Žvaigždžių gimimas galaktikų glėbyje

Visata susideda iš įvairių komponentų, pagrindiniai yra tamsioji energija, tamsioji materija ir įprasta (dar vadinama barioninė) materija. Jos Visatoje tėra apie 5%, ir net ir jų didžioji dalis tėra „neįdomios“ karštos dujos, randamos galaktikų spiečiuose ar gijose tarp jų. Galaktikose esanti įprasta medžiaga kadaise irgi buvo dujos, tačiau jos atvėso, sutankėjo ir suformavo žvaigždes. Šiandien daugumoje galaktikų dominuoja būtent žvaigždės – pavyzdžiui Paukščių Take bendra žvaigždžių masė yra kelios dešimtys milijardų Saulės masių, o dujų – apie dešimt kartų mažiau. Elipsinėse galaktikose šis santykis dar didesnis dujų nenaudai.

Visgi net ir šiandien dujos daugelyje galaktikų formuoja žvaigždes. Šio proceso pagrindus suprantame neblogai (seniai seniai apie juos rašiau čia, o apie jo raidą senstant Visatai – čia), nors daugybė detalių dar lieka neaiškios. Aiškintis apie jas mums labai padeda įvairūs empiriniai – stebėjimais, o ne fizikiniu supratimu paremti – dėsniai, susiejantys naujas žvaigždes ir dujas, iš kurių jos atsiranda.

Žvaigždes formuojantys regionai (melsvi/violetiniai) molekulinių dujų debesyje W48, Erelio žvaigždyno kryptimi. Šaltinis: ESA/Herschel/PACS/SPIRE/HOBYS Key Programme consortium

Šio pažintinio straipsnio nebūtų buvę, jei ne mano dosnūs rėmėjai Patreon platformoje. Ačiū jums! Jei manote, kad mano tekstai verti vieno-kito dolerio kas mėnesį, paremti mane galite ir jūs.

Žvaigždės, kaip jau minėjau, formuojasi iš dujų. Gali skambėti paradoksaliai, bet procesas neatsiejamas nuo dujų vėsimo. Tik šaldamos dujos gali telktis į vis tankesnius gumulus, kurie galiausiai tampa žvaigždėmis. Tankėjantys dujų debesys iš pradžių yra permatomi savo pačių spinduliuotei; kitaip tariant, visa išskiriama energija greitai palieka debesį. Mažesni sutankėjimai traukiasi greičiau, nei visas debesis, todėl jis byra į vis smulkesnius fragmentus. Galiausiai fragmentai tampa nepermatomi ir byrėjimas sustoja, temperatūra fragmentuose ima augti. Po kurio laiko – šimtų tūkstančių, o mažiausiuose ir dešimčių milijonų metų – įsižiebia termobranduolinės reakcijos ir atsiranda žvaigždė. Žvaigždės gyvenimas, kaip ir įsižiebimas, labai priklauso nuo jos masės: kuo objektas masyvesnis, tuo sparčiau vystosi ir trumpiau gyvena.

Būtent šis ryšys tarp masės ir pokyčių spartos reiškia, kad aiškiausiai žvaigždžių formavimosi procesą galima sekti stebint masyvias žvaigždes. Tą suprasti užtenka labai paprasto paskaičiavimo. Paukščių Tako diske vidutinė žvaigždžių greičių sklaida yra kelios dešimtys kilometrų per sekundę. Tokiu greičiu judėdama žvaigždė per šimtą tūkstančių metų nuskrenda kelis parsekus. Maždaug tokio dydžio yra molekuliniai debesys, iš kurių formuojasi žvaigždės, taigi masyvi žvaigždė įsižiebia tame pačiame debesyje, kuriame ir pradėjo formuotis. Net per visą kelių milijonų metų gyvenimą ji nuo debesies nutolsta ne daugiau nei šimtą parsekų. Tuo tarpu maža, į Saulę panaši, žvaigždė formuojasi milijonus metų, o gyvena – milijardus. Per tą laiką ji nuo gimimo vietos pabėga tiek toli, kad atsekti jos kilmę gali būti neįmanoma.

Stebėdami galaktikas, panašias į Paukščių Taką, matome diskus su spiralinėmis vijomis. Vijos išryškėja, žiūrint į jaunų masyvių žvaigždžių arba tankių šaltų dujų spinduliuotę, nes būtent vijose daugiausiai ir formuojasi žvaigždės. Spiralinė vija nėra nuolatinė medžiagos sankaupa – jei taip būtų, laikui bėgant kiekviena vija susisuktų labai daug kartų aplink galaktikos centrą, kol galiausiai jos nepavyktų atskirti nuo tarp vijų esančios medžiagos. Vijos yra regionai, pro kuriuos dujos juda lėčiau. Dujų debesis, patekęs į sutankėjimą – viją – sulėtėja. Todėl susidaro dujų sangrūda, tarsi eismo kamštis, kur dujų tankis tampa aukštesnis. Tankesnės dujos sparčiau vėsta, todėl sparčiau formuoja žvaigždes; didesnis jų tankis taip pat reiškia didesnę masę, kuri stabdo naujas ten patenkančias dujas. Susidaro save palaikanti sistema, po truputį besisukanti galaktikoje ir galinti išlikti milijardus metų.

M101, arba Malūnėlio galaktika (angl. Pinwheel galaxy). Spiralinės vijos matyti stebint dujų linijas (tamsios rusvos juostos) ir žvaigždėdaros regionus (pažymėti violetine spalva). Šaltinis: Robert Gendler

Dar praeito amžiaus viduryje olandų astronomas Maartenas Schmidtas numatė, kad žvaigždžių formavimosi sparta turėtų koreliuoti su dujų kiekiu toje galaktikos dalyje. Įvertinęs Saulės aplinkoje esančių dujų ir jaunų žvaigždžių kiekius, jis suformulavo sąryšį, kurį išreiškė per abiejų dydžių paviršinį tankį – kiekį, tenkantį disko paviršiaus ploto vienetui. Gautasis sąryšis atrodo taip:

    \[\dot\Sigma_* = A \Sigma_{\rm g}^{n}.\]

Šioje lygtyje \dot\Sigma_* yra žvaigždėdaros spartos paviršinis tankis, t. y. žvaigždžių masės ploto vienete pokytis per laiką, \Sigma_{\rm g} – dujų paviršinis tankis, o A ir n – tam tikros konstantos. Schmidto skaičiavimai rodė, jog n \simeq 2. Vėliau įvairūs autoriai sąryšį tikrino ir tikslino, o reikšmingą proveržį padarė amerikietis Robertas Kennicuttas, 1998 metais išmatavęs dydžius kelioms kitoms galaktikoms ir nustatęs vertę n \simeq 1.4. Nuo tada sąryšis vadinamas Kennicutto-Schmidto dėsniu.

Kennicutto-Schmidto, arba trumpiau tiesiog K-S, sąryšis. Vertikalioje ašyje – žvaigždėdaros paviršinis tankis, horizontalioje – dujų tankis. Įstriža linija žymi laipsninę funkciją, kuri geriausiai atitinka duomenis. Šaltinis: Kennicutt (1998), ApJ

Kaip gi šiuos dydžius išmatuoti? Nei žvaigždžių formavimosi spartos, nei dujų kiekio visiškai tiesiogiai pamatuoti nepavyks. Besiformuojančias žvaigždes dengia tankios dujos ir dulkės, sugeriančios didžiąją dalį jų spinduliuotės. Todėl paprastai žvaigždėdaros spartai įvertinti naudojami pagalbiniai dydžiai: ilgų infraraudonųjų bangų spinduliuotė, sklindanti iš tų pačių dulkių, kurias pašildo besiformuojančios žvaigždės, arba jonizuoto vandenilio spinduliuotė, atsirandanti, kai jau užgimusios masyvios žvaigždės įkaitina aplinkines dujas. Šaltos dujos, iš kurių formuojasi žvaigždės, gali būti atominės arba molekulinės – abiem atvejais daugiausiai tai yra vandenilis. Vandenilio atomus aptikti galima tiesiogiai, nes jie skleidžią ryškią 21 cm ilgio spinduliuotę. Tuo tarpu vandenilio molekulės beveik neskleidžia aptinkamos spinduliuotės, todėl jų kiekis įvertinamas pagal kitų dujų – dažniausiai anglies monoksido, taip pat vandenilio cianido – skleidžiamą spinduliuotę. Anglies monoksido ir vandenilio molekulių santykis skirtingose kiekvienos galaktikos vietose turėtų būti panašus, taip pat jis neturėtų daug skirtis ir tarp galaktikų, bet tam tikra paklaida dėl šios prielaidos susidaro. Taip pat paklaidas įveda ir visi kiti netiesioginiai matavimai.

XXI amžiuje būta daug bandymų patikslinti Kennicutto-Schmidto, arba tiesiog K-S, dėsnio konstantų vertes, kaip ir bandymų paaiškinti sąryšio formą. Vieni autoriai teigė, kad egzistuoja bent dvi galaktikų rūšys: daugumai galioja vienoks sąryšis, o kai kurioms – panašus, tik su kelis kartus didesne konstantos A verte. Pastarosios, vadinamos žvaigždėdaros žybsnio, galaktikos dujas į žvaigždes konvertuoja daug efektyviau, galbūt dėl didelio tarpžvaigždinės terpės slėgio. Kiti autoriai mano, kad visas galaktikas galima paaiškinti vienu sąryšiu, tiesiog skirtingose galaktikose skirtingai siejasi anglies monoksido ir molekulinio vandenilio kiekiai. Kai kurie autoriai teigia, kad žvaigždėdara daug geriau koreliuoja vien su molekulinio vandenilio tankiu, o stebimas sąryšis su visomis dujomis tiesiog žymi skirtingą molekulinio vandenilio dalį skirtingose galaktikose; kiti atsako, kad nykštukinėse galaktikose molekulinio vandenilio gali apskritai nebūti, bet žvaigždės ten formuojasi, nors ir mažiau efektyviai. Taigi vieningo supratimo apie žvaigždėdaros priklausomybę nuo galaktikos dujų kol kas nėra. Turint omeny, kad dėsnis yra empirinis – išvestas naudojant stebėjimų duomenis, o teorinį supratimą apie fizikinius procesus – tai nelabai stebina.

K-S sąryšis daugybei galaktikų. Kairėje – koreliacija tarp žvaigždėdaros paviršinio tankio ir anglies monoksido spinduliuotės intensyvumo. Viduryje spinduliuotės intensyvumas perskaičiuotas į vandenilio molekulių tankį, naudojant du konversijos faktorius ramioms ir besijungiančioms galaktikoms. Dešinėje konversijos faktorius kinta tolygiai, priklausomai nuo spinduliuotės intensyvumo (kitaip tariant, sąryšis tarp spinduliuotės intensyvumo ir dujų tankio yra netiesinis). Viduriniame grafike matyti dvi K-S sąryšio variacijos – lėtai ir sparčiai žvaigždes formuojančios galaktikos; dešiniajame grafike variacijos pranyksta. Adaptuota iš Narayanan et al. (2011), MNRAS

O ką apie dėsnį sako teorija? Paaiškinti sąryšį, kad žvaigždėdaros sparta proporcinga dujų tankiui, pakeltam 1,5 laipsniu, yra netikėtai paprasta. Tam tereikia padaryti visiškai logišką prielaidą, kad žvaigždėmis dujos virsta proporcingai debesies traukimosi spartai. Kuo debesis tankesnis, tuo jis traukiasi greičiau; jei traukimosi nestabdo jokia jėga – o bent pradžioje taip ir yra – debesis susitraukia per laiko tarpą, vadinamą dinamine laiko skale. Ji atvirkščiai proporcinga kvadratinei šakniai iš tankio (t_{\rm dyn} \propto \rho_{\rm g}^{-1/2}). Tankį ir paviršinį tankį sieja galaktikos disko storis; bandydami grubiai įvertinti žvaigždėdaros spartą, galime laikyti, kad visų galaktikų diskų storis yra panašus. Tuomet gauname, kad žvaigždžių formavimosi sparta yra proporcinga dujų kiekiui (kuris savo ruožtu proporcingas paviršiniam tankiui), padalintam iš dinaminės laiko skalės. Užrašę matematiškai, gauname \dot\Sigma_* \propto \Sigma_{\rm g} / t_{\rm dyn} \propto \Sigma_{\rm g} \rho_{\rm g}^{1/2} \propto \Sigma_{\rm g}^{3/2}, ką ir reikėjo įrodyti. Sklaida aplink šį sąryšį atsiranda dėl skirtingų galaktikos disko storių, skirtingo dujų debesų pasiskirstymo, išorinio slėgio ir kitų detalių, neįtrauktų į tokį paprastą modelį.

Dar vienas Roberto Kennicutto atradimas susijęs ir su aukščiau pateiktu teoriniu dėsnio paaiškinimu. Tame pačiame 1998 metų darbe jis parodė, kad žvaigždėdaros paviršinis tankis gražiai ir, svarbiausia, tiesiškai koreliuoja su dujų tankiu, padalintu iš galaktikos dinaminės laiko skalės. Pastaroji skiriasi nuo debesies dinaminės laiko skalės ir žymi tipinį laiką, per kurį žvaigždės ir dujos reikšmingai pajuda galaktikos diske; dinaminė laiko skalė, padauginta iš 2\pi, duoda galaktikos disko sukimosi periodą. Taigi atrodo aišku, kad norint susieti dujas ir jų virtimą žvaigždėmis, svarbūs yra visos galaktikos masto dinaminiai procesai. Galaktikose, kuriose medžiaga juda greičiau, debesys dažniau ir stipriau susiduria ar bent jau dažniau patenka į spiralines vijas, todėl ir žvaigždėdara ten gali būti greitesnė.

Žvaigždėdaros tankio sąryšis su dujų tankiu, padalintu iš galaktikos dinaminės laiko skalės. Kartais jis vadinamas Silko dėsniu arba sąryšiu. Įstriža linija žymi laipsninę funkciją, kuri geriausiai atitinka duomenis. Šaltinis: Kennicutt (1998), ApJ

Pastaruoju metu, gerėjant stebėjimų duomenims, tapo įmanoma atsakyti į klausimą, kokiu erdviniu masteliu pasireiškia ryšys tarp dujų ir jaunų žvaigždžių. Dar 2014 metais pora mokslininkų iškėlė hipotezę, kurią pavadino „žvaigždėdaros neapibrėžtumo principu“. Susiformavusios žvaigždės dažniausiai juda debesies atžvilgiu, be to, jų spinduliuotė ir vėjai suardo debesį ar bent išsklaido dalį jo. Taigi aplink žvaigždes susiformuoja retesnių dujų burbulai. Neapibrėžtumą galima išskirti ir erdvėje, ir laike: skirtingu metu žvaigždžių išretintas burbulas bus skirtingo dydžio. Matuodami žvaigždėdaros spartą ir dujų tankį skirtingo dydžio galaktikos regionuose, matysime skirtingo tvirtumo koreliaciją: dideliais masteliais ji gali būti gana tvirta, o mažais – susilpnės, nes žvelgdami į jaunas žvaigždes, aplink jas nematysime tankių dujų, o tankių dujų sankaupose nematysime jau susiformavusių žvaigždžių. Tokie netolygumai tikrai pastebėti – 400 parsekų ir mažesniais masteliais jie atsiranda, o kuo mastelis mažesnis, tuo tampa ryškesni. Remdamiesi šiuo modeliu, tyrėjai taip pat apskaičiavo, jog naujai susiformavusios žvaigždės suardo savo gimtuosius dujų debesis vos per pusantro milijono metų. Šis atradimas patvirtina kai kurių skaitmeninių modelių prognozes ir paaiškina, kodėl žvaigždžių formavimasis yra labai neefektyvus – per vieną debesies dinaminį laiką žvaigždėmis virsta vos 2-3% debesies masės. Jei žvaigždžių spinduliuotė ir vėjai niekaip neveiktų debesies dujų, ši dalis būtų artima 100%.

Žvaigždėdaros „neapibrėžtumo principas“. Jei žiūrime į tankiausias molekulinių dujų sankaupas, mažais masteliais jose rasime vis mažiau žvaigždžių; jei žiūrime į jaunas žvaigždes, mažais masteliais aplink jas rasime vis mažiau dujų. 400 parsekų ir didesniais masteliais dujų ir žvaigždžių padėtys tampa nebeatskiriamos, K-S sąryšis egzistuoja. Šaltinis: Diederik Kruijssen et al. (2019), Nature

Žvaigždžių ir dujų ryšys yra galaktikų evoliucijos pagrindas. Deja, išnarplioti jo detales yra labai sudėtinga, mat ir žvaigždės, ir dujos yra sudėtingi bei įvairialypiai dariniai, kuriuose vyksta įvairiausi reiškiniai, pakeičiantys ryšio eigą. Kaip ir daugeliu kitų atvejų, aiškintis padeda ir teorinės įžvalgos, paremtos fundamentalių fizikos dėsnių taikymu, ir skaitmeniniai modeliai, leidžiantys per kelias valandas ar bent mėnesius ištirti milijonų ar milijardų metų sistemos evoliuciją. Šiuo atveju daug duoda ir empirinis Kennicutto-Schmidto sąryšis, veikiantis kaip gairė visiems modeliams ir bandymams paaiškinti, kas ir kaip lemia žvaigždžių atsiradimą.

Laiqualasse

2 komentarai

  1. Kodel formuojasi galaktiku vijos, taip ir nelabai aisku?
    Labiau tiketina, kad galaktikos centras ,,ispucia,, kazkoka, kuris besisukant galaktikai sudaro tas juostas.

    1. Vijų formavimasis greičiausiai yra tam tikras nestabilumas – atsitiktinai (dėl netolygaus judėjimo) atsiradęs dujų bei žvaigždžių sutankėjimas pritraukia ir sulėtina kitas dujas, todėl ima augti. Dėl viso disko sukimosi sutankėjimas išsitempia į spiralinę formą.

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *