Pažvelgus į dangų, nesunku suskaičiuoti visas žvaigždes ir pasakyti, kuo jos skiriasi. Gal ne visai visas, bet pakankamai, kad jas būtų galima klasifikuoti ir grupuoti. Vienas iš akivaizdžiausių žvaigždžių skirtumų yra jų ryškis, t.y., kokios ryškios jos atrodo mūsų akiai. Šio dydžio nereiktų painioti su šviesiu, rodančiu žvaigždės spinduliuojamos šviesos kiekį, kurio tik dalis pasiekia mus ir gali būti išmatuojama kaip ryškis.

Žvaigždės skiriasi ir pozicija dangaus skliaute, kas gali būti svarbu, jei neturite kompaso ir bandote susiorientuoti jūroje, arba siekiate validacijos horoskopuose. Turint omenyje trimatę erdvę, žvaigždės pozicija skliaute tiesiog reiškia, kad šviesesnės toliau esančios žvaigždės gali atrodyti tokios pat ryškios, kaip ir arčiau esančios blankesnės. Taip pat gali šiek tiek skirtis žvaigždžių spalva, jos gali būti neįprastos formos, ar mirguliuoti.

Spalva atspindi žvaigždės paviršiaus temperatūrą, kaip ir nemažai lempučių žymi kokios temperatūros spektrą lemputė spinduliuoja, kad galėtumėte įsivaizduoti jos spalvą. Dauguma žvaigždžių mirguliuoja dėl Žemės atmosferos judėjimo, bet ir pačių žvaigždžių ryškis gali kisti. Neįprastos formos žvaigždės, pasirodo, dažniausiai yra visai ne atskiros žvaigždės, o žvaigždžių sistemos – nuo spiečių iki ištisų galaktikų, – kurias sudarančių žvaigždžių šviesą susijungia į beveik tašką danguje ir matomos iš gerokai toliau, nei individualios žvaigždės.

Tad, kuri žvaigždė nusipelno egzotiškiausios titulo iš paprasto stebėjimo, kol kas nesigilinant į ekstremalias žvaigždžių savybes?

Turbūt tai žvaigždė, kurios ryškis toks didelis, kad paverčia naktį diena, – Saulė. Saulė mums atrodo taip ypatingai, palyginus su kitomis žvaigždėmis, kad mes ilgą laiką net nelaikėme Saulės žvaigžde. Seniausiai tokia mintis priskirta Anaksagorui Klazomeniečiui, 450 m.p.m.e., bet antikinėje eroje neprigijo. 1600-ųjų mūsų eros metų vasario 17 dieną Giordano Bruno bandymas iškelti tokią idėją irgi išsisklaidė kaip dūmas, ir tik pradėjus matuoti atstumus iki žvaigždžių, XIX a., buvo įrodyta, kad Saulė yra žvaigždė.

Kaip žvaigždė, Saulė nėra kuo labai išskirtinė: nei didžiausios, nei mažiausios masės, temperatūra jos irgi vidutinė, šerdyje vandenilis virsta heliu, žvaigždės gražiausius savo gyvenimo metus praleidžia būtent šioje būsenoje, vadinamoje pagrindinėje sekoje. Bet esame Saulės sistemoje, kurios 99,8% masės sudaro Saulė, todėl mūsų aplinką iš esmės ji ir nulėmė – tiek planetų formavimąsi, tiek jų atmosferos sudėtis, tiek judėjimą. Kitos žvaigždės šiems faktoriams dabar įtakos nedaro.

Saulė suteikia absoliučiai didžiąją dalį energijos Žemėje savo spinduliuote, sukuria ne tik dienos ir nakties ciklą, bet dėl Žemės sukimosi ašies pokrypio – ir metų laikus. Saulės magnetinis laukas išmeta pakankamai įelektrintų dalelių, kad kartais sukeltų šiaurės pašvaistes, ar net sutrikdytų elektronines komunikacijas. Tad, vien atstumas iki Saulės (150 milijonų kilometrų, arba 1 astronominis vienetas, a.v. ) iki mūsų daro ją ypatinga žvaigžde.

Tolesnė įdomi žvaigždė yra arčiausiai esanti žvaigždės Kentauro Proksimos sistema. Ne dėl savo artumo – 40 trilijonų kilometrų arba 267 835 a.v. artumu vadinti liežuvis neapsiverčia, ir tiesioginis jos poveikis nykstamai mažas, kaip ir kitų atskirų žvaigždžių.

Bet turint omenyje visas mokslinės fantastikos svajones, greičiausiai tai būtų pirmas tarpžvaigždinių kelionių taikinys. Kentauro Poksima yra mažesnė už Saulę, nedidelio šviesio, tad plika akimi jos neįžvelgsime. Ši žvaigždė priklauso trijų gravitaciškai susijusių žvaigždžių sistemai. Aišku, jei jau skrendame į kitos žvaigždės sistemą, būtų gerai turėti, kur nusileisti.

Jei prieš porą dešimčių metų neįsivaizdavome, kiek dažnos planetų sistemos, tai dabar aišku, kad egzoplanetos ne tik egzistuoja, bet ir kad jų yra aplink artimiausią mūsų sistemai žvaigždę. Žinomos dvi, tiesa, tikimybė, kad ten bus gyvybės panašios į mums pažįstamą yra maža – Kentauro Proksima gerokai magnetiškai aktyvesnė už Saulę, dėl to jos šviesis kinta reikšmingai (Saulės dėmių poveikio dienos šviesumui nejaučiame), o rentgeno spinduliuotės kiekis prilygsta keliskart didesnės masės Saulės.

Viena iš planetų yra 20 kartų arčiau savo sistemos žvaigždės, nei Žemė nuo Saulės, bet dėl Kentauro Proksimos dydžio tai yra tinkamas atstumas skystam vandeniui (ir planeta beveik Žemės masės), bet magnetinis poveikis iš žvaigždės trukdytų susiformuoti gyvybei. Tai yra vos 2019 m. atrasta pirmoji planeta šioje sistemoje. Taip pat yra antra planeta, atrasta 2020 m. Septyniskart masyvesnė už Žemę, pusantro karto toliau nuo žvaigždės, nei Žemė nuo Saulės. Ši planeta mažiau aktuali mums, nes numanoma jos paviršiaus temperatūra -234⁰C.

Turime ryškiausią, turime artimiausią žvaigždę, taip pat unikali mums yra ir gan netoli esanti Betelgeizė. Tai yra raudonoji supermilžinė, nesunkiai matoma plika akimi (iš pietų pusrutulio) ir pati ryškiausia žvaigždė infraraudonajame diapazone. Nors tai nėra artimiausia žvaigždė Žemei, jos didelį ryškį lemia itin didelis šviesis.

Dar įdomesnis yra jos didžiulis, iki 1000 Saulių spindulys. Ji yra pakankamai arti, kad tai būtų pirmoji žvaigždė po Saulės, kurios diskas buvo išskirtas dangaus plote. Atkreipiu dėmesį, kad nebuvo nurodytas tikslus šios žvaigždės spindulys. Taip yra todėl, kad ši žvaigždė nėra sferos formos, net atsižvelgiant į susiplojimą atsirandantį dėl išcentrinės jėgos. Jos formą lemia konvekcija, energijos pernašos būdas medžiagos judėjimu.

Karštesnėse ir mažesnio šviesio žvaigždėse konvekcija veikia gan mažais masteliais, Saulėje vienos tokios konvekcinės srovės skersmuo yra vidutiniškai 1500 km, kai Saulės skersmuo yra 1,4 mln. km. Betelgeizės atveju tokių srovių yra vos pora. Pora srovių per 1000 kartų didesnį skersmenį reiškia, kad iš esmės tos srovės ir lemia žvaigždės formą ir keičiantis srovių judėjimui išspinduliuojant energiją, atšąlant ir medžiagai grimztant gilyn, keičiasi ir žvaigždės forma. Betelgeizės srovės yra tokios ekstremalios, kad jas matome net iš Žemės.

Betelgeizės evoliucijos stadija yra paskutinė tokios masės žvaigždėms ir ji trumpa palyginus su laiku praleidžiamu pagrindinėje sekoje (kaip Saulės). Iš dalies yra taip todėl, kad žvaigždei evoliucionuojant, jos centrinėse dalyse lieka vis mažiau vandenilio kuro, bet žvaigždė gali porą kartų prisitaikyti, didėjant jos centrinių dalių slėgiui ir temperatūrai ir įžiebti sunkesnių elementų reakcijas branduolyje ir deginti lengvesnius elementus dar nepaliestuose sluoksniuose.

Betelgeizės atveju dabar yra naudojamas helis, bet jos masė per maža, kad galėtų prasidėti sunkesnių elementų sintezė. Atitinkamai, didesnėms temperatūroms palaikyti reikia daugiau energijos, tad po vandenilio degimo, kiekviena tolesnė žvaigždės evoliucijos stadija vis trumpesnė. Betelgeizei helis šerdyje gali baigtis bet kurią minutę, bet tai nebūtinai reiškia, kad pamatysime, kaip tai įvyks. Betelgeizė gali virsti supernova bet kurią minutę per artimiausius 100 000 metų.

Jeigu kalbėtume ne apie konkrečias žvaigždes per mūsų, kaip stebėtojo, prizmę, derėtų pažymėti, kad dauguma jų yra vienaip ar kitaip egzotiškos. Tai daugiausiai pasakytina apie išorinius, stebimus sluoksnius, kurie gali būti kitokios temperatūros, spinduliuoti daugiau ar mažiau šviesos, taip pat būti skirtingos cheminės sudėties ir veikiami magnetinių laukų. Vidiniai sluoksniai, manoma, yra gan paprastai suprantami.

Žvaigždė buvo dujų debesis, kuris traukėsi, kol centrinėse dalyse pasiekti slėgiai ir temperatūros tinkami branduolinei sintezei, pradedant nuo vandenilio. Šiam pasibaigus šerdyje, sintezei tampa tinkami šerdį supantys sluoksniai, kuriuose dar yra vandenilio ir pasiekia tinkamus slėgius. Dauguma žvaigždžių nėra itin masyvios ir panašios kaip Saulės ar mažesnės masės. Tokios žvaigždės neturi pakankamai masės, kad net ir traukiantis pasiektų temperatūras ir slėgius tinkamus branduolinei sintezei sunkesnio elemento – helio, kuris yra vandenilio sintezės produktas.

Čia egzotiškomis gali būti laikomos masyvios žvaigždės, dešimtis ar net šimtus kartų masyvesnės už Saulę. Žinoma, tai reiškia, kad tokios žvaigždės yra tiek didesnės, tiek geba pasiekti didesnes temperatūras ir slėgius centrinėse dalyse. O kuo didesnė temperatūra ir slėgis, tuo spartesnės sintezės reakcijos. Todėl masyviausios žvaigždės, nors turi daugiau kuro, jį išeikvoja vos per kelis milijonus metų, kai Saulei jos vandenilio pakaks apie 10 mlrd. metų.

Mes gyvename tik vienos žvaigždės sistemoje, tad mums egzotiškai atrodytų ir dvinarių ar daugianarių žvaigždžių sistemos, tokios, kaip Kentauro Proksimos. Tai nėra itin egzotiška žvaigždžių sistemų kontekste – apie pusė tokių žvaigždžių kaip Saulė yra dvinarėse ar daugianarėse sistemose. Mažiau masyvios žvaigždės kiek rečiau yra dvinarėse sistemose, masyvios – dažniau. Tai nėra sunku suprasti prisimenant, kad žvaigždės formuojasi iš dujų debesų. Vienas debesis traukdamasis fragmentuojasi į daugiau mažesnių debesų, kurie taip pat fragmentuojasi, kol iš jų susiformuoja žvaigždės ir prasidėjus vandenilio degimui, žvaigždė išpučia dar nepanaudotas dujas. Tad žvaigždės beveik visada formuojasi grupėse, kurios gali likti gravitaciškai tampriai susietos mažesnėse, ar didelėse, vadinamų spiečių, grupėse. Masyvios žvaigždės tik efektyviau traukia savo kaimynes, kad galėtų suformuoti daugianares sistemas.

Verta pažymėti itin svarbų specifinį dvinarių žvaigždžių tipą, tai yra artimas dvinares. Tokios žvaigždės gali būti taip arti viena kitos, kad dalinasi savo išoriniais sluoksniais, nes jie reikšmingai veikiami abiejų žvaigždžių. Tai yra svarbu galaktikų cheminės evoliucijos kontekste, nes tokios sistemos yra pagrindinis geležies ir sunkesnių elementų šaltinis. Masyvių žvaigždžių supernovos, nebegalinčios daugiau pasigaminti energijos cheminių elementų sintezės būdu, išpučia išorinius sluoksnius, iš kurių vėliau formuojasi kitos žvaigždės. Tokios žvaigždės jau yra praturtintos pirminėje žvaigždėje vykusios cheminių elementų sintezės produktais, bet tokių žvaigždžių centrinės dalys lieka, nuo deimantinių iki geležinių baltųjų nykštukių, kurios nebeatlieka branduolinės sintezės, tik lėtai vėsta, tad nebelaikytinos žvaigždėmis.

Artimoje dvinarėje sistemoje, masyvesnė žvaigždė galiausiai virsta baltąja nykštuke, tuo tarpu mažiau masyvi žvaigždė evoliucionuoja lėčiau ir vėlyvoje gyvavimo stadijoje išsiplečia (panašiai kaip Betelgeizė). Tuomet baltoji nykštukė gali tą išsiplėtusią medžiagą pasigauti savo gravitaciniame lauke. Visgi, baltoji nykštukė gali išlikti stabili tik iki ribotos masės. Pačios masyviausios žvaigždės po savęs palieka ne baltąsias nykštukes, o juodąsias skyles, negalinčias kompensuoti net ir mažo branduolio savigravitacijos be cheminių elementų sintezės. Tad artimoje dvinarėje sistemoje baltoji nykštukė taip pat gali viršyti savo maksimalią stabilią masę ir galiausiai sprogti visiškai kaip supernova. Kadangi iš tokios nykštukės nebelieka nieko, net ir sunkiausi susintetinti elementai praturtina tarpžvaigždinę erdvę.

Žinoma, tai yra tik maža dalis egzotikos apie žvaigždes. Kadangi mes esame apriboti savo atskaitos taško, vienintelė žvaigždė, kurią galime detaliai tirti, net siųsti specializuotus zondus yra Saulė. Dėl to astronomijoje tiriant žvaigždes, vienas patogiausių žvaigždes charakterizuojančių vienetų yra Saulės atskaitos taškas – jos masė, šviesis, cheminė sudėtis. Todėl daugeliu atvejų kiekviena kita žvaigždė mums yra egzotiška, nes bent jau kol kas mes negalime jų pažinti taip gerai, kaip Saulę.

Jonas Klevas

Komentarai (3)