Nukreipę siaurą Saulės šviesos pluoštą per prizmę, sukursime vaivorykštę: mėlyni spinduliai pakrypsta stipriau, nei raudoni, todėl baltą šviesą sudarantys įvairūs fotonai išsisklaido. Jei prizmė ir ekranas labai lygūs, pastebėsime, kad vaivorykštė nėra visai tolygi, o perkirsta tamsiomis linijomis, tarsi brūkšninis kodas. Kiekviena linija nurodo tam tikrą cheminį elementą, kurio atomų, esančių arti Saulės paviršiaus, elektronai sugeria specifinio bangos ilgio šviesą, sklindančią iš giliau. Saulę sudaro daugiausiai vandenilis ir helis, tačiau kitos linijos – anglies, deguonies, magnio, geležies, bario ir viso pluošto kitų – sudaro mūsų žvaigždės istorijos metraštį. Ir ne tik mūsų: kiekvienos žvaigždės brūkšninis kodas, arba spektras, yra savitas, o subtilūs skirtumai padeda mums suprasti ir pavienių žvaigždžių, ir visos Galaktikos istoriją.
Praeitame pažintiniame straipsnyje rašiau apie žvaigždžių srautus ir kaip žvaigždžių orbitos padeda tirti Galaktikos istoriją bei primena apie prarytas mažesnes kompaniones. Žvaigždžių srautų tyrimai sudaro pusę astronomijos atšakos, vadinamos Galaktikos archeologija. Antroji jos pusė – cheminiai tyrimai. Dauguma elementų, randamų žvaigždės paviršiuje, praktiškai nesikeičia per visą jos gyvenimą ir rodo, kokiomis sąlygomis ji formavosi; surinkę daugelio žvaigždžių informaciją, galime sudaryti ir visos Galaktikos gyvenimo kalendorių.
Šį pažintinį straipsnį parašiau, nes turiu daug dosnių remėjų Contribee platformoje. Ačiū jums! Jei manote, kad mano tekstai verti reguliarios paramos, prisijunkite prie jų.
Pirmykštėje Visatoje, iki gimstant žvaigždėms, egzistavo tik vandenilis, helis ir truputis ličio. Visi sunkesni elementai susiformavo žvaigždėse ir pasklido į aplinką joms mirštant, arba susiformavo pačiuose sprogimuose. Šiuo metu jau visai neblogai žinome, už kuriuos elementus „atsakingos“ kiekvieno tipo žvaigždės; plačiau apie procesus, kurie tuos elementus pagamino, esu kadaise rašęs ir šiame bloge. Laikui bėgant, žvaigždžių gimsta ir miršta vis daugiau, tad auga ir bendras „metalų“ (astronomijoje šis terminas aprėpia visus elementus, sunkesnius už helį) kiekis, arba metalingumas. Kuo daugiau metalų, tuo ryškesni tamsūs brūkšniai spektre. Išmatavę jų stiprumą, galime apskaičiuoti ir metalų gausą žvaigždės paviršiuje, o tada – apytikriai pasakyti, ar ji gimė labai anksti, ar panašiu metu kaip Saulė, ar yra daug jaunesnė. Tačiau tokia analizė yra tik ledkalnio viršūnė. Tikrasis žinių lobynas slepiasi detalėse: kokių metalų žvaigždėje yra ir kokios jų proporcijos.
Pirmosios Visatą metalais praturtinusios žvaigždės buvo masyvios. Jos gyveno santykinai trumpai – nuo kelių iki keliasdešimt milijonų metų, – o gyvenimo pabaigoje sprogdavo branduolio kolapso supernovomis. Prieš kolapsą jose gimdavo vis nauji cheminiai elementai: helis jungdavosi į anglį, vėliau gaudavome deguonį, toliau eidavo neonas, magnis ir kiti. Pažiūrėję į cheminių elementų lentelę, pamatysime, kad visi šie elementai turi po lyginį skaičių protonų branduolyje: anglis šešis, deguonis aštuonis ir taip toliau. Tai – ne atsitiktinumas: kiekvienas naujas elementas formavosi prie lengvesnio prisijungiant helio branduoliui, dar vadinamam alfa dalele; pastarajame protonų yra du. Tad jauna Visata buvo praturtinta šiais vadinamaisiais alfa-elementais. O štai geležies ten buvo nedaug, tad alfa/geležies santykis kelis kartus viršijo tai, ką randame Saulėje.
Dalis žvaigždžių, turinčių labai mažai geležies, pasižymi išskirtiniais santykiais tarp pačių alfa-elementų. Viena jų klasė vadinama „anglimi praturtintomis metalais skurdžiomis“, arba CEMP (angl. carbon-enhanced metal-poor) žvaigždėmis. Tarp žvaigždžių, kuriose geležies mažiau nei šimtadalis Saulės vertės, CEMP žvaigždės sudaro apie trečdalį, o tarp pačių skurdžiausių geležimi, kuriose šio elemento bent kelis tūkstančius kartų mažiau, nei Saulėje, jų yra absoliuti dauguma. CEMP žvaigždės dar skirstomos į kelis porūšius, o vienas jų, žymimas CEMP-no, greičiausiai žymi žvaigždes, kurių formavimosi medžiagą praturtino vos viena ar kelios pirmykščių žvaigždžių supernovos. Ypatingai didelė anglies proporcija aptikta ir labai jaunose galaktikose, vos 350 milijonų metų po Didžiojo sprogimo, taigi šios kosminės dėlionės detalės gražiai susijungia į vieną paveikslą, kuriame pirmosios praturtintos žvaigždės buvo gausios anglies, o kiek vėliau ėmė augti ir kitų alfa-elementų proporcijos.
Po kurio laiko galaktikose atsiranda antras metalų šaltinis: Ia tipo supernovos. Tai irgi žvaigždžių sprogimai, tačiau gerokai kitokie, nei aukščiau minėtos branduolio kolapso supernovos. Jų metu sprogsta baltosios nykštukės – į Saulę panašių žvaigždžių liekanos. Šiaip baltoji nykštukė, dažniausiai sudaryta pagrinde iš anglies ir deguonies, yra gana inertiška ir pati sau nesprogsta, o tiesiog po truputį vėsta. Bet jei ji turi kompanionę dvinarėje sistemoje, gali imti ryti šios medžiagą. Jei tokiu būdu nykštukės masė viršija kritinę apie 1,4 Saulės masės ribą, joje prasideda termobranduolinės reakcijos, kurios labai greitai apima visą žvaigždę ir suplėšo ją į gabalus. Reakcijų metu elementai jungiasi iki pasiekdami geležį ir aplinkinius, tokius kaip cinkas, varis, kobaltas ir nikelis. Priešingai nei branduolio kolapso supernovos metu, kur sunkiausi žvaigždėje susidarę elementai dažnai paskęsta besiformuojančios juodosios skylės gniaužtuose, Ia tipo supernova juos paskleidžia į aplinką. Taigi alfa/geležies santykis galaktikoje pradeda mažėti. Pažymėjus grafike daugybės žvaigždžių geležies gausą ir alfa/geležies santykį, išryškėja dvi sritys: maždaug pastovaus santykio linija, esant mažam geležies kiekiui, ir tolygus santykio mažėjimas viršijus tam tikrą geležies gausos ribą.
Kaip matyti iš aukščiau pateiktos iliustracijos, sąryšis nėra labai glaudus. Visgi galime pastebėti, kad visi Paukščių Tako kamuoliniai spiečiai išsidėstę tiesiojoje grafiko dalyje, tuo tarpu dauguma pavienių žvaigždžių – pasvirusioje. Kitų galaktikų žvaigždžių pasiskirstymas atrodo padrikesnis, ir panašu, kad pasvirusioji dalis prasideda šiek tiek kairiau, t.y. esant žemesnėms geležies gausos vertėms. Perėjimas iš plokščios į pasvirusią dalį dar vadinamas „alfa keliu“ (angl. alpha-knee, nepainioti su gatvėmis). Kiekvienoje galaktikoje jis pasiekiamas praėjus maždaug milijardui metų po pirmųjų žvaigždžių gimimo, nes tiek laiko reikia, kad Ia tipo supernovų sprogimai reikšmingai paveiktų tarpžvaigždinių dujų cheminę sudėtį. Geležies kiekis, kurį žvaigždės „prirenka“ iki to momento, priklauso nuo vidutinės žvaigždžių formavimosi spartos. Paukščių Take, kuris žvaigždes formavo santykinai greitai, kelis matomas ties dešimtadaliu Saulės metalingumo. Mažesnėse galaktikose jis matomas kairiau; pavyzdžiui, Skulptoriaus nykštukinėje galaktikoje jis randamas ties 1/60-ąja Saulės metalingumo. Aptikę kelio poziciją skirtingose galaktikose galime nustatyti, kaip sparčiai žvaigždės formavosi jų jaunystėje. Laikrodis nėra preciziškas, tačiau gerai papildo kitus indikatorius.
Atskiri Paukščių Tako struktūriniai komponentai alfa-geležies diagramoje irgi pasiskirstę nevienodai: halo žvaigždės, kaip ir kamuoliniai spiečiai, yra viršuje ir kairėje, o disko žvaigždės – pasvirusioje dalyje; kuo žvaigždės arčiau disko plokštumos, tuo jos ir toliau į dešinę. Tai mums irgi nurodo apytikrius jų amžius; tiesa, juos galima nustatyti ir kitaip, pagal žvaigždės temperatūros bei šviesio vertes. Daug naudingesnis šis pasiskirstymas yra tada, kai randame žvaigždes, kurios nedera su šiuo paprastu paveikslu. Pavyzdžiui, kai kurios mažos žvaigždės Galaktikos hale turi žemesnes alfa/geležies santykio vertes, nei kitos su tokiu pačiu metalingumu. Kaip taisyklė, tos žvaigždės priklauso žvaigždžių srautams, pavyzdžiui kilusiems iš Gaia-Encelado galaktikos. Tai nykštukinė galaktika, kurią aptarėme praeitame tekste – ją Paukščių Takas prarijo prieš maždaug 10 milijardų metų. Jos žvaigždžių cheminės savybės padeda suprasti, kokia ta galaktika buvo ir kiek žvaigždžių spėjo suformuoti iki įkrisdama į mūsiškę. Toks pat metodas iš principo gali būti pritaikytas ir kitoms galaktikoms. Tiesa, išmatuoti pavienių žvaigždžių cheminę sudėtį už Vietinės galaktikų grupės ribų nėra paprasta, tad ir rezultatų kol kas nedaug. Tik šiemet pirmą kartą nustatyta kitos spiralinės galaktikos formavimosi istorija.
Alfa-elementai ir geležis atspindi tik mažą dalį žvaigždžių cheminės įvairovės. Daugybė kitų, ypač sunkesnių, elementų irgi gali būti išmatuoti ir panaudoti suprasti žvaigždės savybėms. Aukščiausias pasiekimas šioje kryptyje būtų gebėjimas kiekvienai žvaigždei unikaliai priskirti gimtąjį žvaigždžių telkinį. Šis, vadinamasis „stiprusis cheminis žymėjimas“ (angl. strong chemical tagging), nagrinėjamas ilgai, tačiau panašu, kad svajonės įgyvendinti nepavyks. Fundamentali problema yra skirtingų žvaigždžių grupių panašumas tarpusavyje. Net jei laikytume, kad atskiros žvaigždės cheminę sudėtį galime išmatuoti idealiai tiksliai, kiekvieno susiformavusio žvaigždžių telkinio narės turės šiek tiek skirtingas elementų gausas. Maža to, skirtinguose telkiniuose susiformavusios žvaigždės gali turėti labai panašias gausas, todėl turėdami tik cheminės sudėties informaciją, niekaip negalėsime unikaliai įvardinti, kuri žvaigždė priklauso kuriai pavienei grupei. Tačiau ir bendrų tendencijų supratimas, leidžiantis atskirti halą, storąjį ir plonąjį diskus bei iš nykštukinių galaktikų įkritusias žvaigždžių populiacijas, labai prisideda prie Galaktikos istorijos atskleidimo.
Kai kurie specifiniai elementai duoda savitos naudos. Pavyzdžiui, itris gaminamas lėtai žvaigždės paviršiuje, o magnis – greitai, todėl jų santykis gali parodyti žvaigždės amžių. Ne idealiai – geriausi rezultatai duoda 800 milijonų metų paklaidą, o sąryšis priklauso nuo žvaigždės masės, temperatūros ir sukimosi, – bet tai vis tiek naudinga, siekiant patikrinti kitais metodais gautus amžiaus vertinimus. Elementai, gaminami skirtinguose šaltiniuose, gali nurodyti, kuris iš jų buvo svarbesnis galaktikos istorijoje. Europis gaminamas r-procese, kai neutroninių žvaigždžių susidūrimo metu cheminių elementų branduoliai bombarduojami milžinišku neutronų srautu, o baris – s-procese, kai elementai raudonosiose milžinėse neutronus prisijungia po truputį; jų santykis gali parodyti, kurios žvaigždės gimė mūsų Galaktikoje, o kurios – kitose. Galiausiai, mažose galaktikose specifiniai elementų gausos santykiai netgi padeda identifikuoti pavienius seniai įvykusius žvaigždžių sprogimus, kurie praturtino dujas ir paliko parašą naujesnės kartos žvaigždėse.
Taigi cheminė žvaigždžių sudėtis suteikia mums informacijos apie jas, kurios negautume jokiu kitu būdu. Ji nėra tokia tiksli, kaip žinios apie žvaigždės orbitą Galaktikoje, tačiau pastarąją gerai papildo. Panašiai, kaip Žemės archeologams naudinga ne tik kasinėti radimvietes, bet ir skaityti senovinius metraščius, taip ir kosminiams archeologams įvairūs žinių šaltiniai pasako daug daugiau, nei bet kuris iš jų atskirai.
Laiqualasse