1054-ųjų metų Kinijos (ir kai kurių kitų kraštų) metraščiai mini naują žvaigždę, suspindusią danguje. Ji buvo tokia ryški, kad nustelbė visų kitų žvaigždžių šviesą, ir netgi dieną švietė danguje, kone kaip antra Saulė. Panašių įrašų galima aptikti ir kitų senovės civilizacijų paliktose relikvijose, taip pat dvi tokios pasirodė Renesanso laikais: pirmoji 1572-aisiais, o antroji – 1604-aisiais metais. Pirmoji iš šių dviejų kurį laiką buvo netgi ryškesnė už Venerą, bet per porą metų abi išblėso ir pranyko.

Šios naujosios trumpalaikės „žvaigždės“ – tai supernovos, kurių šiais laikais aptinkama dešimtimis kasmet. Tiesa, jos visos aptinkamos tik kitose galaktikose, paskutinioji Paukščių take įvykusi buvo aukščiau minėta 1604-ųjų metų supernova. Vienintelė vėliau sužibusi „didžioji naujoji [žvaigždė]“ (tai yra termino vertimas iš lotynų kalbos), matoma plika akimi, buvo 1987-ųjų metų supernova Didžiajame Magelano debesyje – palydovinėje Paukščių Tako galaktikoje.

Supernovos – tai mirštančių žvaigždžių sprogimai, per keletą sekundžių išskiriantys beveik tiek pat energijos, kiek Saulė išspinduliuoja per visą savo gyvenimą. Supernovos sprogimas gali nustelbti visos likusios galaktikos žvaigždžių šviesą. Iš kur atsiranda tiek energijos? Kas lieka iš žvaigždės po tokio sprogimo? Kokią įtaką supernovos turi aplinkinei erdvei? Paskutiniame straipsnių ciklo apie žvaigždžių evoliuciją (anksčiau paskelbti straipsniai: Žiburėliai danguje: kaip Visatoje gimsta žvaigždės (Video); Apie neholivudinių žvaigždžių gyvenimus) rašinyje pasistengsiu atsakyti į šiuos ir kitus klausimus.

Milžinių mirtys

Supernovomis gyvenimo pabaigoje virsta pačios didžiausios ir pačios mažiausios žvaigždės. Apie mažąsias – nykštukes – truputį žemiau, o dabar supažindinsiu su žvaigždžių, kurių masė viršija 8 Saulės mases, mirtimi.

Praeitame straipsnyje buvau rašęs apie tokių žvaigždžių evoliuciją, palikus pagrindinę seką. Šios evoliucijos pabaigoje, prieš pat sprogimą, jų sandara yra sluoksniuota: lengvesni elementai „plūduriuoja“ paviršiuje, o leidžiantis gilyn centro link, pasiekiame vis sunkesnių elementų sluoksnius, kol galiausiai randame šerdį, sudarytą iš geležies ir nikelio – sunkiausių elementų, kuriuos galima sukurti termobranduoline sinteze. Labai masyvių žvaigždžių paviršiniai vandenilio ir netgi helio sluoksniai gali būti išvis nupūsti žvaigždės vėjo; tokios žvaigždės paviršiniai sluoksniai sudaryti iš anglies, su nedidelėmis ličio ir berilio priemaišomis.

Priminimui: masyvios žvaigždės sandara prieš pat gyvenimo pabaigą. Centre esantį geležies ir nikelio branduolį gaubia vis lengvesnių elementų sluoksniai.
©Wikimedia commons

Žvaigždės šerdyje esanti medžiaga toliau degti nebegali, taigi termobranduolinės reakcijos sustoja ir temperatūra nukrenta. Atvėsęs branduolys nebegali atlaikyti savo paties gravitacijos ir subliūkšta. Per keletą sekundžių jo skersmuo sumažėja nuo dešimčių tūkstančių iki vos keleto kilometrų. Besitraukiantis branduolys tampa gerokai smarkiau gravitaciškai surištas, kitaip tariant, jo ryšio energija (kuri yra neigiama) smarkiai sumažėja (t. y. tampa dar labiau neigiama). Šis energijos pokytis niekur nepranyksta, o yra perduodamas išoriniams žvaigždės sluoksniams. Centre susiformuoja milžiniškos galios smūginė banga, kuri, judėdama išorėn, per keletą sekundžių perduoda tiek energijos, kiek Saulė išspinduliuoja per beveik milijardą metų. Pagal energijos šaltinį tokie sprogimai vadinami „branduolio kolapso supernovomis“ (angl. core-collapse supernova).

Šerdies likimas priklauso nuo jos masės. Jeigu kolapsuojančios materijos masė mažesnė, nei trys Saulės, kolapsas sustoja, kai dėl didelio tankio visi protonai susijungia su elektronais ir virsta neutronais. Tokį neutronų kamuolį išlaiko dėl kvantinių efektų susidarantis degeneratyvusis slėgis (iš principo labai panašus į degeneratyvųjį elektronų slėgį, kuris palaiko Saulės masės žvaigždžių šérdis prieš helio žybsnį ir išgelbsti rudąsias nykštukes nuo visiško kolapso; tik neutronų slėgis yra gerokai didesnis). Ši žvaigždės liekana, kurios skersmuo siekia vos keletą dešimčių kilometrų, vadinama neutronine žvaigžde (angl. neutron star). Jeigu šerdis yra masyvesnė, net ir neutronų degeneratyvusis slėgis negali pasipriešinti gravitacijai. Yra teorijų, teigiančių, jog kai kuriais atvejais neutronai gali išsiskaidyti į sudedamąsias elementariąsias daleles – kvarkus, kurių degeneratyvusis slėgis turėtų būti žymiai didesnis ir už neutronų, taigi galėtų susiformuoti hipotetinė „kvarkų žvaigždė“ (angl. quark star), truputį mažesnė už neutroninę. Visgi kvarkų žvaigždžių, bent kol kas, nėra aptikta, tad daugelis mokslininkų abejoja jų egzistavimo galimybe ir pritaria modeliui, kurio teigimu kolapsas negali būti sustabdomas ir šerdis traukiasi iki tol, kol jos spindulys tampa mažesnis už gravitacinį, kitaip – Švarcšildo, spindulį. Tada iš žvaigždės belieka juodoji bedugnė.

Kas atsitinka išoriniams žvaigždės sluoksniams? Įgiję tiek energijos, kad šerdies trauka praranda įtaką jie ima plėstis. Per keletą sekundžių vandenilio, helio, anglies, deguonies ir kitų elementų debesis įgyja 10 tūkstančių kilometrų per sekundę greitį. Iš žvaigždės gelmių debesį bombarduoja gausybė neutronų, o dujų temperatūra trumpam laikui pakyla iki milijardų laipsnių. Tokiomis sąlygomis vėl kurį laiką (vis dar kalbame apie sekundžių trukmės procesus) gali vykti branduolių sintezė, ir dabar jau pakanka energijos, kad geležis ir nikelis galėtų vieną po kito gaudyti neutronus. Tokie supersunkūs izotopai yra labai nestabilūs ir neutronai juose skyla į protonus ir elektronus. Taip susidaro beveik visi natūraliai aptinkami cheminiai elementai, sunkesni už geležį.

Besiplečiantis įvairių cheminių elementų debesis, kaip bombos sprogimo banga, sąveikauja su aplinkine medžiaga. Susidaro naujos smūginės bangos, tarpžvaigždinė medžiaga yra išstumiama kaip didėjantis burbulas. To burbulo paviršius yra nestabilus, taigi įvairūs netolygumai pavirsta dideliais sūkuriais ir antriniais burbulais, kurie toliau maišosi su aplinkine medžiaga. Nors dėl sūkuriavimo bei masės didėjimo smūginės bangos greitis mažėja, supernovos liekana (angl. supernova remnant) vis tiek plečiasi tūkstančius metų po sprogimo, o jos skersmuo gali pasiekti dešimtis šviesmečių. Šis ūkas ir jo maišymasis su tarpžvaigždine medžiaga smarkiai praturtina pastarąją sunkiais cheminiais elementais – astronomai juos vadina tiesiog „metalais“, – bei gali paskatinti žvaigždėdaros procesą gretimuose molekuliniuose debesyse, juose sukeldamas smūgines bangas. Taip žvaigždžių gyvenimo ratas apsisuka ir viena karta mirdama duoda pradžią kitai. Tiesa, naujoji karta yra žymiai didesnio metalingumo, taigi ir kai kurios jaunųjų žvaigždžių savybės skiriasi nuo protėvių, bet tai – detalės.

Nykštukių spindesys

O kas nutinka žvaigždėms, kurių masė neviršija 8 Saulių? Jų šerdys yra pakankamai mažos – masė mažesnė nei 1,4 Saulės masės – kad, nepriklausomai nuo temperatūros, jų dydį palaikytų degeneratyvus elektronų slėgis. Išoriniai žvaigždės sluoksniai atsiskiria nuo žvaigždės kaip planetinis ūkas, ir nors šis procesas šiek tiek panašus į branduolio kolapso supernovos sprogimą, jis yra gerokai tolygesnis ir lėtesnis, taigi ir energijos išsiskiria žymiai mažiau.

Žvaigždės šerdis, paprastai sudaryta iš anglies ir deguonies (nors egzistuoja ir kitokie variantai), vadinama baltąja nykštuke. Tik gimusi ji yra labai karšta – paviršiaus temperatūra gali siekti net 150 tūkstančių laipsnių (priminsiu, jog Saulės paviršiaus temperatūra yra maždaug 6000 laipsnių)! Bet ši temperatūra atspindi visą energiją, kiek jos nykštukėje yra sukaupta, ir ji yra po truputį išspinduliuojama. Taigi baltoji nykštukė vėsta, jos spinduliuotė silpsta ir tampa vis raudonesnė. Vėsimas užtrunka milijardus metų – žemiausia žinoma baltosios nykštukės paviršiaus temperatūra yra maždaug 4000 laipsnių; iki žemesnės temperatūros nykštukės tiesiog dar nespėjo atvėsti nuo pat pirmųjų Visatos žvaigždžių mirties. Beje, anglis baltosios nykštukės centre gali susikristalizuoti, taigi kosmose skrajoja daugybė Žemės dydžio deimantų!

Svarbu ne dydis, o reakcijos greitis!

Kaip matome, baltosios nykštukės gyvenimas yra gana nykus ir monotoniškas. Tačiau tik tuo atveju, jei ji yra vienišos žvaigždės liekana. Jei baltoji nykštukė atsirado mirus vienai dvinarės žvaigždės narei, tolesnis vystymasis tampa žymiai įdomesnis.

Dvinarės žvaigždės paprastai gimsta panašios masės, taigi pirmai žvaigždei pavirtus baltąja nykštuke, antroji taip pat dažniausiai būna nebetoli savo gyvenimo pabaigos. Kai pastaroji pavirsta raudonąja milžine, nykštukinės kaimynės gravitacija gali pritraukti dalį išsipūtusios kaimynės išorinių sluoksnių. Nauja medžiaga susisuka į akrecinį diską aplink baltąją nykštukę ir po truputį krenta ant žvaigždės paviršiaus. Materijos kritimo sparta priklauso nuo įvairių abiejų žvaigždžių ir jų tarpusavio išsidėstymo savybių, o nuo spartos priklauso tolesnė sistemos evoliucija.

Jei baltoji nykštukė materiją valgo labai lėtai, vandenilis ir helis po truputį nusėda žvaigždės paviršiuje. Jų pradinės temperatūros ir tankio nepakanka termobranduolinei sintezei prasidėti, taigi lengvos dujos ima formuoti išorinį žvaigždės sluoksnį. Jų tankis po truputį didėja, o temperatūra – kyla, taigi kažkuriuo metu termobranduolinės reakcijos prasideda. Tuomet vandenilis sparčiai pavirsta heliu, o pastarasis – anglimi ir deguonimi. Nors reakcija trunka vos keletą sekundžių, jos metu žvaigždės šviesis gali smarkiai viršyti Saulės. Įkaitęs paviršinis dujų sluoksnis išmetamas į tarpžvaigždinę erdvę, ir nors jo masė bei energija gerokai mažesnė, nei supernovos liekanos, bet jų pakanka, kad žvaigždė taptų gerokai ryškesnė ir tokia išliktų keletą mėnesių. Toks sprogimas vadinamas nova.

Priešingu atveju, jei akrecijos sparta labai didelė, nykštukės paviršiuje vandenilis ir helis dega iškart, tik jį pasiekę. Toks degimas yra stabilus, ir trumpam nykštukė atgimsta beveik kaip „normali“ žvaigždė. Tik va žvaigždės spinduliuotė yra tokia stipri, jog išoriniai sluoksniai nupučiami, ir naujai susiformavusi anglis negali nusėsti gilyn į žvaigždę, taigi jos masė nekinta. Bet jei materija krenta tinkamu greičiu – paprastai tarp 10^-7 ir 10^-6 Saulės masių per metus – termobranduolinės reakcijos vyksta, bet spinduliuotė degimo produktų neišstumia. Taip po truputį didėja baltosios nykštukės masė.

Per daugybę metų ji pasiekia kritinę 1,4 Saulės masių ribą, vadinamąjį Čandrasekaro limitą (angl. Chandrasekhar limit). Tokios masyvios baltosios nykštukės gravitacijos nebegali kompensuoti elektronų degeneratyvusis slėgis, ir žvaigždutė ima trauktis. Traukiantis pakyla temperatūra ir prasideda anglies ir deguonies degimas. Taip temperatūra pakyla dar labiau, bet žvaigždė vis dar yra degeneratyvi, taigi nesiplečia, o tik toliau traukiasi. Per keletą sekundžių vis stiprėjanti termobranduolinė liepsna sudegina visą žvaigždę, o išsiskyrusios energijos (prilygstančios Saulės per visą jos gyvenimą išspinduliuotai energijai) pakanka, kad baltoji nykštukė būtų visiškai suardyta. Šis sprogimas vadinamas „termobranduoline supernova“ (angl. thermonuclear supernova).

Yra ir kitas teorinis būdas sukelti termobranduolinę supernovą. Jei dvinarėje sistemoje abi žvaigždės yra baltosios nykštukės, ir dėl kokių nors priežasčių atstumas tarp jų sumažėja, tai žvaigždės susilies į vieną. Jei gautosios žvaigždės masė viršija Čandrasekaro limitą, įvyks supernovos sprogimas. Tiesa, kol kas visos žinomos dviejų baltųjų nykštukių poros yra labai „lengvos“, jų narių bendra masė neviršija netgi 1 Saulės masės, ką jau kalbėti apie Čandrasekaro limitą. Be to, priartinti žvaigždes vieną prie kitos – irgi ne pati lengviausia užduotis. Stebėjimų duomenys rodo, jog žinomų sistemų narių susiliejimui reikalingas laikas yra gerokai ilgesnis už dabartinį Visatos amžių.

Termobranduolinės supernovos liekanos iš principo yra panašios į branduolio kolapso supernovų. Tėra du reikšmingi skirtumai. Pirma, po termobranduolinės supernovos nelieka nieko – nei neutroninės žvaigždės, nei juodosios bedugnės. Visa baltoji nykštukė sudraskoma į skutelius ir paleidžiama į kosmoso platybes. Antra, termobranduolinių supernovų ūkų spektruose neišvysime elementų, sunkesnių už geležį, pėdsakų; jie tiesiog nespėja susiformuoti per tas keletą sekundžių, kol vyksta termobranduolinis degimas.

Nestabiliosios supermilžinės

Pakalbėjęs apie nykštukes, grįžtu prie pačių didžiausiųjų žvaigždžių, mat neseniai buvo nustatyta, jog kai kurios iš jų sprogsta dar kito tipo (ar netgi tipų) supernovomis. Tiesa, apie šiuos reiškinius žinoma gerokai mažiau, nei apie aukščiau pristatytuosius.

Jei žvaigždės masė gimimo metu yra didesnė nei 40 Saulės masių, tai jos mirties kolapsas į juodąją bedugnę yra toks spartus, kad smūginė banga praktiškai negali susiformuoti. Teoriškai tokios žvaigždės turėtų pavirsti juodosiomis bedugnėmis be jokio supernovos sprogimo. Bet jei žvaigždė dideliu greičiu sukasi aplink savo ašį, tai branduolio kolapsas nėra visiškai simetriškas. Žvaigždė yra smarkiai susiplojusi per ašigalius, taigi ta kryptimi smūginė banga gali ištrūkti iš šerdies ir paleisti dvi materijos čiurkšles. Čiurkšlėse žvaigždės išorinių sluoksnių medžiaga juda kone šviesos greičiu. Žiūrint į reiškinį iš šalies daugmaž lygiagrečiai judėjimo krypčiai, dėl reliatyvistinių efektų čiurkšlės atrodo žymiai ryškesnės, nei yra iš tikrųjų. Manoma, jog tokie sprogimai, vadinami hipernovomis (angl. hypernova) arba kolapsarais (angl. collapsar), gali būti matomi kaip ilgi gama spindulių žybsniai – jų šviesio užtenka, kad matytume juos milijardų parsekų nuotoliu.

Jei žvaigždės masė yra dar didesnė – viršija 130 Saulės masių, – jos gyvenimo pabaigoje šerdies temperatūra pakyla iki daugiau nei penkių milijardų laipsnių. Išspinduliuojami fotonai dažnai yra pakankamai didelės energijos, kad susidurdami tarpusavyje pavirstų elektronų-pozitronų poromis (vadinamoji porų produkcija, angl. pair production). Susidariusių dalelių kinetinė energija yra gerokai mažesnė, nei jas sukūrusių fotonų, taigi spinduliuotės slėgis yra žemesnis, nei turėtų būti sprendžiant vien iš temperatūros. Žvaigždės šerdis, pasiekusi tokią temperatūrą, nebegali sustoti trauktis, jos temperatūra vis kyla, branduolinės reakcijos (o su jomis – ir porų produkcija) vis spartėja. Tokia nekontroliuojama sintezė suveikia tarsi bomba ir žvaigždė susprogsta. Visiškai suardomi ne tik išoriniai sluoksniai, bet ir radioaktyviu nikeliu pavirtęs branduolys. Toks sprogimas, turintis ir branduolio kolapso, ir termobranduolinės supernovos požymių, vadinamas porinio nestabilumo supernova (angl. pair instability supernova).

Katastrofų stebėjimai

Supernovų liekanos, nepaisant jų nykaus pavadinimo, yra įspūdingi reginiai dangaus skliaute. Nors plika akimi jų pamatyti negalime, bet pro teleskopus, net ir mėgėjiškus, atsiveria įvairiaspalviai ūkai. Kai kurių centruose (arba apylinkėse, bet judančios nuo centrų) randamos ir juodosios bedugnės bei neutroninės žvaigždės, rodančios, jog ūkai susiję su branduolio kolapso supernovomis.

Pačias supernovas mokslininkai taip pat stebi. Vos tik naują „žvaigždę“ danguje pastebi kuris nors teleskopas, į ją kaipmat nukrypsta gausybė dirbtinių akių ir supernovos evoliucija fiksuojama bei analizuojama visame elektromagnetinių bangų diapazone – nuo radijo iki gama spindulių. Kai kurios supernovos taip sekamos tik keletą savaičių, kitos – mėnesius ar net ilgiau nei metus. Kartais į jas žiūrima ne ištisai, bet keletą kartų, pavyzdžiui, pirmas porą dienų, tada po savaitės, paskui po dviejų mėnesių, dar vėliau – po metų ir po dešimtmečio. Taip įmanoma tyrinėti ilgalaikę sprogimo evoliuciją, neeikvojant labai daug teleskopo laiko.

Pagal tai, kaip atrodo supernovos spektras ir kaip kinta jos šviesis, bėgant laikui, buvo sukurta pirmoji supernovų klasifikacija. Tuo metu niekas dar nežinojo, kas jas sukelia, taigi skirstyti galima buvo tik pagal „išvaizdą“. Visų pirma buvo pastebėta, jog dalies supernovų spektruose nėra vandenilio linijų – jos buvo pavadintos pirmojo tipo supernovomis (angl. Type I supernova); turinčios vandenilio vadinamos antrojo tipo supernovomis. Pastarosios dar skirstomos į plokštumines ir linijines (Type II-P ir Type II-L) pagal tai, ar blėsimas po ryškumo maksimumo yra pertraukiamas pora savaičių beveik nekintamo ryškio, ar ne. Pirmojo tipo supernovos skirstomos pagal kitas spektro savybes – ryškios silicio linijos žymi Ia tipą, daug helio – Ib, o jų abiejų nebuvimas – Ic.

Vėliau, kai buvo sukurti fizikiniai supernovų modeliai, paaiškėjo, jog skirstymai į pirmą ir antrą tipus nėra labai geri. Termobranduolinės supernovos yra Ia tipo, o dauguma branduolio kolapso supernovų – II tipo. Tačiau labai masyvios žvaigždės, prieš sprogdamos supernovomis, nusimeta vandenilio, o kartais ir helio išorinius sluoksnius, taigi jas matome kaip Ib ar Ic tipo supernovas. Porinio nestabilumo supernovos be išimčių turėtų būti Ic tipo išvaizdos, bet jų kol kas tikrai žinoma tik viena, taigi sunku daryti kažkokias išvadas. Hipernovos išvis greičiausiai neatrodo kaip supernovos, taigi ir į klasifikaciją nepatenka.

Dar viena bėda, stebint supernovas, yra ta, jog stebėti jas paprastai pradedame ne anksčiau, nei praėjus keletui valandų nuo sprogimo, o dažniausiai – tik praėjus keletui dienų. Taip yra todėl, kad iš anksto, prieš supernovai sprogstant, apie jos būsimą užsižiebimą nežinome. Įvykus sprogimui, praeina šiek tiek laiko, kol jį kas nors Žemėje išvis pastebi; nors egzistuoja teleskopai, reguliariai ir automatiškai sekantys didelius dangaus plotus, jų skiriamoji geba paprastai yra maža, taigi jie tinka tik kaip „aliarmai“, kurių pranešimai nurodo, kurlink nukreipti geresnius teleskopus. Visas šis procesas užtrunka šiek tiek laiko – nuo keleto valandų iki dienų. Gerėjant sistemoms ir plečiantis teleskopų tinklui, šis uždelsimas vis mažėja, bet kol kas tikimybė pamatyti pačią supernovos sprogimo pradžią tebėra menka.

Štai ir viskas (beveik)

Sprogus supernovai, žvaigždės gyvenimas baigiasi. Didžioji dalis ją sudariusių atomų vėliau patenka į naujas žvaigždes, kai kurie sudaro planetas ir jose gyvenančius keistus padarus, dar kiti yra pasmerkti milijonus metų klajoti galaktikų platybėse, kol galų gale juos praryja kokia juodoji bedugnė. Kosminis „gyvybės ratas“ sukasi, nors vienas apsisukimas ir užtrunka nepalyginamai ilgiau, nei sugebame suvokti. Visgi stebėti ir skaičiuoti sugebame, o iš to gimsta tam tikras suvokimas. Jį ir pabandžiau pristatyti pastaruosiuose trijuose rašiniuose.

Savaime suprantama, papasakojau toli gražu ne viską; galima žvelgti ir plačiau, ir giliau. Beveik neužsiminiau apie dvinarių ir daugianarių žvaigždžių evoliuciją, apie procesus, vykstančius žvaigždžių spiečiuose; taip pat tik probėgšmais paminėjau skirtingą sunkiųjų elementų kiekį žvaigždėse ir to įtaką. Neminėjau žvaigždžių formavimosi akreciniuose diskuose aplink supermasyvias juodąsias bedugnes, skirtumų tarp žvaigždžių formavimosi prieš daug milijardų metų ir dabar… Nesigilinau į gravitacinio nestabilumo ar energijos pernašos procesų detales. Visgi manau, jog pagrindinius žvaigždžių formavimosi, evoliucijos ir mirties aspektus apžvelgiau.

Vien tai, kiek žinome apie šiuos reiškinius, užpildytų ne vieną knygą. Tačiau nežinomųjų yra turbūt dar daugiau. Cheminių elementų gamyba ir pernaša žvaigždėse, protožvaigždinių čiurkšlių formavimosi mechanizmai, aktyvumo ciklai, termobranduolinių supernovų tarpusavio identiškumas (ir priežastys, kodėl jos ne visada identiškos) – visi šie dalykai, ir gausybė kitų, yra tik spekuliacijos ir įvairios hipotezės, o bendro sutarimo vis dar nėra.

Ateityje žvaigždžių gimimo, gyvenimo ir mirties dėlionė po truputį pildysis. Kai kurias detales turbūt reikės pakeisti naujomis, kitas – pakeisti tik šiek tiek. Gali būti, jog iš naujo perdėlioti teks didelę dalį dabar turimų žinių, bet to tikimybė gana maža. O kol kas galime tiesiog grožėtis naktiniu dangumi ir jame spindinčiais žiburėliais.

Komentarai (16)