Tolėliau nuo miesto šviesų pakėlę akis į giedrą naktinį dangų, matome žvaigždes. Nors plika akimi pastebima tik labai maža jų dalis, jos pakanka visokio kailio orakulams, šarlatanams, astrologams dangaus šviesulių išsidėstyme ieškoti logikos, ir bandyti suvesti ją su žemiškuoju gyvenimu.

Aišku, į naktinį dangų žvelgė ne tik raštų ir gyvenimo prasmės ieškantys žmonės, bet ir astronomai. Gerėjant teleskopams, danguje buvo pastebima vis daugiau objektų, kurie atrodo keisti, lyginant su plika akimi regimais Saulės sistemos objektais ar žvaigždėmis.

Vieną žymiausių tokių katalogų sudarė Charles Messier ir pirmąsyk paskelbė 1771 m. Ch. Messier domino vien kometos, todėl jis sudarė kometų paieškoms trukdančių nežvaigždžių ir nekometų katalogą. Jame sužymėta 110 įvairių objektų, kurių tuo metu mokslas negalėjo paaiškinti.

Pavyzdžiui, pirmasis sąraše yra Krabo ūkas, M31 – Andromedos galaktika.

Aišku, gerėjant stebėjimų įrangai ir supratimui, kas šie objektai gali būti, atsirado naujų, išsamesnių katalogų. Antras panašaus žymumo katalogas NGC (Naujas bendrasis ūkų ir žvaigždžių spiečių katalogas) buvo publikuotas 1888 m., kur remiantis ankstesniu William, Caroline ir John Herschel darbu (todėl pavadintas naujuoju), ir daugybės observatorijų duomenimis, buvo pateiktas 7840 tokių objektų sąrašas, kuris vėliau buvo papildytas dar tūkstančiais tokių objektų. Šių katalogų svarba istorinė, nes daugumą šių katalogų objektų dažnai paprasčiau vadinti remiantis jų indeksu (pavyzdžiui, M31), nei literatūriniu pavadinimu (ypač jei kalbame apie tūkstančius objektų).

Kokie objektai įtraukti į šiuos katalogus? Bene įspūdingiausi yra ūkai – kokio nors šaltinio apšviečiami dujų debesys. Pavyzdžiui, dujų debesyje susiformavusi žvaigždė apšviečia likusias dujas ar individualios žvaigždės gyvavimo pabaigoje nusimestos dujos dar apšviečiamos žvaigždės liekanos. Taip pat tai gali būti galaktikos, – tokios kaip mūsų ar visai kitokios.

Šie objektai – vieni estetiškai gražiausių astronominių objektų. Taip pat tai gali būti ir žvaigždžių sankaupos mūsų Galaktikoje, kurių žvaigždes gali būti sunku individualiai išskirti net geriausiais teleskopais. Mūsų aplinkoje tokie spiečiai būna dviejų tipų: padrikieji ir kamuoliniai.

Padrikieji spiečiai – retesni, juos dažniausiai sudaro Galaktikos standartais jaunos žvaigždės, tad, jie įdomūs žvaigždžių formavimosi tyrimams, ypač turint omenyje, kad spiečiaus žvaigždės susiformavo iš to paties dujų debesies.

Kamuolinius spiečius sudaro paprastos, gan senos (kai kuriuos ir seniausios) Galakikos standartais žvaigždės, jie – masyvesni ir kompaktiškesni, manoma, susidarę iš to paties dujų debesies. Atrodytų, iš paminėtų objektų kamuoliniai spiečiai mažiausiai įdomūs, tačiau pasirodo, kad jie slepia kur kas daugiau paslapčių, nei manyta.

Priartinamas kamuolinis spiečius NGC 6397

Tarp visų žvaigždžių populiacijų kamuoliniai spiečiai buvo laikomi bene paprasčiausiomis: dujų debesyje prasidėjo žvaigždėdara, visos žvaigždės susiformavo vienu metu (lyginant su spiečių gyvavimo trukme), sprogo pirmosios supernovos, išpūtė likusias dujas, todėl visos žvaigždės – tokios pačios cheminės sudėties kaip ir pirminis dujų debesis, o bene vienintelis individualių žvaiždžių skirtumas atsiranda dėl jų masės - dėl masės skirsis ir šviesos kiekis iš konkrečios žvaigždės, ir jos spektras, tiek, kad paaiškinimas paprastas, nes masyvesnės žvaigždės evoliucionuoja greičiau.

Ilgą laiką stebėjimai tai ir rodė, kur visų žvaigždžių spiečiuje cheminė sudėtis buvo tokia pati, bent jau stebėjimų paklaidų ribose. Čia svarbu pabrėžti, kad nors kamuoliniai spiečiai gali atrodyti pakankamai ryškūs stebėti mėgėjiškais teleskopais, taip yra tik todėl, kad spiečių sudaro daugybė žvaigždžių (šimtai tūkstančių). Todėl mes matome juos iš gerokai toliau.

Pačių kamuolinių spiečių Paukščių Take tėra apie 160 ir dar manoma, kad 10-20 – neatrastų, tad nereiktų tikėtis, kad daug jų būtų arti. Šalia to reikėtų pastebėti, kad spiečių žvaigždės – arti viena kitos, vidutiniškai 0,4 žvaigždės kubiniam parsekui (artimiausia žvaigždė Saulei – už 1,3 parseko), o centrinėse dalyse atstumai tarp žvaigždžių gali būti Saulės sistemos dydžio eilės. Tad, siekiant išmatuoti individualius kamuolinių spiečių žvaigždžių spektrus, reikia ne tik surinkti pakankamai daug šviesos, bet ir turėti pakankamą kampinę skyrą, kad galėtume išskirti atskiras žvaigždes dideliu atstumu. Todėl vis gerėjant stebėjimų įrangai, šis paprastas ir logiškas spiečių savybių aiškinimas susvyravo.

Didžiausias kamuolinis spiečius Galaktikoje ir antras didžiausias žinomas kamuolinis spiečius Vietinėje galaktikų grupėje – vienas iš kelių spiečių, įžiūrimų plika akimi (tiesa, itin tamsioje vietovėje) ir užima maždaug Mėnulio pilnaties dangaus plotą. Gerėjant stebėjimų kokybei, buvo nustatyta gan didelė cheminės sudėties įvairovė, kur cheminių elementų gausos svyruoja iki 10 kartų. Tai – nesuderinama su įprasta kamuolinių spiečių formavimosi teorija. Manoma, kad šis spiečius – į Paukščių Taką įtrauktos nykštukinės galaktikos centrinė dalis. Šią hipotezę sustiprina tai, kad aptinkama gerokai nuo paties spiečiaus nutolusių žvaigždžių, kurių cheminė sudėtis būdinga šiam spiečiui. Visgi, šis spiečius labiau laikytinas išimtimi, kituose kamuoliniuose spiečiuose nieko panašaus nebuvo aptikta.

Tačiau stebėjimų technologijoms toliau tobulėjant, anomalijos buvo aptiktos. Ir jų buvo aptikta visuose masyviausiuose spiečiuose. Charakteringiausia anomalija – spiečių žvaigždėse fiksuojama deguonies ir natrio atvirkštinė koreliacija – kuo daugiau deguonies, tuo mažiau natrio. Kai kuriuose aptikta ir magnio bei aliuminio „antikoreliacija“. Tačiau geležies grupės elementų gausa svyruoja tik stebėjimų paklaidų ribose. O tai jau problema.

Didžiojo Sprogimo metu radosi tiktai vandenilis, helis, litis ir berilis, visa kita buvo susintetinta žvaigždėse. Pirmykštės – Didžiojo sprogimo nukleosinezės cheminės sudėties, kol kas dar neatrastos – žvaigždės spiečių formavusį debesį jau buvo kiek praturtinusios. Dauguma sunkesnių už helį cheminių elementų susintetinti supernovose, o Ia tipo supernovų įnašas – dominuojantis.

Šioms supernovoms būdinga į tarpžvaigždinę erdvę išmesti geležimi praturtintas dujas, tad kamuoliniams spiečiams unikali cheminės sudėties anomalija turi laiko ribojimą: skirtingos cheminės sudėties žvaigždės turėjo susiformuoti greičiau, nei sprogtų Ia tipo supernovos, tai negali būti, pavyzdžiui, kitas dujų debesis, nes jį tos pačios Ia tipo supernovos būtų praturtinusios kitaip. Likusios supernovos taip pat nėra paaiškinimas – viena vertus, bet kokių supernovų sprogimai nesunkiai išpūstų dujas iš spiečiaus gravitacinės įtakos, kita vertus, būtų stebimi ir charakeringo šioms supernovoms cheminio praturtinimo svyravimai.

Pačių kamuolinių spiečių gausos anomalijų elementų prigimtis nėra paslaptis, tai – normali protonų pagavos reakcija, kuomet lengvesnis cheminis elementas gali „pagauti“ protoną ir virsti sunkesniu cheminiu elementu. Taip iš deguonies gali būti susintetinama daugiau natrio, iš magnio – aliuminio, taip pat ir kai kurie kiti cheminiai elementai gali efektyviai virsti kitais protonų pagavos būdu – tereikia pakankamos temperatūros. Deguonies virsmui natriu reikia mažiausios temperatūros, magnio virsmui aliuminiu jau aukštesnės ir taip toliau.

Tad, ši cheminės sudėties anomalija būdinga tik kamuoliniams spiečiams. Jos negali sukelti joks dominuojantis tarpžvaigždinės medžiagos praturtinimo šaltinis. Todėl šio praturtinimo šaltiniu turėtų būti nukleosintezė žvaigždėse, vykstanti kartu su spartesniu nei sprogstančios ir išpučiančios dujas iš spiečiaus supernovos žvaigždės medžiagos praradimu. Galimi kandidatai žinomi tik hipotezių lygyje. Tai galėtų būti asimptotinės sekos žvaigždės, charakteringai prarandančios savo išorinius sluoksnius, kurie konvekciškai galėtų būti jau praturinti žvaigždės gelmių nukleosintezės produktais. Tai galėtų būti ir supermasyvios greitai besisukančios žvaigždės, kurios dėl papildomos išcentrinės jėgos galėtų nusimesti praturintus sluoksnius prieš bet kokį supernovos sprogimą.

Vis dėlto, esamų stebėjimų nepakanka atskirti vieną hipotezę nuo kitos, ar priversti ieškoti dar egzotiškesnių alternatyvų. Tolimų kamuolinių spiečių žvaigždžių spektrus matuoti nėra paprasta, o norint kalbėti apie statistiką, vienu metu reikėtų išmatuoti šimtų žvaigždžių cheminę sudėtį kiekvienam spiečiui. Ir čia kalbame apie vienas iš lengviausiai matuojamų spektroskopinių linijų. Bet kamuoliniai spiečiai yra vieni iš seniausių galaktikų objektų, tad ir mažiau praturtinti, todėl ir šių paprasčiau matuojamų elementų spektroskopinės linijos gali būti šimtą ar daugiau kartų silpnesnės, nei, tarkime, Saulėje. O siekiant atskirti galimus praturinimo šaltinius, reiktų ir informacijos apie cheminius elementus, teturinčius stebimas spekro linijas ultravioletinėje spekro dalyje, kur stebėjimai – dar sudėtingesni tiek dėl persidengiančių linijų gausos, tiek dėl gerokai mažesnio spinduliuotės srauto. Be to, dar reiktų ir informacijos apie individualių izotopų gausas, o skirtingų to paties elemento izotopų linijos skiriasi labai nedaug. O visa tai įmanoma tik labai efektyviai naudojant turimas stebėjimų galimybes ir ateities sebėjimų įrangą.

Ir taip kamuoliniai spiečiai vos per pastaruosius porą dešimtmečių iš vienos geriausiai suprastų žvaigždžių populiacijų virto į vieną iš intensyviausiai tyrinėjamų astronomijos sričių. Tolesni kamuolinių spiečių tyrimai leis ne tik geriau suprasti pačius kamuolinius spiečius, bet ir žvaigždėdarą, nukleosintezę žvaigždėse ir pačias žvaigždes.

Dr. Jonas Klevas

Komentarai ()