Global Lithuanian Net:    san-taka station:

Nepaprastai masyvios ir ryškios

 

Būtent tokios buvo pirmosios žvaigždės, kurios nulėmė kosmoso istorijos raidą.

Papildomai skaitykite: Nepaprastai suderinta Visatos sandara

Mes gyvename Visatoje, kurioje daugybė šviečiančių objektų. Giedrą naktį plika akimi galime pamatyti tūkstančius žvaigždžių. Tačiau tos žvaigždės sudaro tik niekingą Paukščių tako galaktikos dalį – teleskopai nepaprastai praplečia mūsų horizontą, pagaudami šviesą, atsklindančią iš milijardų galaktikų. Tačiau remiantis vyraujančia kosmologija, ankstyvuoju laikotarpiu Visata neturėjo jokių savybių ir buvo visiškai tamsi. Pirmosios žvaigždės tepasirodė praėjus net 100 mln. metų po Didžiojo sprogimo. Ir ilgai laužomos galvos sprendžiant – kaip gi įvyko perėjimas iš tamsos epochos į šviesos epochą?

First stars, Big Bang Po dešimtmečių įtemptų tyrinėjimų, kompiuterinių simuliacijų pagalba buvo sukurti modeliai, parodantys, kaip galėjo tankio fluktuacijos virsti pirmosiomis žvaigždėmis. Tolimų kvazarų stebėjimai leido mokslininkams atsukti atgal laiko ratą ir mesti akį į paskutines „tamsiųjų amžių" dienas.

Sukurti modeliai linkę laikyti, kad pirmosios žvaigždės buvo ypač masyvios ir šviesios. Jos iš pagrindų pakeitė kosmoso dinamiką įkaitindamos ir jonizuodamos jas supančias dujas. Tos pirmosios žvaigždės susintezavo ir paskleidė pirmuosius sunkiuosius elementus, padėję pagrindus žvaigždžių sistemų, panašių į Saulės sistemą, susiformavimui. Ir kai kurių pirmųjų žvaigždžių susitraukimas leido atsirasti ypač masyvioms juodosioms skylėms, tapusiomis galaktikų centrais bei kvazarų šaltiniais. Kitaip tariant, jos padarė pradžią tokiai Visatai, kokią regime dabar.

Tamsieji amžiai. Nėra priemonių tiesiogiai stebėti ankstyvosios raidos. Belieka stebėti tolimas galaktikas ir kvazarus. Atstumas iki objektų nustatomas pagal jų šviesos spektro raudonąjį poslinkį, kuris nusako, kiek jau buvo išsiplėtusi Visata, kai atsirado toji šviesa. Seniausi objektai datuojami maždaug 1 mlrd. metų po Didžiojo sprogimo (laikant, kad jis įvyko maždaug prieš 12-14 mlrd. m.).

Taip pat kai kurias išvadas galima padaryti iš mikrobanginio kosmoso spinduliavimo (CMBR), kuris pasklido maždaug po 400 tūkst. m. po Didžiojo sprogimo. Šio spinduliavimo vienodumas rodo, kad tuo metu materija buvo pasklidusi labai tolygiai. Kosmosui plečiantis, fono spinduliavimas pasislinko į ilgesniųjų bangų pusę; Visata tebesiplėtė būdama šalta ir tamsi. Taigi, kada ir kaip atsirado pirmosios žvaigždės?

Vis tik CMBR rodo nežymius svyravimus – kukulius pirmapradėje kosminėje sriuboje. Spėjama, kad jie palaipsniui išsivystė į gravitacines ribas turinčias struktūras. Pradžioje galėjo susidaryti mažesnės, kurios vėliau susijungė į stambesnius konglomeratus. Tuose mazguose galėjo susiformuoti pirmosios nedidelės proto-galaktikos. Šios vėl jungėsi sudarydamos galaktikas, o šios spietėsi į galaktikų spiečius. Tas procesas nėra pasibaigęs – ir nors galaktikų susidarymas beveik pasibaigęs, jos vis dar renkasi į spiečius.

Pagal kosmologinius modelius pirmosios nedidelės struktūros, galinčios formuoti žvaigždes, susidarė praėjis maždaug 100-250 mln. metų po Didžiojo sprogimo. Tos proto-galaktikos turėjo būti apie 0,1-1 mln. kartų masyvesnės už Saulę ir jų skersmuo galėjo siekti 30-100 šviesmečių. Šie parametrai artimi Paukščių tako dujų debesims, kuriuose tebesusidaro žvaigždės. Tačiau ankstyvieji dariniai turėjo skirtis kai kuriais esminiais bruožais. Pirmiausia, juos turėjo sudaryti daugiausia „tamsioji materija", el. dalelės, sudarančios apie 90Į Visatos masės. Dabartinėse stambiose galaktikose tamsioji materija segregavosi iš įprastinės materijos: su laiku įprastinė materija susitelkia vidinėje galaktikos srityje, o tamsioji materija išsisklaido po išorines sritis. Tačiau proto-galaktikose jos abi buvo visiškai persimaišę.

Kitas svarbus skirtumas tas, kad proto-galaktikose dar nebuvo žymaus kitokių elementų, išskyrus vandenilį ir helį (šiuodu atsirado Didžiojo sprogimo metu). Dauguma sunkesniųjų elementų (astronomai juos paprastai vadina „metalais") yra sukuriami tik žvaigždėse vykstančių termobranduolinių reakcijų metu. Pvz., jaunos ir daug „metalo" turinčios žvaigždės vadinamos I populiacijos žvaigždėmis, o senesnės, kuriose mažai „metalo", - II populiacijos (tad žvaigždės, beveik neturinčios „metalų", vadintinos III populiacijos).

Dėl „metalų" stokos, pirmųjų žvaigždes gaminančių sistemų fizika turėjo būti gerokai paprastesnė nei yra dabartiniuose dujų debesyse. Be to, jos nebuvo ankstesniųjų sistemų poveikio tam procesui. Tad First stars, Big Bang ir modelį sukurti turėtų būti lengviau – tad ir atsirado keli modeliai.

Tebūnie šviesa! Kompiuterinės simuliacijos rodo, kaip susidaro nestambus pirminių gniužulų tinklas, kuris, veikiant gravitacijai, pradeda trauktis. Susispausdamos dujos įkaista iki 1000o K. Kai kurie vandenilio atomai jungiasi poromis sudarydami molekuliarinį vandenilį.Šios molekulės pradeda vėsinti tankiausias dujų sritis skleisdamos infraraudonąjį spinduliavimą (dėl susidūrimų su vandenilio atomais). Temperatūra ten nukrenta iki 200- 300o K ir kartu sumažėja dujų spaudimas tose srityse, kas paskatina sukristi į gravitacines ribas turinčius „kukulius". Tai labai svarbus procesas, kurio metu materija atsiskiria nuo tamsiosios materijos. Vėstantis vandenilis susitelkia į besisukančias plokščias disko formos struktūras. Kadangi tamsioji materija nei spinduliuoja, nei praranda energiją, ji lieka pasklidusi pirmapradėje kosminėje sriuboje. Taip susidaro darinys, primenantis smulkią galaktiką. Šio disko viduje tankiausios dalys toliau traukiasi ir kai kurios jų galiausiai tampa žvaigždėmis.

Beje, tie pirminiai kukuliai buvo gerokai šiltesni, nei dabartiniai dujų debesys, kuriuose dabar formuojasi žvaigždės. Dabartinius debesis (iki 10o K) atvėsina dulkių dalelės bei molekulės, į kurių sudėtį įeina sunkieji elementai. Minimali masė, kuri turi susispausti veikiama gravitacijos, vadinama Jeans mase ir yra proporcinga dujų temperatūrai kvadratu ir atvirkščiai proporcinga kvadratinei šakniai iš slėgio. Pirmosiose sistemose slėgis turėjo būti panašus, tačiau temperatūra buvo apie 30 kartų aukštesnė. Taigi ir Jeans masė buvo beveik 1000 kartų didesnė. Artimuose Paukščių tako molekulių telkiniuose Jeans masė yra artima Saulės masei. Taigi pirmieji „kukuliai" buvo apie 1000 kartų masyvesni už Saulę.

Beje, modeliai rodo, kad spėjama pirmųjų darinių masė mažai priklauso nuo kosmologinio modelio (ar simuliacijos metodų), o daugiausia – nuo vandenilio molekulės fizikos. Mat molekuliarinis vandenilis negali atvėsinti dujų žemiau 200o K – tad ši riba taikoma pirmiesiems „grumstams". Be to, šis vėsinimo būdas yra neefektyvus esant didesniam tankiui, kai tie gumulai kažkiek susitraukia. Tada vandenilio molekulės, prieš paskleisdamos infraraudonuosius spindulius, dar spėja susidurti su kitais atomais, o tai pakelia dujų temperatūrą ir lėtina gumulo susitraukimą. Tačiau koks likimas laukė tų susitraukiančių „kukulių" – virto ypač masyviomis žvaigždėmis ar skilo į mažesnes dalis?

Kompiuterinės simuliacijos kol kas nerodo jokios tendencijos jiems skilti (juk ir dvinarės žvaigždės gana retas atvejis) – tačiau viskas iki galo nebėra visiškai aišku. Skirtingos tyrinėtojų grupės priėjo prie kiek besiskiriančių spėjimų, kokio masyvumo galėjo būti pirmosios žvaigždės. Tom Abel, Greg Bryan ir Michael L. Norman įtikinėjo, kad jos neviršijo 300 Saulės masių; Richard B. Larson ir Volker Bromm su Paolo Coppi spėja jas buvus apie 1000 Saulių masės. Abi prielaidos gali būti teisingos esant skirtingoms aplinkybėms (pvz., vienos anksčiau, o kitos vėliau). Kiekybinius paskaičiavimus sunku atlikti dėl šalutinių poveikių, pvz., susidarius masyvioms žvaigždėms intensyvus jų spinduliavimas gali nupūsti aplinkines dujas vis dar tebesitraukiančiame kukulyje. Tačiau šie poveikiai labai priklauso nuo sunkiųjų elementų kiekio tad pirmosioms žvaigždėms neturėjo būti labai dideli.

Kosmoso renesansas. Kaip pirmosios žvaigždės paveikė likusią Visatos dalį? Metalo mažai turinčios žvaigždės turi aukštesnę paviršiaus temperatūrą, o branduolinės energijos kiekis jų centruose mažesnis – tad žvaigždės turi būti karštesnės ir kompaktiškesnės, kad atlaikytų gravitacijos jėgą. Modeliai rodo, kad tokių žvaigždžių paviršiaus temperatūra galėjo būti apie 100 tūkst. kelvinų, t.y., apie 17 kartų aukštesnė už Saulės. Tad ankstyvojoje Visatoje turėjo dominuoti ultravioletinė (UV) šviesa, kuri kaitino ir jonizavo aplink esantį vandenilį ir helį. Net maža materijos dalis, virtusi žvaigždėmis, galėjo gerokai jonizuoti likusią dujų dalį.

Tokią jonizacijos fazę patvirtina Kalifornijos Technologijų instituto ir „Sloan Digital Sky Survey" pastebėjimas, kad kvazarų, kurių susidarymas priskiriamas apie 900 mln. m. po Didžiojo sprogimo, First stars, Big Bang spektre stipriai absorbuota UV dalis. Tiesa, heliui jonizuoti reikia daugiau energijos, tad jei pirmosios žvaigždės nebuvo ypač masyvios, tada helis galėjo būti jonizuojamas vėliau veikiant stipriems spinduliavimo šaltiniams (tokiems, kaip kvazarai). Tai dar nustatys tyrimai.

Jei žvaigždės iš tikro buvo labai masyvios, tai jos gyveno labai trumpai – tik po kelis milijonus metų. Kai kurios jų turėjo susprogti (tarsi supernovos), išblaškydamos po Visatą jų gelmėse susidariusius „metalus". (100-250 Saulės masių žvaigždės turėjo išsitaškyti visiškai). Kadangi sunkieji elementai daro didesnį poveikį vėsinant gumulus ir sudarant galimybę jiems trauktis, tai skatino naujų žvaigždžių susidarymą. Tie žvaigždes gimdantys dariniai galėjo turėti mažesnę masę.

Šio aktyvaus žvaigždžių susidarymo periodo pradžioje kosminio fono spinduliavimo temperatūra privalėjo būti aukštesnė nei dabartiniuose molekulių debesyse (10o K). Kol temperatūra nenukrito iki šio lygio (tai nutiko tik praėjus apie 2 mlrd. m. po Didžiojo sprogimo), tol susidarydavo tik masyvios žvaigždės.

Neatitikimai. Ši hipotezė apie ankstyvųjų žvaigždžių susidarymą gali paaiškinti kai kurias dabartinės Visatos ypatybes. Viena jų – kad galaktikos turi gerokai mažiau žvaigždžių, kuriose yra mažas metalų kiekis, nei galima tikėtis, kad metalai susidaro proporcingai žvaigždžių susidarymo spartai. Taip gali būti, kad susprogdamos pirmosios masyvios žvaigždės gausiai išbarstė „metalus", kurie nusėdo daugelyje mažesnę masę turinčių žvaigždžių.

Kita ypatybė – metalų gausa karštose rentgeno spindulius skleidžiančiuose tarpgalaktinėse dujose (žvaigždžių spiečiuose). Taip gali būti, jei egzistavo ankstyvas periodas, kai sparčiai formavosi masyvios žvaigždės ir atitinkamai buvo daug supernovų sprogimų, kurie metalais praturtino tarpgalaktines dujas. Tai paaiškina ir nesenus atradimus, leidžiančių spėti, kad dauguma materijos ir sunkiųjų elementų yra išsibarstę tarpgalaktinėje erdvėje, o ne pačiose galaktikose.

Tačiau žvaigždės, daugiau nei 250 kartų masyvesnės už Saulę, nesprogsta, o susitraukia į juodąsias skyles. Kai kuriose kompiuterinėse simuliacijose tokios žvaigždės buvo. O kadangi jos susidarydavo tankiausiose srityse, tad besijungdamos tapdavo vis masyvesnėmis ir masyvesnėmis. Tikėtina, kad dalis jų įsitaisė didelių galaktikų centruose ir yra milijonus kartų masyvesnės už Saulę.

Mokslininkai tiki, kad kvazarų energijos šaltinis yra dujos, sūkuriais krentančios į didelių galaktikų centre esančias juodąsias skyles. Jei ten susidarė mažesnės juodosios skylės, tai galima stebėti „mini- kvazarus". Kadangi šie objektai turėjo susidaryti netrukus po pirmųjų žvaigždžių susidarymo, jie galėtų būti papildomos šviesos, jonizuojančios aplinką, šaltiniu.

Su laiku mokslininkai tikisi daugiau sužinoti apie ankstyvąją Visatos istoriją, kai ėmėsi formuotis mažesnio dydžio struktūros. Naujos priemonės (kaip kosminis NGST teleskopas) gali aptikti tuos ankstyvuosius kūnus ir tirti juos tiesiogiai.


Pirmieji Visatos teršėjai? Spinstars, Computer simulation

Vokiečių AIP ir INAF mokslininkai, ištyrę kai kurių seniausių žvaigždžių cheminę sudėtį, pasiūlė naują idėją apie pirmųjų žvaigždžių susidarymą (žr. „Nature“, 2011 m. balandžio 28 d.). Anot jų, pirmoji žvaigždžių karta galėjo būti labai greitai besisukančios masyvios žvaigždės, vadinamieji spinstarai. Jos jau išmirę, tačiau jų įspaudai vis dar gali būti randami senose žvaigždėse.

Iškart po Didžiojo sprogimo Visatos cheminė sudėtis buvo visiškai paprasta – beveik vien tik vandenilis su heliu. Tik maždaug po 300 mln. metų Visata chemiškai praturtėjo, kai ėmė mirti pirma žvaigždžių karta, užteršdama Visatą sunkesniais elementais, kuriuos vėliau priglaudė naujos žvaigždžių kartos.

Tirdami senas masyvias žvaigždes, mokslininkai netikėtai jose rado elementų, kurie, kaip laikoma, susidaro „lengvesnėse“ žvaigždėse. Iš kitos pusės, juos pasigaminti buvo pajėgios ir nepaprastai sparčiai besisukančios masyvios žvaigždės.

Ankstyvųjų spinstarų buvimo poveikis būtų įvairus. Greitas sukimasis daro įtaką kitoms žvaigždės savybėms – spalvai, gyvenimo trukmei ir ryškumui. O jų buvimo galimybę patvirtina ir Visatos susidarymo kompiuterinės simuliacijos.

Žvaigždžių dulkės

Visi mes sudaryti iš žvaigždžių dulkių, kaip kartą pasakė amerikiečių astronomas K. Saganas.

O štai Valnerio vadovaujama grupė žurnale „Nature Communications“ (2015) paskelbė, kad okeano dugne trūksta plutonio-244 izotopo ir tai gresia rimtomis pasekmėmis mokslui.

Kažkaip keistai skamba, ar ne? Iš mokslui žinomų 117 elementų ne visi susidarė formuojantis Visatai. 23-ys sunkiausieji žmonių sukurti dirbtinai. O ir lengvesnieji 94-i susidarė ne iš karto. Kai temperatūra nukrito žemiau 2 mlrd. laipsnių (atseit, tai įvyko po 3 min. po Didžiojo sprogimo), galėjo susidaryti paprasčiausi branduoliai – daugiausia vandenilio ir helio, mažiau ličio ir berilio bei vos-vos boro. Toji nukleosintezė turėjo baigtis praėjus 20 min. po Didžiojo sprogimo, kai vandenilis liovėsi virtęs heliu, o helio tankis buvo mažesni, nei reikia anglies ir sunkesnių elementų susidarymui. Šie turėjo laukti dar 500 mln. m., iki pirmųjų žvaigždžių susidarymo. Jų termobranduoliniuose katiluose formavosi elementai iki pat geležies, o šioms žvaigždėms nusimetant apvalkalus ir virstant baltosiomis nykštukėmis, tie elementai pasklisdavo erdvėje, sudarydami kosminių dujų ir dulkių debesis, kuriuose formavosi naujos kartos žvaigždės, - tarp jų ir mūsų Saulė su planetomis. Štai kodėl mes – žvaigždžių dulkės...

Mažiau aišku dėl už geležį sunkesnių elementų. Jiems susidaryti reikia spartaus neutronų prisijungimo, kai lengvas branduolys beveik akimirksniu virsta stabiliu sunkiu – iki pat torio, urano ir net plutonio. Tai R-procesas (R iš anglų „rapid“ - spartus). Šiuo metu žinomos dvi situacijos, kada jis gali vykti – 1) tai supernovų sprogimai; 2) neutroninių žvaigždžių susidūrimai tarpusavyje arba su „juodąja skyle“. Šiais atvejais jie irgi gali būti paskleidžiami erdvėje. Juos ir gavo susidarydama Žemė – kaip ir jų radioaktyvius izotopus. Trys tokie izotopai (uranas-238, toris- 232, kalis-40) iki šiol yra išorinio Žemės branduolio (kuris viduje iš geležies-nikelio) sudėtyje. Jų tokie dideli skilimo pusperiodžiai (4,5, 14,3 ir 1,5 mlrd. m.), kad skildami iki šiol šildo mūsų planetą.

Į tą sąrašą plutonis nepakliūna, nes jo izotopai suskyla greičiau (labiausiai ilgaamžio plutonio-244 jis yra 81 mln. m.), tad jie jau senai „išdegė“. Bet supernovos tebesproginėja ir erdvę vėl papildo jais. Šie ten skyla, tačiau juos vėl keičia išmesti per naujus sprogimus. Visatoje susidaro tam tikras kvazi-pastovus jų lygis, o dulkių pavidalu jie pasiekia ir Žemę, kur nusėda dirvoje bei vandenynų dugne (čia susidaro suakmenėjusios nuogulos).

Būtent jose minėta grupė ir ieškojo plutonio-244, nes jo dabartinis lygis galėjo suteikti informacijos apie sluoksnio susidarymo procesus. Mat supernovų sprogimai galaktikoje nepaprastai dažnesnis nutikimas nei neutroninių žvaigždžių susidūrimai. Ir štai grupės rezultatai tarytum kalba antrojo atvejo naudai. Atseit, į Žemę per paskutinius 200 mln. metų plutonio pateko šimtus kartų mažiau plutonio, nei turėjo pagal „supernovų scenarijų“.

Bet tada uranidų šildomos planetos gana retos Visatoj, o tai jau liūdna... nes mažėja galimybės „proto brolių atsiradimui“...

Atsiliepimus ir pastabas galite palikti pagrindinio san-taka station puslapio gale.

Papildomai skaitykite:
Erdvės ratilai
Didysis sprogimas
Sprogimai Visatoje
Tamsioji materija
Žvaigždės tebegimsta
Tarpžvaigždinės dujos
Apnuoginti singuliarumai
Pulsarai ir dvinarės žvaigždės
Žvaigždžių tipai: magnetarai
Kai susiduria galaktikos...
Pasikėsinimas į multivisatas
Raudonojo poslinkio kilmė
Visatos pirmapradis karštis
Didysis sprogimas ar Atšokimas
Žvaigždžių sporos, žvaigždžių vaikai
Savaime besiorganizuojantis kvantinis pasaulis
Tamsioji materija ir energija
Visata: nuo šičia link begalybės
Naujos galimybės žvaigždėlaivio pavarai
Išilginės bangos ir kelionės laike
Higso bosonas: labai prasta balerina
Lemtingasis Rentgeno atradimas
Mūsų palydovo kilmės klausimai
Keista Ciolkovskio filosofija
Juodųjų skylių portretas
Vieta, kur gimsta žvaigždės
Nepaprasti Visatos skaičiai
Saulė yra dvinarė žvaigždė?
` Įvairiapusis Ričardas Feinmanas
Virpesio-sukinio teorija
Stabilios būsenos teorija
Paralaksas: matavimai kosmose
Greičiau už šviesą!
Saulė ir jos dėmės
Lygiagrečios visatos
Jie buvo pirmeiviais...
Nepastovios konstantos
Holografinė visata
Rentgenas Visatai
Visatos modeliai

NSO apsireiškimai ir neįprasti fenomenai Lietuvos danguje ir po juo

Maloniai pasitiksime žinias apie bet kokius Jūsų pastebėtus sunkiai paaiškinamus reiškinius. Juos prašome siųsti el.paštu: san-taka@lithuanian.net arba pateikti šiame puslapyje.

san-taka station

UFO sightings and other phenomenas in/under Lithuanian sky. Please inform us about everything you noticed and find unexplainable in the night sky or even during your night dreams, or in the other fields of life.

Review of our site in English

NSO.LT skiltis
Vartiklio naujienos