ar net sudaryti sąlygas žvaigždėdarai tokiuose debesyse, kurie be slėgio išsisklaidytų.

Žinoma, „turėtų galėti“ moksliniuose tyrimuose neužtenka. Reikia kažkaip parodyti, kad tokie pamąstymai nėra vien šakėmis ant vandens rašyti. Čia į pagalbą ateina skaitmeninis modeliavimas. Paimame kodą, kuris moka skaičiuoti hidrodinamikos lygtis, sekdamas daugybės dalelių judėjimą, užduodame jam tinkamas pradines sąlygas, paleidžiame skaičiuotis, išanalizuojame rezultatus ir turime atsakymą. Aišku, detalės yra truputį sudėtingesnės, bet techninėmis smulkmenomis jūsų nevarginsiu. Esmė – šitai padaryti įmanoma, nors ir naudojant gana idealizuotas pradines sąlygas. O padarius paaiškėja, kad pamąstymai buvo visai panašūs į teisybę.

Du grafikai, rodantys integruotą (stulpelinį, t.y. masė į ploto vienetą) dujų tankį nespaudžiamame ir spaudžiamame modeliuose (atitinkamai kairėje ir dešinėje). Atkreipkite dėmesį, kad modelių masteliai yra vienodi. Nespaudžiamas debesis dėl turbulencijos šiek tiek sklaidosi, bet jo centrinėje dalyje formuojasi tankios gijos, kuriose vėliau gims žvaigždės. Spaudžiamas debesis sklaidytis neturi galimybės, smūginė banga jį spaudžia į centrą, kur tankis išauga labai greitai. Spaudžiamas modelis rodomas praėjus maždaug penkis kartus mažiau laiko, nei nespaudžiamas (skaičiuojant nuo modelio pradžios).

Svarbu atkreipti dėmesį, kad skaitmeninis modelis buvo gana smarkiai supaprastintas, lyginant su realia sistema. Pavyzdžiui, jame žvaigždžių spinduliuotė nėra įskaičiuota. Kodėl? Todėl, kad tai yra papildomas skaičiavimų apsunkinimas, trukdantis išsiaiškinti, kodėl rezultatai gaunami tokie, o ne kitokie. Ar tai keičia rezultatus? Greičiausiai taip; ir vienas pokytis yra netgi labai svarbus: aukščiau minėtos antros hipotezės apie slėgio įtaką (kad slėgis trukdo žvaigždžių grįžtamajam ryšiui ardyti debesį) tiesiogiai patikrinti neįmanoma. Įmanoma ją patikrinti netiesiogiai – vieną modelį jau paleidau tokį, koks galėtų būti žvaigždžių spinduliuotės įkaitintų dujų debesis; esant tokioms sąlygoms, išorinis slėgis sėkmingai sustabdė debesies plitimą ir leido jam (toliau) fragmentuoti bei kurti (naujas) žvaigždes. Pirmoji hipotezė, apie slėgio sąveiką su dujų turbulencija, buvo patikrinta ir visai gerai pasiteisino. Debesis tikrai yra suspaudžiamas, smūginė banga tikrai sukuriama, o fragmentacijos sparta išauga beveik tiesiogiai proporcingai visai spaudžiančiai jėgai (gravitacijos plius išorinio slėgio).

Ir kas iš to? Visų pirma mane nustebino, kad anksčiau niekas šitokio proceso netyrinėjo. Buvo vienas kitas bandymas ar užuomina kituose straipsniuose, bet atrasti tokią spragą žvaigždėdaros tyrimuose buvo tikrai netikėta. Tuo labiau, kad apie slėgio įtaką žvaigždžių formavimuisi literatūros yra labai daug. Tik slėgis ten kitoks – trumpalaikis suspaudimas, kurį sukuria pro molekulinį debesį pralekianti smūginė banga, sklindanti galaktikoje (pavyzdžiui, po supernovos sprogimo). Toks trumpalaikis suspaudimas dažnai turi priešingą efektą: užuot paspartinęs žvaigždėdarą, jis supurto debesį taip, kad šis sparčiai išsilaksto į šalis. Tuo tarpu kai slėgis veikia ilgai ir iš visų pusių, išsilakstyti debesiui nėra kaip. O tokios sąlygos susidaryti galaktikoje gali, ypač jei joje yra aktyvus branduolys (centrinė juodoji skylė, sparčiai ryjanti aplinkinę medžiagą). Nuo tokio branduolio pučiantis vėjas sukuria tėkmę, kuri gali plisti per visą galaktiką. Tėkmėje esančios medžiagos slėgis tūkstančius kartų viršija vidutinį tarpžvaigždinės medžiagos slėgį, taigi tėkmės apgaubtas debesis yra smarkiai spaudžiamas – būtent tokią situaciją ir nagrinėjome. Galaktiniame kontekste mūsų rezultatai rodo, kad aktyvių branduolių kuriamos tėkmės gali paspartinti žvaigždėdarą galaktikose. Toks teiginys eina prieš visuotinai priimtą supratimą, kad šios tėkmės žvaigždėdarą tik stabdo, išpūsdamos dujas iš galaktikos arba jas įkaitindamos. Tikrai neteigiu, kad šitai (dujų išpūtimas/kaitinimas) nevyksta; vyksta, dar ir kaip. Bet žiūrėdami į bendrą paveikslą, turime nepamesti ir jo detalių, o viena iš detalių yra būtent žvaigždėdaros spartėjimas pavieniuose tėkmės apgaubtuose debesyse.

Laiqualasse

2 comments

  1. Jeigu tėkmėje esančios medžiagos slėgis tūkstančius kartų viršija vidutinį tarpžvaigždinės medžiagos slėgį – tikrai intuityviai atrodo, kad debesį ne suspaust turėtų, o paprasčiausiai nupūsti. Nebent, kaip minėta veikia iš visų pusų – bet kaip čia tokį visapusį vėją gaunam? :) Ir iš kokios materijos sudarytas tas vėjas? Jeigu iš panašių dujų, kaip ir minimi debesys, tai kaip tie debesys papraščiausiai neištirpsta gerokai aukštesnio slėgio vėjyje?

    1. Labai geras klausimas, beveik tiksliai tokį patį uždavė ir recenzentas, komentuodamas pirmąją straipsnio versiją.

      Iš esmės čia svarbu yra tai, kad tėkmė apgaubia debesį žymiai greičiau, nei debesis į ją sureaguoja. Tankių skirtumas tarp debesies ir aplinkinės medžiagos yra bent 2, galbūt 3 eilės (t.y. 100-1000 kartų). Tarp akmens ir vandens skirtumas yra mažesnis, bet akmuo, įmestas į ežerą, nesubyra į gabaliukus :) Aišku, palyginimas nėra visai adekvatus (akmenį išlaiko ne gravitacija, o cheminiai ryšiai), bet kažkas į tą pusę.

      Taigi debesis mato atlekiančią karštą tėkmę, bet ta tėkmė jį labai sparčiai apgaubia ir nulekia toliau. Kai tai įvyksta, debesis pradeda jausti šlyties trintį šonuose, pagreitį teikiančią jėgą priekyje (t.y. toje pusėje, kuri pirma susilietė su tėkme) ir slėgį iš visų pusių. Jei debesis galaktikos atžvilgiu iš pradžių buvo stacionarus, visų trijų procesų svarba yra panaši: debesis yra greitinamas, ardomas nuo kraštų ir spaudžiamas į vidų. Galima ir tokia situacija, kad debesis jau ir taip judėjo tolyn nuo galaktikos centro, o tėkmė jį pavijo; tokiu atveju šlytis ir pagreitis yra ne tokie svarbūs, kaip slėgis iš visų pusių. Sumodeliavome ir tokių situacijų – įdėjome debesį į judančią tarpžvaigždinę terpę. Iš tų modelių paaiškėjo, kad net ir tada, kai šlytis bei debesies greitinimas yra svarbesni už sferišką spaudimą, debesis vis tiek formuoja šiek tiek daugiau žvaigždžių, nei nespaudžiamas (nors šis skirtumas ir nėra toks didelis, kaip nejudančio ar lėtai judančio debesies atveju).

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *