Kaip formuojasi žvaigždės
Žvaigždžių atsiradimui svarbiausi yra du procesai: gravitacija ir dujų vėsimas, kurį nulemia įvairios mikroskopinės sąveikos tarp dujų dalelių ir fotonų. Žvaigždžių evoliucija yra gana cikliškas procesas, taigi jo pradžia galima laikyti įvairius etapus, bet įprastai laikoma, kad viskas prasideda nuo šaltų tarpžvaigždinių dujų sankaupos – molekulinio debesies. Debesyje medžiagos tankis gali būti šimtus ar tūkstančius kartų didesnis nei vidutiniškai tarpžvaigždinėje erdvėje. Nors ir toks tankis yra mažesnis, nei rečiausio Žemės laboratorijose pasiekiamo vakuumo, jo pakanka, kad debesis imtų trauktis dėl savo paties gravitacijos. Besitraukdamos dujos praranda energiją ir kaista, tačiau ilgą laiką jos efektyviai spinduliuoja ir vėsta greičiau, negu kaista, tad jų temperatūra išlieka maža – apie 10 laipsnių virš absoliutaus nulio.
Dujos molekuliniame debesyje nėra išsidėsčiusios tvarkingai. Jame yra tankesnių ir retesnių vietų, be to, dujos turi savąjį netvarkingą judėjimą, vadinamą turbulencija. Dėl šių priežasčių debesis ir traukiasi ne visur vienodai, o ima skirstytis į dalis – fragmentuoti. Kiekvienas fragmentas traukiasi ir byra toliau tol, kol jo tankis tampa pakankamai didelis – apie šimtą milijardų dalelių kubiniame centimetre (tai yra dešimt milijardų kartų mažesnis tankis nei oro) – kad išspinduliuojami fotonai nebegali lengvai iš jo ištrūkti. Tada fragmentas ima kaisti ir tolesnis jo byrėjimas sustoja. Traukimasis visgi nesibaigia ir dujų sankaupos matmenys mažėja, o temperatūra – kyla. Augant temperatūrai, dujų molekulės subyra į atomus, atomai jonizuojami, formuojasi sluoksniuota struktūra ir vyksta įvairūs kiti procesai, kurie baigiasi, kai sankaupos centre tankis ir temperatūra išauga tiek, jog prasideda termobranduolinės reakcijos. Tada laikoma, kad objektas tapo žvaigžde.
Laiko trukmė nuo fragmento fragmentacijos pabaigos iki termobranduolinių reakcijų įsižiebimo gali siekti nuo šimto tūkstančių iki šimto milijonų metų – kuo mažesnė žvaigždė, tuo ilgiau.
Šis žvaigždžių formavimosi proceso – žvaigždėdaros – paaiškinimas yra labai supaprastintas. Jame dėmesį skyriau tik keliems reikšmingiausiems procesams ir etapams. Akivaizdu, kad žvaigždės negali formuotis ten, kur nėra dujų, arba kur dujos nėra pakankamai šaltos. Žvaigždžių formavimosi sparta galaktikose ar jų dalyse priklauso nuo dujų kiekio. Dar 1959 metais pastebėta, kad galaktikų diskuose naujai gimstančių žvaigždžių masė, tenkanti laiko ir disko ploto vienetui, yra proporcinga ten esančių dujų masei, tenkančiai ploto vienetui, pakeltai tam tikru laipsniu: Σ˙∗∝Σngas. Šis dėsnis, pagal atradėją pavadintas Schmidto dėsniu, o vėliau, pagal patobulintoją – Kennicutto-Schmidto dėsniu – yra labai svarbus indikatorius, duodantis informacijos apie žvaigždžių formavimosi procesą. Laipsnio rodiklis n, figūruojantis sąryšyje, yra maždaug 1,5 – būtent jo nustatymas buvo viena iš priežasčių, kodėl Kennicutto vardas figūruoja šalia Schmidto dėsnio pavadinime.
Žvaigždėdara vakar ir šiandien
Žvaigždėdaros sparta galaktikose matuojama įvairiais būdais. Netoli esančiuose žvaigždėdaros regionuose įmanoma skaičiuoti pavienes žvaigždes ir nustatyti, kokioje formavimosi stadijoje jos yra. Tolimesniuose objektuose tenka apsieiti su bendros spinduliuotės teikiama informacija. Jaunos žvaigždės spinduliuoja daug energingų ultravioletinių spindulių; jų skleidžiama energija šildo aplinkines dujas, kurios spinduliuoja didelio ilgio infraraudonąsias bangas. Spinduliuotės intensyvumas šiuose dviejuose spektro intervaluose dažnai naudojamas, siekiant įvertinti žvaigždėdaros spartą galaktikoje ar jos dalyje.
XX a. antroje pusėje, vis gerėjant galaktikų stebėjimams, pastebėta, kad tolimose galaktikose vidutiniškai žvaigždėdara yra spartesnė, nei aplinkinėse. Tolimų galaktikų spinduliuotė mūsų link keliauja ilgiau, nei artimų, taigi pirmųjų atvaizdus matome tokius, kokie jie buvo seniau, nei pastarųjų. Galime daryti išvadą, kad seniau – prieš milijardus metų – žvaigždėdara Visatoje buvo spartesnė, nei dabar. Prieš maždaug dvidešimt metų pirmą kartą išmatuota žvaigždėdaros sparta galaktikose, kurių spinduliuotė iki mūsų keliauja daugiau nei 11,5 milijardo metų. Paaiškėjo, kad šiose galaktikose vidutinė žvaigždėdara yra lėtesnė, negu esančiose šiek tiek arčiau, tačiau vis dar spartesnė, negu esančiose aplinkinėje Visatoje.
Pirmieji rezultatai neleido susidaryti gero vaizdo, kaip tipinė žvaigždėdaros sparta galaktikose priklauso nuo Visatos amžiaus. Bet per pastaruosius du dešimtmečius surinkta pakankamai daug informacijos, kad išryškėtų priklausomybė. Ji vadinama kosmine žvaigždėdaros spartos istorija (angl. cosmic star formation history). Prieš 10 milijardų metų vidutinė žvaigždėdaros sparta Visatoje buvo didžiausia, dešimt kartų didesnė, nei dabar. Dar ankstesniais laikais ji irgi buvo mažesnė – prieš trylika milijardų metų žvaigždės formavosi vidutiniškai taip pat sparčiai, kaip ir dabar. Apskritai ketvirtis Visatos žvaigždžių susiformavo per pirmus tris su trupučiu milijardo metų, kol žvaigždėdaros sparta vis augo. Per sekančius pusantro milijardo metų susiormavo dar ketvirtis, o antroji pusė visų žvaigždžių – per paskutinius beveik devynis milijardus.
Analogiškas rezultatas – aktyvumo Visatoje didėjimas pirmus tris su trupučiu milijardo jos gyvavimo metų ir vėlesnis lėtėjimas – matomas ir nagrinėjant kitą svarbų reiškinį: aktyvių branduolių skleidžiamą spinduliuotę. Jos Visatoje daugiausiai buvo išspinduliuojama irgi prieš 10 milijardų metų.
Audringa Visatos jaunystė
Kodėl žvaigždėdaros istorija yra tokia? Ar laikotarpis prieš 10 milijardų metų yra kažkuo išskirtinis? Kol kas vienareikšmio atsakymo į šiuos klausimus neturime – trūksta ir stebėjimų duomenų, ir skaitmeninių modelių raiškos. Bet iš to, ką žinome, galime susidaryti bent apytikrį Visatos evoliucijos vaizdą.
Pirmuosius milijonus metų po Didžiojo sprogimo Visatoje medžiaga buvo pasiskirsčiusi gana tolygiai. Laikui bėgant, nedideli netolygumai vis augo, sankaupų gravitacija juos traukė dar labiau, šis procesas spartėjo. Taip atsirado didelio mastelio struktūros – galaktikų spiečiai ir pačios galaktikos. Didžiąją jų masės dalį sudaro tamsioji materija, bet ji lieka pasklidusi santykinai plačiai. Tuo tarpu įprasta medžiaga – dujos – vėsta, jų tankis auga, vėsimas vis spartėja ir medžiaga kaupiasi centrinėse galaktikų dalyse. Kažkuriuo metu – praėjus turbūt maždaug šimtui milijonų metų po Didžiojo sprogimo – dujų tankiai kai kuriose galaktikose išauga tiek, kad jose prasideda žvaigždėdara. Prie pirmųjų galaktikų netrunka prisijungti kitos ir žvaigždėdara vis spartėja. Jaunų žvaigždžių spinduliuotė pasklinda po Visatą, užbaigdama periodą, vadinamą Tamsiaisiais amžiais.
Kiekviena atsiradusi žvaigždė tolesnę žvaigždėdarą daro vis sunkesnę. Žvaigždžių spinduliuotė, jų vėjai, supernovų sprogimai – visa tai kaitina dujas ir stumia jas tolyn iš galaktikų. Be to, laikui bėgant lėtėja ir dujų kritimas į galaktikas, mat senka dar į jas neįkritusių dujų rezervuarai. Visatos plėtimasis čia irgi svarbus – tarpgalaktinių dujų tankis mažėja, o kartu lėtėja ir jų vėsimas. Ir taip išeina, kad praėjus trims su trupučiu milijardo metų po Didžiojo sprogimo procesai, spartinantys žvaigždėdarą, susilygina su procesais, stabdančiais ją. Vėlesniais laikais stabdantys procesai darosi vis svarbesni, o stiprinantys – vis silpnesni.
Kaip minėjau, šis paaiškinimas yra labai supaprastintas. Patikrinti jį, ypač detales, labai sudėtinga, nes tam reikia skaitmeninių modelių, kurie aprėptų galaktikų spiečius apimančius mastelius, tačiau išskirtų atskirus žvaigždėdaros regionus galaktikose ir jų poveikį aplinkai. Stebėjimų taip pat reikėtų tokių, kuriais būtų galima sekti galaktikų dalių evoliuciją. Taigi šioje srityje, kaip ir daug kur kitur astrofizikoje, dar yra daugybė neatsakytų klausimų.
Viena neišaiškinta žvaigždėdaros evoliucijos dalis vadinama „sumažinimu“ (angl. downsizing). Suskirstę stebimas galaktikas į grupes pagal masę, aptinkame, kad kuo mažesnė galaktikų masė, tuo vėliau jos pasiekia žvaigždėdaros piką. Kartu tai reiškia, kad kuo į senesnius laikus žiūrime, tuo masyvesnė yra tipiška žvaigždes intensyviai formuojanti galaktika. Kas nulemia lėtesnę mažų galaktikų evoliuciją, iki galo neaišku. Galbūt paaiškinimui pakaktų vien to, kad į mažesnes galaktikas medžiaga krenta ne taip sparčiai, todėl jose žvaigždėdaros sparta laikui bėgant auga lėčiau ir su stabdančiais efektais susilygina irgi lėčiau, bet gali būti, kad tikrosios priežastys slypi kažkur giliau.
Visatos senatvė
Kad ir kiek tų neatsakytų klausimų turime, aišku viena – sparčiausios žvaigždėdaros laikai jau praėjo ir nepanašu, kad kada nors sugrįš. Visatos jaunystė jau baigėsi. Šiais laikais dar yra jaunatviškų galaktikų, bet kuo toliau, tuo jų bus mažiau. Bėgant milijardams metų, žvaigždės formuosis vis lėčiau, kol galiausiai apskritai sustos. Tai turėtų įvykti po maždaug šimto milijardų metų.
Pasibaigus žvaigždžių formavimuisi, kurį laiką žvaigždės apskritai dar švies. Mažiausios žvaigždės, vadinamos raudonosiomis nykštukėmis, turėtų gyvuoti trilijonus metų. Manoma, kad paskutinės iš jų mirs praėjus šimtui trilijonų metų po Didžiojo sprogimo, t.y. kai Visatos amžius bus dešimt tūkstančių kartų didesnis, nei dabar. Tuo metu Visata bus neatpažįstama – galaktikas ir žvaigždes pakeis žvaigždžių liekanų sankaupos, atskirtos tokių didelių atstumų, kad kiekvienas telkinys evoliucionuos visiškai nepriklausomai nuo likusiųjų. Po trumpos ir veržlios jaunystės bei ilgo ir tolygaus senėjimo, Visatos lauks dar ilgesnis nykimas ir begalinė nebūtis. Galima nebent pasidžiaugti, kad mūsų tuomet jau seniai nebebus.
