1905 metais Pietų Afrikoje iškastas deimantas, neapdirbtas svėręs daugiau nei 620 gramų. Šis Cullinano deimantas yra didžiausias kada nors Žemėje rastas toks brangakmenis. Panašiu metu, XX a. pradžioje, astronomai identifikavo pirmąsias baltąsias nykštukes – žvaigždes, kurios, kaip vėliau paaiškėjo, yra didžiausi deimantai Visatoje.

Su Cullinano deimantu jų net nepalyginsi; baltosios nykštukės į Žemės dydį sutalpina maždaug visą Saulės masę. O Paukščių Take jų turėtų būti apie 10 milijardų; tiesa, dar ne visos spėjo pavirsti deimantais. Iš kitos pusės, ateityje jų tik daugės. Taigi, kaip jos atsiranda ir kodėl tampa deimantais?

Terminas „baltoji nykštukė“ sugalvotas 1922 metais, bet pirmoji tokia žvaigždė aptikta gerokai anksčiau. Dar 1783 metais Williamas Herschelis atrado kompanionę, besisukančią aplink žvaigždę Eridano 40, ir nustatė, kad pati kompanionė susideda iš dviejų blausių žvaigždelių, dabar žinomų kaip Eridano 40 B ir Eridano 40 C. 1910 metais išmatuotas šių žvaigždžių spektras ir paaiškėjo, jog nors Eridano 40 B yra blausi, jos spalva – balta, o tai reiškia, kad žvaigždės paviršius labai karštas, daug karštesnis, nei Saulės. Tuo tarpu Eridano 40 C yra raudona. 1914 metais publikuotoje žinutėje Eridano 40 B aprašyta kaip A spektrinės klasės (karštesnė už Saulę), tačiau labai blausi žvaigždė.

XIX a. aptiktos dar dvi žvaigždės, kurios vėliau paaiškėjo esančios baltosios nykštukės. Tai – gerai žinomų žvaigždžių Sirijaus (Didžiojo Šuns žvaigždyne) ir Prokijono (Mažojo Šuns žvaigždyne) kompanionės. 1844 metais nustatyta, kad abi ryškiosios žvaigždės periodiškai svyruoja dangaus skliaute; tai reiškia, kad jos sukasi poroje su (tuo metu dar) nematoma kompanione. Aptikti žvaigždes prireikė ne vieno dešimtmečio – Sirijus B užfiksuotas 1862 metais, Prokijonas B – 1896-aisiais.

1915 metais aprašytas Sirijaus B spektras; pasirodė, kad jis labai panašus į Sirijaus A, nors pati žvaigždė 450 kartų blausesnė. Prokijono atveju santykis dar didesnis, apie 14 tūkstančių kartų; tai paaiškina ir vėlyvesnį atradimą, ir panašiai vėlesnį spektro išmatavimą. 1917 metais atrasta Van Maaneno žvaigždė – pirmoji baltoji nykštukė ne dvinarėje sistemoje. Šie trys objektai – Eridano 40 B, Sirijus B ir Van Maaneno žvaigždė – kartais vadinami „klasikinėmis“ baltosiomis nykštukėmis, nors jų „klasiškumas“ žymi tik atradimo senumą.

Aptikti tokias blausias žvaigždes buvo tikras iššūkis, ypač kol astronominiai atradimai buvo daugiausiai daromi žiūrint į fotografines plokšteles bei stengiantis identifikuoti naujus nepažintus taškelius jose. Per visą XX amžių aptikta tik apie 2000 baltųjų nykštukių. Šiame amžiuje apžvalginiai stebėjimai, jautresni teleskopai ir automatizuoti aptikimo algoritmai skaičių gerokai praplėtė: naujausiame Gaia teleskopo duomenų rinkinyje identifikuojama apie pusę milijono galimų baltųjų nykštukių, iš kurių maždaug pusė beveik neabejotinai yra šios žvaigždės.

Tad kas visgi yra baltoji nykštukė? XX a. pirmoje pusėje, vystantis supratimui apie žvaigždes ir jose vykstančius procesus, po truputį suformuotas scenarijus, paaiškinantis nykštukių kilmę. Trumpai tariant, jos yra žvaigždžių, panašių į Saulę, liekanos. Poetiškiau, ar makabriškiau, sakant – žvaigždžių lavonai. Mat įprasta žvaigždė gyvena tik tol, kol joje vyksta termobranduolinės reakcijos. Reakcijų metu išskiriama energija įkaitina žvaigždę ir efektyviai priešinasi gravitacijai, todėl žvaigždė išlaiko vadinamąją hidrostatinę pusiausvyrą: jos spindulys praktiškai nekinta. Pasibaigus vandenilio atsargoms žvaigždės branduolyje, reakcijos sulėtėja, žvaigždė ima trauktis ir kaisti, kol įsižiebia helio reakcijos ir žvaigždė staiga išsipučia į raudonąją milžinę. Po dar kelių susitraukimų ir išsipūtimų, žvaigždė nusimeta išorinius sluoksnius ir tampa baltąja nykštuke.

Kad geriau suprastume, kas nutinka žvaigždės centrinėje dalyje, jai baigiant gyvenimą, reikia žinoti, kaip termobranduolinių reakcijų efektyvumas priklauso nuo aplinkos sąlygų. Kiekvienas atomo branduolys turi teigiamą elektrinį krūvį. Taigi branduoliai vienas kitą stumia. Tam, kad įvyktų sintezės reakcija ir susiformuotų naujas, masyvesnis branduolys, jie turi suartėti labai arti vienas kito. Tai gali nutikti tik tada, kai branduolių yra labai labai daug (didelis aplinkos tankis), jie juda didžiuliais greičiais (aukšta temperatūra) arba jiems išsisklaidyti neleidžia kokia nors išorinė jėga (stiprus magnetinis laukas). Kuo besijungiantys branduoliai masyvesni, tuo stipriau jie stumia vienas kitą ir tuo sunkiau prasidėti termobranduolinėms reakcijoms.

Pagrindinėje sekoje – didžiąją gyvenimo dalį – žvaigždė vykdo pačias paprasčiausias reakcijas: vandenilį jungia į helį. Vėliau, vandenilio atsargoms išsekus, prasideda triguba-alfa reakcija: trys helio branduoliai (dar vadinami alfa dalelėmis) susijungia į anglį. Dar vėliau anglis gali prisijungti dar vieną helio branduolį ir virsti deguonimi. Procesas galėtų tęstis ir toliau: prisijungiant po vieną helio branduolį atsirastų vis dviem protonais turtingesni branduoliai, kol galiausiai pasiekiama geležis ir tolesnis branduolių augimas nustoja išskirti energiją, o ima ją sugerti. Tada branduolys kolapsuoja ir nutinka supernovos sprogimas.

Bet čia užbėgau sau už akių. Daugumoje žvaigždžių termobranduolinės reakcijos toli gražu nepasiekia geležies. Tiesą sakant, jos sustoja ties anglies ir deguonies mišiniu. Žvaigždė tiesiog nepajėgia susitraukti, kad pasiektų pakankamą tankį tolesnėms reakcijoms, nes gravitaciją nusveria vadinamasis išsigimimo slėgis (angl. degeneracy pressure). Kvantinė fizika sako, jog dvi vienodos dalelės negali būti toje pačioje būsenoje. Kiekviena dalelė – šiuo atveju anglies ar deguonies branduolys – nėra taškinis objektas, o užima tam tikrą tūrį, ir kitos dalelės negali priartėti arčiau. Taigi nors žvaigždės branduolyje termobranduolinės reakcijos nebevyksta, jis nustoja trauktis ir lieka tiesiog karštas daugmaž inertiškas plazmos telkinys.

Kartais termobranduolinės reakcijos sustoja truputį vėliau – pasiekus deguonies, neono irba magnio mišinį. Kai kuriais atvejais reakcijos gali sustoti ir anksčiau, jei žvaigždė nesusispaudžia tiek, kad prasidėtų trigubos-alfa reakcijos. Bet taip nutikti turėtų tik žvaigždėse, kurių masė nesiekia pusės Saulės masės, o šių žvaigždžių gyvenimo trukmė ilgesnė už dabartinį Visatos amžių, taigi kol kas tokių nykštukių dar nėra.

Žvaigždei išsiplėtus į raudonąją milžinę, sustiprėja nuo jos pučiantis vėjas. Saulė per metus praranda mažiau nei vieną dešimt-trilijonąją savo masės dalį, o raudonosios milžinės vėjas gali būti apie milijoną kartų stipresnis. Aišku, tai tesudaro apie dešimt-milijonąją masės dalį per metus, bet per milijonus metų trunkančią raudonosios milžinės stadiją žvaigždė gali netekti reikšmingos masės dalies. Aplink ją susiformuoja dujų debesis, daug tankesnis už aplinkinę tarpžvaigždinę medžiagą, ir kitokios cheminės sudėties.

Pačioje gyvenimo pabaigoje išoriniai sluoksniai nusimetami vis stipriau, kol atsidengia labai karštas, maždaug 30 tūkstančių laipsnių temperatūros, branduolys. Jo spinduliuotė pakankamai energinga, kad jonizuoja nemažą dalį dujų ir šios nušvinta įvairiomis spalvomis. Tokia struktūra vadinama planetiniu ūku. Vienintelis ryšys su planetomis yra toks, kad pirmieji per teleskopus užfiksuoti ūkai atrodė panašūs į planetas, ypač mėlynuosius Uraną ir Neptūną.

Po žvaigždės mirties likęs jos branduolys susispaudžia iki maždaug Žemės spindulio. Iš tiesų kuo liekana masyvesnė, tuo ji yra kompaktiškesnė. Štai neseniai atrasta masyviausia žinoma baltoji nykštukė ZTF J1901+1458. Jos masė siekia apie 1,35 Saulės masės, o spindulys artimesnis Mėnulio, nei Žemės.

Apskritai baltųjų nykštukių masės svyruoja nuo 0,13 iki 1,35 Saulės masių, bet didžioji dalis yra maždaug 0,5-0,7 Saulės masių. Viršutinė baltosios nykštukės masės riba priklauso nuo kvantinių reiškinių: jei nykštukės masė taptų didesnė nei maždaug 1,4 Saulės masės (tiksli vertė priklauso nuo sukimosi spartos, magnetinio lauko ir tikslios cheminės sudėties), nykštukė susispaustų tiek, kad jos centre lakstantys laisvi elektronai imtų reaguoti su protonais bei formuoti neutronus.

Neutronų telkinys gali susispausti labiau, nei atomų branduolių, todėl visas objektas greitai susitrauktų į neutroninę žvaigždę. O galbūt išlakstytų į gabalus, nes traukiantis temperatūra gali pakilti tiek, kad kuriam laikui vėl prasidėtų termobranduolinės reakcijos, o jų išskiriamos energijos gali pakakti visai nykštukei suardyti.

Vos atsiradusių baltųjų nykštukių paviršiaus temperatūra prilygsta pačių masyviausių žvaigždžių temperatūrai – apie 35-40 tūkstančių laipsnių, maždaug šešis-septynis kartus daugiau, nei Saulės paviršiuje. Šiluminė energija yra vienintelis spinduliuotės šaltinis, taigi laikui bėgant jos vėsta ir blėsta. Galiausiai jų temperatūra turėtų nukristi iki aplinkos temperatūros – vos kelių laipsnių virš absoliutaus nulio – ir objektai taptų juodosiomis nykštukėmis: visiškai nešviečiančiais labai tankiais anglies ir deguonies dariniais. Bet tam reikia ypatingai ilgo laiko, daug ilgesnio nei tie beveik 14 milijardų metų, praėję nuo Didžiojo sprogimo. Šiuo metu šalčiausios žinomos baltosios nykštukės vis dar yra įkaitusios iki kelių tūkstančių laipsnių.

Kas nutinka anglies plazmai, kai ji atvėsta? Dar 1968 metais apskaičiuota, kad ji turėtų kristalizuotis. Procesas turėtų prasidėti nykštukės centre – nors ten temperatūra gerokai aukštesnė, nei paviršiuje, ten aukštesnis ir slėgis, tad bendrai sąlygos palankesnės kristalų formavimuisi. Anglies jonai, dar nepagavę elektronų ir netapę neutraliais atomais, slegiami suformuoja tvarkingą kristalinę gardelę – deimantą ar bent panašią struktūrą. Nykštukei vėstant toliau, kristalizacija plečiasi į išorę, kol galiausiai visas objektas tampa didžiuliu anglies kristalu su deguonies priemaišomis.

Kaip užfiksuoti tokį reiškinį? Nuskristi iki baltosios nykštukės negalime, tuo labiau negalime pasižiūrėti ir į procesus, vykstančius arti jos centro. Bet galime stebėti nykštukės pulsacijas arba drebėjimus; taip pat galime stebėti daugelio nykštukių savybes ir ieškoti skirtumų tarp tų, kurios dar netapo kristalais, ir tų, kurios jau tapo.

Kiekviena žvaigždė nuolatos šiek tiek virpa. Virpesiai kyla dėl medžiagos judėjimo jos gelmėse, o bangos per žvaigždės medžiagą sklinda priklausomai nuo tos medžiagos savybių, tokių kaip tankis, temperatūra ar net vietinis judėjimo greitis. Pirmiausia virpesiai, žinoma, buvo tyrinėjami Saulėje; tokia analizė padėjo suprasti mūsų žvaigždės sandarą ir gerokai patobulinti žvaigždžių struktūros modelius. Šio amžiaus pradžioje virpesių analizė – asteroseismologija – pritaikyta ir baltosioms nykštukėms, nors teoriškai tokia galimybė nagrinėta prieš daugiau nei keturis dešimtmečius. Pirmasis rezultatas – palyginus masyvios nykštukės BPM 37093 virpesiai rodo, kad apie 90% jos masės jau virtusi kristalu.

Antras būdas identifikuoti kristalines baltąsias nykštukes – statistinis. Jei nykštukė nesikristalizuotų, laikui bėgant ji tolygiai vėstų, tad jos paviršiaus temperatūra ir šviesis taip pat keistųsi maždaug tolygiai. Besiformuojantis kristalas į aplinką išskiria šilumą; ji sklinda į nykštukės paviršių, tad vėsimas sulėtėja ir nykštukės temperatūra bei šviesis ilgesniam laikui užsilieka beveik nepakitę.

Stebėdami vieną žvaigždę, negalime pasakyti, ar ji šiuo metu vėsta, ar ne, nes pastebimi pokyčiai nutinka tik per dešimtis milijonų metų. Bet daugelio žvaigždžių duomenys gali parodyti, ar kurioje nors vėsimo stadijoje žvaigždės užsilaiko ilgiau, nei kitose. Būtent toks rezultatas prieš porą metų gautas nagrinėjant Gaia teleskopo duomenis. Paėmę daugiau nei 15 tūkstančių baltųjų nykštukių, esančių iki 100 parsekų atstumu nuo Žemės, duomenis, tyrėjai aptiko sutankėjimą, priklausantį nuo nykštukės masės. Kaip ir prognozuoja teoriniai modeliai, masyvesnės nykštukės kristalizuotis pradeda anksčiau, nei mažesnės.

Praėjus penkiems dešimtmečiams nuo teorinės prognozės, baltųjų nykštukių kristalizacija patikimai įrodyta ne tik pavieniams objektams, bet ir didelei jų populiacijai. Žinoma, tai neatsako į visus įmanomus klausimus. Kaip kristalizacija paveikia deguonies atomus – ar jie tampa įkalinti anglies gardelėje, ar atsiskiria į paviršių, ar sudaro savo kristalinę struktūrą? Kaip kristalizuojasi masyvesnės, deguonies-neono-magnio, baltosios nykštukės? Kaip šį procesą paveikia evoliucija dvinarėje sistemoje?

Atsakymų vis dar ieškome. Paieškas apsunkina ir tai, kad nykštukių, palyginus su įprastomis žvaigždėmis, yra gerokai mažiau – tarp šimto artimiausių žvaigždžių tėra aštuonios baltosios nykštukės. Dėl mažo šviesio jas sunku aptikti, o aptikus – tyrinėti. Bet astronomai nepasiduoda ir atskleidžia vis naujas paslaptis apie šias kompaktiškas žvaigždžių liekanas.

Pasidalinkite su draugais

Aut. teisės: Konstanta.lt

Autoriai: Kastytis Zubovas

Komentarai (2)