|
Global Lithuanian Net: san-taka station: |
|
Galaktikos judrioji atmosfera:
Tarpžvaigždinės dujos Tarpžvaigždinė erdvė sukelia galvoje niūrius vaizdus: šalti tamsūs dujų ir dulkių debesys,
susikaupę ties galaktikos plokštuma. Šių dienų astronomai šią terpę laiko tarsi atmosferą, kurią drumsčia supernovų
sprogimai. Dujų pliūpsniai prasiveržia aukštais "kaminais" tada fontanu krenta žemyn.
Planetos atmosferos dėka palaikoma visuma. Ji užtikrina, kad aplinkos sąlygos (pvz.,
temperatūra) kis palaipsniui (Mėnulyje vienas žingsnis skiria 100oC nuo +100oC). Ji daro įtaką
įvykiams susidūrimams su asteroidu, ugnikalnio išsiveržimui ar gamyklų dūmams. Lokalūs reiškiniai gali turėti globalias pasekmes.
Jau seniai žinoma, kad mūsų galaktiką gaubia plona "atmosfera" gaubiantis galaktiką ir
užpildantis erdvę tarp milijardų žvaigždžių joje. Ši erdvė nėra vienalytė joje didžiulė įvairovė:
tankio, temperatūros ir jonizacijos. Stebėjimai rodo, kad ji tokia pat sudėtinga, kaip ir bet
kurios planetos. Išlaikoma žvaigždžių traukos, skrodžiama žvaigždžių šviesos, aukštos
energijos dalelių ir veikiama magnetinių laukų ši "atmosfera" nuolat permaišoma, kaitinama
ir nuolat keičiama. Kaip ir bet kuri atmosfera, ji tankiausia "apačioje", t.y. ties galaktikos plokštuma.
Kai žvaigždėje baigiasi branduolinis kuras ir ji miršta, bent jau sunkiausios jų didesniąją
savo dalį išmeta į tarpžvaigždinę erdvę. Galaktikai senstant, vis daugiau žvaigždžių kartų užteršia tą erdvę sunkiaisiais elementais.
Astrofizikai, nors ir suprasdami bendriausius žvaigždžių susidarymo principus, jie vis dar
negali tiksliai paaiškinti, kada ir kaip dažnai gimsta žvaigždės. Buvo bandoma aiškinti
procesus tik lokaliomis sąlygomis dujų ūke. Dabar jie stengiasi galaktiką laikyti visuma. Viena
žvaigždžių karta sukuria sąlygas, kuriose kitų kartų žvaigždės gimsta, gyvena ir miršta.
Didžiausią poveikį turi sunkiausios ir karščiausios žvaigždės, nors jos yra ir rečiausios. Jų
poveikis gali būti dvejopas. Iš vienos pusės, jos gali įkaitinti ir jonizuoti aplinką ir versti ją
plėstis tuo pačiu padidinant slėgį gretimose srityse, sutankinant ten esančius debesis ir taip
skatinti naujų žvaigždžių formavimąsi. Iš kitos pusės, jos nupučia ir net gali visiškai išsklaidyti
debesį, kuriame susiformavo. Tai gali paaiškinti, kodėl debesų virtimas žvaigždėmis toks
neefektyvus. Tik keli procentai debesies virsta žvaigždėmis. Trečia ypatybė yra ta, kad
Galaktikos atmosferos sudėtis
Be vandenilio atomų (H1) ir molekulių (H2), debesyse yra ir
kitų elementų pėdsakų. Debesų masė galaktikoje sudaro apie 1/5 žvaigždžių masės. Astronomai tebediskutuoja, kaip sparčiai nyksta ta atmosfera. Vis daugiau tarpžvaigždinių
dujų sugeria ilgai gyvuojančios žvaigždės. Gali nutikti, kad su laiku visos dujos Paukščių take
išseks. Kada tai nutiks? Stebėjimai leidžia spėti, kad mūsų galaktika vis dar yra atvira. Dideliu
greičiu judantys "neužteršti" debesys, sudaryti beveik vien tik iš vandenilio, lyja atjaunindami galaktiką.
Tad pirmiausia reikia nustatyti sudėtį. 6-7 dešimtmečiuose studijuojant ryškių ūkų (tokių,
kaip Oriono) spektrą sužinota, kad 90% jų sudaro vandenilis, beveik 10% helis,
o visa kita apie 0,1%. Todėl galaktikos atmosfera labiausiai priklauso nuo to, kokią formą įgauna
vandenilis. Ankstyvieji matavimai rodė, kad dominuoja žinomiausia spektro linija 21 cm
(1420 MHz), skleidžiama neutralaus vandenilio (H1). 6 dešimtm. pradžioje
radijo astronomai sudarė H1 pasiskirstymo žemėlapį. Daugiausia H1 yra prie
galaktikos plokštumos, kur jis sudaro maždaug 300 parsekų (1000 šviesmečių) storio dujų
diską (maždaug pusę to disko matome danguje kaip Paukščių taką).
Vandenilis gali būti ir molekuline forma (H2), kurią tiesiogiai gana sunku
nustatyti. Daugiausia apie ją sužinome iš aukšto dažnio anglies monooksido radijo stebėjimų.
Ten kur yra anglies monoksido, ten turi būti ir vandenilio molekulių. Atrodo, kad jos randasi
tankiausiuose ir šalčiausiuose debesyse, pro kuriuos negali pranikti molekules skaldanti
žvaigždžių šviesa. Šie tankūs debesys yra prie pat galaktikos plokštumos (100 parsekų storio
sluoksnyje). Dar visai neseniai H2 buvo stebimos ten, kur jos skaldomos netoli
esančių žvaigždžių ultravioletinių (UV) spindulių ar "sėjamų" dalelių vėjo. Tokiomis sąlygomis
H2 spindi maždaug 2,2 mikrono ilgio infraraudonųjų bangų spektre. Tačiau jau
keletą metų į orbitą iškelti spektrografai (ORFEUS-SPAS ir FUSE) gali nustatyti
H2 beveik 0,1 mikrono ilgio UV bangų spektre. Visų nuostabai, Ph. Richter'io ir
W. Gringel'io vadovaujamos grupės aptiko H2 ir neįprastose vietose toli nuo galaktikos plokštumos.
Trečioji vandenilio forma yra jonizuota plazma. Buvo manoma, kad ji sutinkama gana
lokaliose vietose šviesiuose ūkuose greta ryškių žvaigždžių bei po
supernovų sprogimų.
Tobulesni prietaisai leido išskirti dar du galaktikos atmosferos komponentus: karštus
(106 K) ir šiltus (104 K) vandenilio jonus. Jie taip pat pasklidę
plačiai ir sudaro storą "aureolę" aplink visą galaktiką. Tai tarsi mūsų galaktikos karūna, analogiška Saulės karūnai.
Tada kilo klausimas, kaip visi tie komponentai elgiasi ir sąveikauja. Pagrindinį vaidmenį
vaidina masyvios žvaigždės. R.-J. Dettmar'o tyrinėjimai parodė, kad galaktikų, kuriose masyvių
žvaigždžių yra daugiau nei vidutiniškai, atmosferos labiau išsiplėtę. Mokslininkai to priežastimi
laiko karštas jonizuotas dujas. Spėjama, kad šiose dujose susidaro smūgio bangos, kurios
dideliu greičiu (100-200 km/s) lekia į tarpžvaigždinę erdvę po supernovos sprogimo.
Priklausomai nuo dujų tankio ir magnetinio lauko stiprumo, tas į visas puses besiplečiantis
burbulas gali nušluoti ertmę 50-100 parsekų spinduliu. Maža dalis jonų ir elektronų
Jei karšti burbulai susidaro pakankamai dažnai, jie gali sąveikauti dideliais atstumais. Tą
idėją 8 dešimtm. išsakė B. Smith'as ir D. Cox'as, o kiek vėliau Ch.F. McKee ir J.P. Ostriker'is
įrodinėjo, kad karštoji fazė turi apimti 55-75% tarpžvaigždinės erdvės. Šaltesnės fazės turėtų
uždaryti debesis toje jonizuotoje matricoje iš esmės, atvirkščią dalyką tradicinei sampratai,
pagal kurią dominuoja neutralios dujos, o jonizuotos dujos įkalintos nedidelėse srityse.
Naujausi stebėjimai patvirtina tradicinį modelį, pvz., M101 galaktikoje apvaliame atominio
vandenilio diske matomos skylės greičiausiai "išpūstos" masyvių žvaigždžių. Kitos tolimos
galaktikos atmosferos struktūra panaši į šveicarišką sūrį.
Atrodo, kad ir mūsų Saulė yra viduje karšto burbulo, apsireiškiančio x-spinduliais, kuriuos
skleidžia smarkiai jonizuoti jonai, pvz., deguonies. Ši sritis, vadinama Vietiniu burbulu,
susidarė maždaug prieš milijoną metų sprogus gretimai
supernovai. Dar vaizdingesnis
darinys yra už 450 parsekų Oriono ir Eridano kryptimi. Tą burbulą studijavo Carl Heiles su
kolegomis. Jis susidarė Oriono žvaigždyne esančiame žvaigždžių spiečiuje, kuris yra
išskirtinio tipo, vadinamo OB asociacija. Tai nepaprastai karštų ir masyvių žvaigždžių (O ir B
tipų, 20-60 kartų masyvesnių už Saulę, esančia G tipo, ir 100- 100 tūkst. kartų ryškesnių)
susispietimas. Visas tas regionas yra sparčiame naujų žvaigždžių gimimo procese,
nerodančiame požymių, kad ta veikla baigtųsi. Žvaigždės randasi iš milžiniško molekulinio
debesies, kuriame susikūrė ir tasai spiečius.
Viena jauniausių O tipo žvaigždžių, theta1 C Orionis jonizuoja nedidelę debesio dalį
Oriono ūką. Su laiku, vienok, jonizuota radiacija visiškai sunaikins
molekulinį debesį ir išsklaidys jo molekules. Vandenilio molekulės suskils į vandenilio atomus
ir žvaigždžių susidarymas liausis. Tačiau ta transformacija gali padidinti tankį kurioje kitoje
galaktikos vietoje įskeldama kibirkštį naujam žvaigždžių formavimosi židiniui.
Tie karšti burbulai gali kilti toldami nuo galaktikos plokštumos, kaip kad geizeriai veržiasi
virš žemės paviršiaus. Skaičiavimai (pvz., M.-M. MacLow) rodo, kad jie gali pasiekti net
galaktikos aureolę. Susidaro tarsi kaminas, kuriuo dujos nuo galaktikos plokštumos kyla
aukštyn. Jame dujos atvėsta ir pradeda kristi atgal. Susidaro tarsi kosminis fontanas. Tokie
fontanai gali būti galaktikos karūnos ir magnetinio lauko šaltinis, kaip rodo K. M. Ferriere skaičiavimai. Šiltoji plazma (104 K) taip pat sukelia neaiškumų. Tradiciniu požiūriu, ji net
neturėtų būti plačiai pasklidus. Ji turėtų koncentruotis ribotuose regionuose aplink ypatingai masyvias žvaigždes (o tokiomis tėra viena žvaigždė iš 5 mln.).
Iš tikro, šiltos jonizuotos dujos išplitę visoje tarpžvaigždinėje erdvėje. WHAM*) stebėjimai
rado ją esant net galaktikos karūnoje labai toli nuo O tipo žvaigždžių. Kaip taip gali būti?
Atsakymas gali būti dėl burbulų. Po supernovos sprogimo jonizuojantys fotonai gali
nukeliauti didelius atstumus, kol bus sugerti neutralaus vandenilio. O tipo žvaigždės randasi
milžiniškose tuštumose, kurias iššlavė gretimos supernovos. Jų skleidžiami fotonai be
trukdžių gali kirsti tas plokštumas ir priversti švytėti pakraščius. WHAM padaryti Kasiopėjos
vaizdai tai iliustruoja šiltos plazmos žiedas išsiriečia aukštai virš burbulo, pasiekdamas iki
1200 parsekų nuo galaktikos plokštumos. Šio žiedo kontūrai primena kaminą. Energijos
kiekis, kurio reikia tokios struktūros susidarymui, yra milžiniškas ir gerokai viršija burbulą
sudariusio žvaigždžių spiečiaus energiją. Be to, ir laikas, būtinas to darinio susidarymui, yra
bent 10 kartų didesnis nei spiečiaus amžius. Dulkėtas kosmosas
Kosminio teleskopo Spitzer infraraudonųjų spindulių kameros pagalba nustatyta, kad supernovos
Kasiopėjos A liekanose yra tiek dulkių, kad jų pakaktų 10 tūkst. Žemių susidarymui. Tas reiškinys vadinamas
rūkstančiu pistoletu. Daugybė dulkių aptikta ir aplink už 8 šviesmečių nuo mūsų spėjamai esančią
juodąją skylę. Naujai sveriamas Paukščių takas Tarptautinė astronomų grupė sukūrė dinaminį modelį, kuris rodo, kad mūsų galaktikos masė du
kartus mažesnė už kaimyninės Andromedos galaktikos masę.
Paukščių tako masė dabar paskaičiuota tiksliau. Anksčiau ji buvo skaičiuota stebint žvaigždžių
greičius galaktikos pakraščiuose, tačiau tai labai netikslu. Kolumbijos un-to mokslininkai stebėjo mūsų
galaktikos žvaigždžių spiečius ir 2015-ais vasarą superkompiuteriu paskaičiavo galaktikos svorį gaudami
210 mlrd. mūsų Saulių masę.
A. Kupperio vadovaujama komanda sukūrė naują metodą. Jie stebėjo Palomar 5**) spiečiaus į srautą
panašią struktūrą ir jo nukrypimus. Jie sukūrė daugybę modelių, galinčių paaiškinti tokias fliuktuacijas.
Atitinkantį stebėjimus modelyje mūsų daaktikos masė buvo lygi 210 mlrd. mūsų Saulių (su 20% paklaida).
Ankstesne tikėtina reikšme laikyta 750-900 mlrd. Saulių masė, tačiau su didele 100% paklaida.
Tačiau nereiktų tiesiogiai lyginti šių skaičių, nes jie gauti matuojant skirtingas galaktikos vietas. Tai
tarsi būtų labai tiksliai išmatuotas Užupio rajono gyventojų skaičius, o kitu matavimu būtų viso Vilniaus
gyventojų skaičius. Kiti matavimai svėrė platesnį, 1.8 mln. švm. skersmens sritį, o minėtame modulyje
matuota 120 tūkst. švm. skersmens sritis (nes tolimesnės sriys neturėjo žymios įtakos Palomar 5). Iš tikro,
sunku pasakyti, kur baigiasi Paukščių takas tačiau dauguma jo žvaigždžių regimos 40 tūkst. švm.
ribose. Toliau ją sudaro jau tamsioji medžiaga, kurios nemokame paskaičiuoti.
Daugiau apie galaktikas
Neseniai astronomai nustatė, kad mūsiškė Paukščių tako galaktika įeina į galaktikų
superspiečių, kurį pavadino havajų kalbos žodžiu Laniakėja (neišmatuojami dangūs).
Pavadinimą pasiūlė Kapiolani koledžo havajų kalbos dėstytojas Navaa Napoleonas. Naujuoju
galaktikų judėjimo analizės metodu, panaudotu nustatant buvo Vynerio filtravimas.
Apžvelkime, kas tai yra galaktika? Kada žvaigždžių sankaupą galima pavadinti galaktika? Tam
reikia, kad žvaigždės būtų taip susietos gravitacinių jėgų, kad jos negalėtų iš sankaupos
išsilakstyti kas sau. Tad kuo daugiau žvaigždžių sankaupoje, tuo didesnė jų tarpusavio trauka.
Taip Paukščių take yra apie 200-400 mln. žvaigždžių ir jos skersmuo apie 100 tūkst. švm. O štai
garsiame Andromedos ūke (M31) jau apie 1000 mlrd. žvaigždžių, o skersmuo 220 tūkst. švm.
Didžiausia iš žinomų yra IC1001 galaktika Abelio spiečiuje 100 trilijonų žvaigždžių ir 6 mln.
švm. skersmuo. Tuo tarpu nykštukinė rutulinė Segue 2 (atrasta 2007 m.) teturi tik 800
žvaigždžių ir jos skersmuo tik 250 švm.
Maža žvaigždžių sankaupa neišsilaksto, jei žvaigždžių judėjimo greičiai nėra dideli (iki 1
km/sek. 800-čiai žvaigždžių). Tuo tarpu Segue 2 žvaigždės juda 150 ir daugiau km/sek.
Kaip čia yra kas jas sulaiko? Pasirodo, jas sulaiko milžiniškas nematomas tamsiosios
materijos debesis. Tai medžiaga, gimusi kartu su Visata, jos yra kiekvienoje galaktikoje (ir, iš
esmės, ji padėjo susiformuoti galaktikoms), tačiau skirtingomis proporcijomis (pvz., mūsų
galaktikoje jos masė mažesnė už bendrą visų žvaigždžių masę, o Segue 2 atvirkščiai
jos yra apie 600 kartų daugiau.
Toliau aišku, kad gali egzistuoti ir galaktikų sankaupos. Mūsų Paukščio takas
(kaip ir Andromedos ūkas) įeina į Vietinės grupės galaktikų spiečių.
Jos joje pačios stambiausios, tad spiečiaus gravitacinis centras yra tarp jų. Likusios maždaug 50 galaktikų daugiausia yra
rutulinės nykštukinės galaktikos.
Laniakėją sudaro 4 pagrindiniai superspiečiai: Mūsų palydovės
Mūsiškė Paukščių tako galaktika nėra vieniša. Ją supa kelios nykštukinės galaktikos. Stambiausia iš
jų, SagDEG, Šaulio žvaigždyne nustatyta 1994 m. Ji yra 50 tūkst. švm. atstumu nuo mūsų galaktikos
centro ir jos skersmuo dešimtys tūkstančių šviesmečių. Dvi kitos buvo žinomos nuo senų laikų: Didysis ir
Mažasis Magelano debesys.
Ir štai 2016 m. britų Kembridžo Astronomijos inst-to mokslininkai aptiko dar vieną Paukščių tako
palydovę Crater 2. Ji, esanti už 380 tūkst. švm. pietų pusrutulio Taurės žvaigždyne, skleidžia
šviesos 160 tūkst. kartų daugiau už Saulę, tačiau dėl atstumo nėra matoma plika akimi, nors jos
skersmuo 7 tūkst. šviesmečių. Ją mokslininkai surado analizuodami dangaus apžvalgos VST ATLAS
duomenis. Įtariama, kad greta Crater 2 yra dar 4 objektai: rutulinis spiečius Crater ir
nykštukinės galaktikos Leo II, Leo IV, Leo V. Taip pat skaitykite:
Apie Vietinę tuštumą Vietiniame lape *) WHAM (Wisconsin H-Alpha Mapper) astronominė observatorija, orientuota plačios,
difuzinės Paukščių tako emisijos tyrimui. Ji užsiima tarpžvaigždinės terpės (ypač šiltos jonizuotos,
WIM) tyrimu ir siekia atsakyti klausimus: a) kur susidaro energija žvaigždžių formavimosi srityse;
b) kaip ji iš ten plinta; c) kaip ji kinta plisdama? Observatorijos grupė sudarė dangaus žemėlapį ne tik
parodantį dujų pasiskirstymą, bet ir jų judėjimą. Pagrindinis jos instrumentas yra Fabry-Peroto spektrometras.
**) Palomar 5 yra kamuolinis žvaigždžių spiečius, kurį 1950 m. atrado vokiečių astronomas
W. Baade (1893-1960), o po to 1955 m. ir amerikietis A.G. Vilsonas (1918-2012). Šiame spiečiuje vyksta
išsiveržimas daugelis žvaigždžių palieka spiečių srauto pavidalu. To srauto masė yra lygi 5000 Saulių,
o jo ilgis 30 tūkst. šviesmečių. Parengė Cpt.Astera's Advisor Literatūra
Papildomai skaitykite:
| |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
pagreitinama beveik iki šviesos greičio tai kosminiai spinduliai. Jie padidina tarpžvaigždinės
erdvės slėgį, debesys spaudžiami ir didėja tikimybė,
kad juose pradės formuotis žvaigždės. Jonizuodami dalį vandenilio,
kosminiai spinduliai taip pat sukelia chemines reakcijas, kurių
metu kuriasi sudėtingesnės molekulės. Ir kadangi patys jonai "prisikabina" prie magnetinio
lauko linijų, jie įkalina magnetinius laukus debesyse ir kartu lėtina žvaigždžių formavimosi juose procesą.
plokštumos, o panašus burbulas Kasiopėjos žvaigždyne iškilęs per 230 parsekų ir jiems dar
gali tekti įveikti 1000-2000 parsekų kelią iki galaktikos karūnos. Kitokio paaiškinimo iš ko
susidaro karūna šiuo metu nežinoma.
Tačiau tuo istorija nesibaigia galaktikų spiečiai patys spiečiasi į superspiečius. 2014 m.
astronomų grupė vadovaujama Tuli iš Havajų įrodė, kad Vietinė grupė yra milžiniško Laniakėjos
superspiečiaus pakraštyje. Laniakėja nusitęsusi per 520 mln. švm. ir joje apie 500 galaktikų
spiečių. Bendra masė apie 1017 Saulės masių. Jau buvo pastebėta, kad
galaktikos mūsiškėje Visatoje juda tarsi jas trauktų kažkokia viena trauka ir tad dabar
paaiškėjo, kad tai Laniakėjos gravitacinis centras.
