Pirmoje šio rašinio dalyje papasakojau apie keletą didžiausio mastelio darinių – pačia regimąją Visatą, galaktikų (super)spiečius ir pačias galaktikas bei iš ko jos sudarytos. Kitas žingsnis šitoje sekoje – detalesnis įvairių galaktikoje esančių objektų aprašymas. Na o galaktika yra sudaryta iš žvaigždžių, jų liekanų (neutroninių žvaigždžių ir juodųjų skylių) bei jų pirmtakų – ūkų ir kitokių debesų. Bet apie viską iš eilės.
Žvaigždžių dydžių palyginimai. Arktūras – toli gražu ne didžiausia žinoma žvaigždė.
Geriausiai paprastam žmogui žinomas dangaus kūnas turbūt yra žvaigždės. Kiekvieną giedrą naktį net ir miestuose galime jų pamatyti dešimtis, o atokiose vietovėse – tūkstančius. Per dangų nusidriekusi Paukščių tako juosta iš tiesų yra daugybės tolimų (kitos Galaktikos vijos) žvaigždžių šviesa, susiliejusi į daugmaž vientisą balzganą švytėjimą. Bet net ir tai yra tik mažytė dalis visų Galaktikos gyventojų – Paukščių take jų yra maždaug dešimt milijardų. Dauguma žvaigždžių (manoma, kad apie 80 procentų) yra mažesnės už mūsų Saulę, o kuo masyvesnė žvaigždė, tuo rečiau ji pasitaiko. Didžiausia astronomams žinoma žvaigždė yra maždaug trijų šimtų saulės masių, bet manoma, kad ji susiformavo susiliejus kelioms žvaigždėms. Teoriniai žvaigždžių formavimosi modeliai teigia, jog masyvesnės nei 120 saulės masių žvaigždės susiformuoti kaip ir negali.
Masyvių žvaigždžių nedaug aptinkame dar ir dėl to, kad jos gyvena trumpiau. Štai laiko tarpas, kurį Saulė praleis pagrindinėje sekoje (žr. žemiau), yra maždaug 10 milijardų metų – dabar ji nugyvenusi apie pusę šito amžiaus. O dešimt kartų masyvesnė žvaigždė baigs deginti vandenilį savo branduolyje „vos“ po 50 milijonų metų, dvidešimt kartų masyvesnė – po 10 milijonų. Iš kitos pusės lengvesnės už Saulę žvaigždės turėtų gyvuoti dar ilgiau, nei mūsų žvaigždė, tad iš jų dar nei viena neišnyko nuo pas Galaktikos atsiradimo laikų.
Žvaigždės susiformuoja iš didžiulių šaltų dujų debesų. Tie debesys, vadinami molekuliniais, nes dėl žemos temperatūros vandenilio atomai juose yra susijungę į H_2 molekules, driekiasi net dešimtis parsekų nuo vieno krašto iki kito. Dėl įvairių procesų – gravitacinės debesies dalelių sąveikos, netoliese sprogusios supernovos ar panašiai – tie debesys kartais pradeda trauktis ir skilinėti (apie kažką panašaus rašiau čia ir šio įrašo komentaruose). Taip besiskaidydami jie subyra į žvaigždinės masės gabaliukus, kurie vienas po kito įsižiebia, nes jų tankis ir temperatūra pakyla iki pakankamų verčių, kad galėtų prasidėti termobranduolinės reakcijos. Sąlyginai lengvose žvaigždėse – iki maždaug 8 Saulės masių – vandenilis tiesiogiai jungiasi į helį, o sunkesnėse šis procesas labai greitai užleidžia vietą truputį sudėtingesniam, kurio metu vandenilio degimą katalizuoja branduolyje susikaupusi anglis (atsiradusi pačioje žvaigždės gyvavimo pradžioje, kai ne tik vandenilis virto heliu, bet ir pats helis ėmė degti į anglį). Šito vandenilio degimo žvaigždės branduolyje pradžia vadinama „nulinio amžiaus pagrindine seka“ (zero-age main sequence, arba ZAMS) ir būtent ji laikoma žvaigždės gimimu – iki tol buvęs objektas vadinamas protožvaigžde.
Didžioji dalis žvaigždžių besiformuodamos nuo pradinio debesies niekur nepabėga, todėl ir naujų žvaigždžių grupė, arba spiečius, lieka gravitaciškai surišta sistema. Tokiuose spiečiuose būna nuo kelių dešimčių iki kelių šimtų tūkstančių žvaigždžių – tiesa, didesni spiečiai paprastai egzistuoja Galaktikos žvaigždiniame hale, kur mažiau gravitacinių potvyninių efektų, galinčių suardyti spiečiaus struktūrą. Spiečiai yra labai naudingi astrofizikams, nes stebint atskiras spiečiaus žvaigždes, galima suvokti, kaip jų evoliucija priklauso nuo masės, kadangi visos spiečiaus žvaigždės yra maždaug vienodo amžiaus. Būtent naudojant spiečius ir jų stebėjimų duomenis buvo suvokta, kaip žvaigždės evoliucionuodamos „juda“ H-R diagramoje. Spiečiuose žvaigždžių erdvinis tankis (t.y. žvaigždžių kiekis erdvės vienete) yra gerokai didesnis, nei Galaktikos vidurkis, taigi kartais ten įvyksta ir įdomių procesų, kaip kad žvaigždžių susidūrimų, potvyninių sudarkymų ir panašiai. Jų padariniai dažniausiai yra įvairios „keistos“ žvaigždės su nuplėštais (arba, priešingai, atnaujintais) išoriniais sluoksniais, per didelėmis masėmis ir t.t.
Žvaigždžių evoliucijos schema; viršuje Saulės masės žvaigždė, apačioje ~15 Saulės masių žvaigždė
Kaip minėjau aukščiau, vandenilio degimo laikotarpis priklauso nuo žvaigždės masės. Sudeginusi visą vandenilį, esantį branduolyje, žvaigždė pradeda deginti jo likučius išoriniuose sluoksniuose. Branduolys tuo metu traukiasi ir kaista, žvaigždė vėsta ir plečiasi – tampa raudonąja milžine. Vėliau, priklausomai nuo masės, žvaigždė arba ima deginti branduolyje vis sunkesnius elementus – helį, berilį, anglį, deguonį ir t.t. iki geležies, arba sustoja kažkurioje šio proceso vietoje (dažniausiai kai jos sudėtyje yra daugiausia anglies ir deguonies arba deguonies ir neono, rečiau – neono ir magnio). Sustojus degimo procesams, žvaigždės branduolys ir vėl pradeda vėsti ir trauktis.
Mažų žvaigždžių (iki maždaug 8 Saulės masių) atveju traukimasis yra lėtas procesas. Žvaigždės išoriniai sluoksniai atsiskiria debesėliu (vadinamu planetiniu ūku; šis pavadinimas yra likęs iš senų laikų, kai buvo manoma, jog tokiuose ūkuose formuojasi planetos), o branduolys susitraukia į baltąją nykštukę – labai mažą (vos kelis kartus didesnę už Žemę) ir labai karštą žvaigždės liekaną, kuri dažniausiai sudaryta iš anglies ir deguonies mišinio. Nuo tolesnio kolapso nykštukę sulaiko milžiniškas elektronų slėgis, pasireiškiantis didžiule – dešimčių tūkstančių laipsnių – temperatūra ir taip pat didžiuliu tankiu. Šitos žvaigždės, panašiai kaip protožvaigždės, spinduliuoja ir po truputį praranda energiją. Tiesa, šiuo atveju spinduliuodamos jos ir vėsta, nes praranda ne tik gravitacinę energiją. Šis procesas trunka labai ilgai: vėsiausia šiuo metu žinoma baltoji nykštukė yra maždaug 4000 laipsnių temperatūros – daugiau atvėsti ji tiesiog dar nespėjo nuo pat Visatos pradžios. Kažkuriuo metu anglinės baltosios nykštukės kristalizuojasi ir tampa didžiuliais deimantais, plūduriuojančiais kosmoso platybėse, tačiau tai tolesnio vėsimo proceso nepagreitina.
Sunkesnių žvaigždžių likimas, sudeginus branduolio vandenilį, yra kitoks. Kai elementai sudega vienas po kito iki geležies, tolesnis degimas nebeįmanomas, nes geležis yra ypatingai stabili tiek jungimosi, tiek skilimo atžvilgiu (kitaip tariant, nei degdama, nei skildama ji neišskirtų energijos, o tik ją sugertų; dėl to visos branduolinės reakcijos Visatoje gamina elementus, artimesnius geležiai nei reagentai). Staiga išnykus branduolinės energijos šaltiniui, žvaigždės šerdis susitraukia į mažytį taškelį: kelių kilometrų skersmens neutroninę žvaigždę, kurioje visų atomų elektronai „sukrito“ į branduolius ir tapo neutronais, ir tik tų neutronų slėgis, atsirandantis iš reliatyvistinių efektų, neleidžia kolapsuoti toliau; arba juodąją skylę, kuri yra begalinio tankio objektas, supamas įvykių horizonto. Išoriniai žvaigždės sluoksniai, sudaryti iš visų elementų, per kuriuos „praėjo“ degimo ciklas (t.y. nuo vandenilio pačioje išorėje iki chromo ir šiek tiek geležies arti centro) išsilaksto į šalis, sugėrę kolapsuojančio branduolio išspinduliuotą energiją. Šis išsilakstymas yra žinomas kaip branduolinio kolapso arba II tipo supernova. Supernovos išmestos medžiagos patenka į tarpžvaigždinę erdvę, kur susilieja su ten esančiomis dujomis ir vėliau leidžia susidaryti planetoms bei kitiems kietiems kūnams. Taip pat smūginė banga, sukelta supernovos, gali sukelti naujų žvaigždžių formavimosi pliūpsnius netolimuose debesyse.
Atidesnis skaitytojas galbūt dabar ims galvoti, kaip čia taip yra, kad supernovos sukelia žvaigždžių formavimąsi, žvaigždės virsta supernovomis, bet juk visa tai turėjo nuo kažko prasidėti. Tikrai taip – kai Visata buvo dar labai jauna, prieš įsižiebiant pirmosioms žvaigždėms, joje buvo tik pirmykštės dujos – vandenilis, helis bei truputis ličio ir berilio. Pirmosios žvaigždės, vadinamos III populiacijos žvaigždėmis, buvo sudarytos tik iš šitų elementų. Manoma, kad jos buvo labai masyvios (stebėjimų ir teorinių modelių duomenimis, didesnis sunkių elementų kiekis lemia mažesnę vidutinę žvaigždžių masę) ir gyvavo neilgai – po keletą milijonų metų. Po šio gyvenimo jos sprogo supernovomis ir padidino sunkiųjų elementų kiekį tarpžvaigždinėje erdvėje. Iš tos medžiagos formavosi jau kitos, metalingesnės, II populiacijos žvaigždės (čia turbūt verta paminėti, kad astrofizikoje „metalais“ vadinami visi elementai, išskyrus vandenilį ir helį). Kai sprogo šios, metalų dar padaugėjo, ir susiformavo I populiacjos žvaigždės, tarp kurių yra ir mūsų Saulė. III populiacijos žvaigždės jau seniai mirusios ir jų pamatyti negalime, o II populiacijos žvaigždės matomos beveik vien tik tolimose galaktikose, kurias stebime tokias, kaip jos atrodė prieš milijardus metų.
Žvaigždžių formavimasis nesitęs amžinai. Su kiekviena žvaigždžių karta dalis pradinių dujų pasilieka juodosiose skylėse, baltosiose nykštukėse ir neutroninėse žvaigždėse. Jaunose spiralinėse galaktikose tos dujos gali kurį laiką atsinaujinti, krisdamos į galaktiką iš aplinkinės erdvės. Daug dujų į galaktikų centrinius regionus patenka ir žvaigždžių formavimąsi sukelia galaktikų susiliejimo metu. Būtent todėl spiralinės galaktikos dažnai būna melsvos spalvos (daug jaunų masyvių žvaigždžių, o šios yra mėlynos), o senos eliptinės – rausvos (masyvios žvaigždės išnyko, liko tik ilgaamžės mažos raudonos). Galiausiai, po daugybės trilijonų metų, visos susiformavusios žvaigždės išnyks, baltosios nykštukės atvės iki nulinės temperatūros, ir Visatoje teliks vien juodosios skylės. Bet tai nutiks dar negreit, tad skaitom toliau.
Tam, kad žvaigždė šviestų, ji turi galėti deginti vandenilį (arba kokią nors kitą medžiagą). Jei žvaigždės masė nesiekia 8 procentų Saulės masės, jos branduolio temperatūra ir slėgis nepakils iki tokių verčių, kokių reikia termobranduolinėms reakcijoms. Tokia neužsižiebusi žvaigždė yra vadinama rudąja nykštuke. Tiesa, jei jos masė didesnė nei 1,3 procento Saulės masės (arba maždaug 13 Jupiterio masių), šerdyje gali degti deuteris (sunkesnis vandenilio izotopas), taip palaikydamas šiokią tokią žvaigždės šviesą. Dar mažesnės masės kūnai nevykdo absoliučiai jokių termobranduolinių reakcijų ir yra vadinami planetomis. Bet apie jas – trečioje šio straipsnio dalyje.
Apie žvaigždžių evoliuciją daugiau nei prieš metus buvau rašęs angliškai. Tai galima manyti, kad čia vietoj vertimo šitas įrašas.