Žvaigždės ir žvagždynai

“ Kiekvienam Žvaigždės skirtingos. Keliautojams žvaigždės – tai kelio rodyklės. Kitiems tik menki žiburėliai. Mokslininkams žvaigždės – tai problemos.” (A. de Sent Egziuperi).

Giedrą be Mėnulio naktį danguje matyti apie 2500 žvaigždžių . Vienos ryškios, tarsi žiburiai, kitos silpnutės, vos įžiūrimos, buriasi grupelėmis, švytinčiomis grandinėlėmis per dangaus skliautą nusidriekia. Žvaigždėtas dangus nuo neatmenamų laikų stebino savo didybe, paslaptingumu ir judėjimo harmonija, kuri nepaprastai glaudžiai siejasi su Žemėje vystančiais procesais. Nuostaba, o kartu ir bandymai savo proto išgalėmis interpretuoti tiek Žemėje, ttiek ir danguje vykstančius reiškinius gimdė pasakas, legendas, virto tikėjimu savo pačių sukurtais dievais. Į margą žvaigždžių raštą ilgainiui buvo perkelta visa tai, kam žmogus nebuvo abejingas Žemėje: medžiotojo jėga, kario narsumas, laisvas paukščio skrydis ar grakštus žvėries šuolis. Taip regimos dangaus šviesuolių konfigūracijos, nieko bendra neturinčios su tikruoju žvaigždžių išsidėstymu erdvėje, dar prieš kelis tūkstančius metų įgijo vardus ir tapo žvaigždynai

Žvaigždynu vadinama dangaus sritis su sąlygiškai pažymėtomis ribomiNėra abejonės, kad įvairiuose kraštuose žvaigždynai buvo vadinami skirtingai. Iš gilios senovės mmus pasiekė lietuviški Septynių Šienpjovių, Darželio, Didžiųjų ir Mažųjų Grįžulo Ratų , Jukštandžio žvaigždynų pavadinimai. Tuo tarpu graikai tuos pačius žvaigždynus vadino Orionu, Šiaurės vainiku, Didžiuoju ir Mažuoju Lokiu, Kasiopėja. Dauguma žvaigždynų pavadinimų yra graikiškos kilmės.

Daugumos žvaigždynų pavadinimai – ttai danguje įamžintos mitologinės būtybės: galiūnas Heraklis, Šaunusis medžiotojas Orionas, kovojantis su ilgaragiu Tauru, drąsusis karžygis Persėjas ant sparnuoto žirgo Pegaso, išgelbėjęs nuo baisaus Slibino gražuolę Andromedą ,Cefėjo ir Kasiopėjos dukra.

Dangus aplink Žemę padalytas į 88 žvaigždynus. Tačiau mūsų padangėje tematyti tik pusė jų. 25 Žvaigždynai Lietuvos platumose išvis nepasirodo, Europos astronomai jų stebėti vyksta į Pietų Amerikos, Afrikos, Indijos ar Australijos observatorijas. 14 Žvaigždynų mums pasirodo tik labai trumpai išnirę iš už horizonto, jie vėl grįžta į pietų pusrutulio dangų.

Didieji Grįžulo Ratai – žvaigždynas toks ryškus, kad jo neįmanoma nepastebėti. Šešios žvaigždės yra antrojo ryškio, bet septintoji – Delta, arba Megrecas, yra silpnesnė negu trečiojo ryškio. Tuo ji skiriasi iš kitų, nors senovės astronomai visas šias žvaigždes laikė lygiavertėm. JJeigu išlikę aprašymai teisingi (taip gali ir nebūti), Megrecas nuo tų laikų nusilpo. Didžiųjų Grįžulo Ratų Alfa, arba Dubchė, ryškesnioji iš dviejų žvaigžių, rodančių Šiaurinę žvaigždę, yra oranžinė; kitos žvaigždės yra baltos arba žydrai baltos. Šalia Dzetos, arba Micaro, matoma silpna žvaigdutė Alkoras. Pro teleskopą Micaras atrodo kaip puiki dvinarė žvaigžde.

Vidutinių ir šiauresnių platumų stebėtojui Didieji Grįžulo Ratai yra žemiau horizonto nenusileidžiantis žvaigdynas, vienas iš besisukančių aplink šiaurės ašigalį. Pagal jį labai patogu ieškoti kitų žvaigždžių ir žvaigždynų. Dvi kraštinės DDidžiųjų Grįžulo Ratų žvaigždės Beta ir Alfa rodo Mažuosius Grįžulo Ratus. Jame yra dvi antrojo ryškio žvaigždės – gelsva Šiaurinė (Alfa) ir oranžinė – Kochabas (Beta), kartais vadinamos ašigalio sargais. Tarp Didžiųjų ir Mažųjų Grįžulo Ratų vingiuoja ilgas blyškus Slibino žvaigždynas, kurio ryškiausia žvaigždė Gama, arba Etaminas, yra antrojo ryškio. Slibino Alfa, arba Tubanas spindinti tarp Benetnašo ir Kochabo, senovėje buvo arčiausia dangaus šiaurės ašigalio ir atstoja Šiaurinę.

Kasiopėja kaip ir Didieji Grįžulo Ratai, aukštose ir vidutinėse platumose niekada nenusileidžia žemiau horizonto . Šį žvaigždyną lengva rasti, išvedus nuo antrosios Didžiųjų Grįžulo Ratų ienos žvaigždės Micaro liniją per Šiaurinę ir pratęsus ją dar antra tiek. Vidurinioji W raidės žvaigdė – Kasiopėjos. Gama – yra netaisyklingoji kintamoji. Paprastai ji yra silpnesnė negu antrojo ryškio, bet kartais, pavyzdžiui, 1936m., Kasiopėjos Gama suspindi iki 1.6 ryškio. Jos spektras pekuliarus, tai labai nepastovi žvaigdė, Kasiopėjos Alfa, arba Šedyras, yra K0 spektrinės klasės milžinė, manoma, jog kintamoji. Kasiopėjos Betos spindesys nekinta – tai yra 2.3 ryškio objektas. 1572 m. Kasiopėjos žvaigddyne sužibo Ticho Brachės supernova; toje vietoje dabar yra stiprus radijo bangų šaltinis.

Šaulio žvaigždyną nesunku atpažinti: jame yra kelios pakankamai ryškios žvaigždės, pirmojo ryškio žvaigždžių nėra, Šaulys – pietinis Zodiako žvaigdynas ir Europoje niekada gerai nematomas. SSunku apibūdinti Šaulio apybrėžas: kai kuriems lakios vaizduotės žmonėms žvaigždynas primena arbatinuką. Šaulys ribojasi su Skorpiono geluonimi. Tarp skorpiono geluonio ir ryškiausios Šaulio žvaigdės Epsilon yra du padrikieji žvaigdžių spiečiai- M6 ir M7. Šaulio žvaigdyne nemažai ir kamuolinių žvaigdžių spiečių.

Keista, bet Šaulio Alfa yra gan silpna žvaigdė; graikų abėcėlės raidės nebūtinai priskiriamos žvaigždėms iš eilės pagal jų regimąjį spindesį. Greta Šaulio Alfos yra žvaigždžių lankelis, vadinamas Pietų vainiku. Jis yra ne toks ryškus, kaip Šiaurės Vainikas, bet rasti jį lengviau.

Šviesiausios žvaigždynų žvaigždės žymimos dar graikiškomis raidėmis: alfa, beta, gama ir kitomis. Šitaip žymėti žvaigždes astronomai pradėjo tik XVII amžiuje, o iki tol naudojo vien atskirų žvaigždžių vardus bei žvaigždynų pavadinimus. Dabar vardais bevadinamos tik pačios šviesiausios žvaigždės. Pati šviesiausia žvaigždė mūsų nakties danguje – Sirijus, išnyrantis iš už horizonto pavasario vakarais. Antroji pagal ryškumą – Vega, po to seka Arktūras, Rigelis, Kapela, Prokyonas.

Žvaigždė yra didelės masės karštas dujų, tiksliau sakant, plazmos rutulys dėl didelio atstumo ne tik plika akimi, bet ir pro teleskopą regimas kaip šviesus taškas.

Pagal šviesumą žvaigždės skirstomos į šviesio klases. Šviesiausios yra 1 klasės žvaigždės, toliau seka 2, 3 ir t.t Saulė yra 5 šviesio klasės žvaigždė. Šviesiausios žvaigždės yra šimtus ir net tūkstančius kartų šviesesnės uuž Saulę. Tiek pat kartų blyškesnės yra silpnai šviečiančios žvaigždės. Dar daugiau yra tokių žvaigždžių, kurių šviesumas mažesnis kaip Saulės. Galima įžiūrėti, nufotografuoti arba specialiai elektroniniais imtuvais priimti spinduliavimą blankesnių už Saulę žvaigždžių.

Žvaigždės yra nevienodo spindesio ir spalvos: baltos, geltonos, rausvos. Juo žvaigždė raudonesnė, juo vėsesnė. Mūsų Saulė yra geltonoji žvaigždė. Didelio spindesio žvaigždes vadino tikriniais vardais. Baltosios žvaigždės: Vega Lyros žvaigždyne, Altairas Erlio žvaigždyne (matomos vasarą ir rudenį), Sirijus – šviesiausia dangaus žvaigždė (matoma žiemą) ; raudonosios žvaigždės: Betelgeizė Šienpjovių (Oriono) žvaigždyne ir Aldebaranas Tauro žvaigždyne (matoma žiemą), Antaris Skorpiono žvaigždyne (matoma vasarą); geltonoji Kapela Vežėjo žvaigždyne (matoma žiemą).

Žvaigždės susidaro iš tarpžvaigždinės medžiagos – dujų ir dulkių telkinių. Kai gniužulas pasidaro neskaidrus, temperatūra ima didėti, ir centre slėgis greitai pasidaro pakankamas, kad sustabdytų laisvą gravitacinį kritimą. Tuo laiku susidaro gniužulo branduolys, kuriame gravitacijos jėgos yra pusiausvyroje su slėgio jėgomis ir kurį toliau vadinsime prožvaigžde. Šio branduolio gravitacijos jėga traukia į save medžiagą iš išorinių gniužulo sluoksnių. Didėjant masei, branduolys traukiasi, temperatūra didėja.

Dvinarės žvaigždės yra tokios žvaigždžių poros, kuriose abi komponentės yra susijusios tarpusavio trauka: drauge skriedamos aplink Galaktikos centrą, jos sukasi ir viena apie kitą. Nuotoliai tarp komponenčių būna labai įvairūs. Pasitaiko tokių glaudžių porų, kai abi žvaigždės

beveik liečiasi. Dėl milžiniškos tarpusavio traukos jos net ištįsta – tampa panašios į kiaušinius, atgręžtus smaigaliais vienas į kitą. Tokių glaudžių sistemų dažniausiai neįmanoma išskirti – netgi per stambiausius teleskopus jos atrodo kaip viena žvaigždė. Dvinariškumą tokiu atveju išduoda tik susikloję dviejų skirtingų temperatūrų žvaigždžių spektrai. Dėl to tokios poros ir vadinamos spektrinėmis dvinarėmis. Iš viso rasta daugiau kaip 200 tokių porų. Daugiausia žinoma tokių dvinarių žvaigždžių, kurių komponentės viena nuo kitos nutolusios per dešimtis ir šimtus astronominių vienetų. Pro tteleskopus tokias žvaigždes paprasta atskirti. Tai vizualinės dvinarės. Jų tarpe pasitaiko itin plačių porų, kai nuotoliai tarp komponenčių būna tūkstančio ar net dešimties tūkstančių astronominių vienetų. Tokios žvaigždės aplink bendrą masės centrą apskrieja tik per šimtus ir tūkstančius metų, kai tuo tarpu glaudžios spektrinės dvinarės tam sugaišta tik keliolika ar keliasdešimt minučių. Dvinarės žvaigždės sąvoką įvedė V. Heršelis, XVIII amžiaus pabaigoje atradęs daugybę fizikinių žvaigždžių porų ir nemažai laiko paskyręs jų tyrinėjimui. Dabar žinoma ne tik dvinarių, bet trinarių ir nnet šešianarių žvaigždžių. Jos vadinamos bendru vardu – daugianarės.

Vizualinės dvinarės žvaigždės – žvaigždės, kurių dvinarystė nustatoma teleskopu.

Užtemdomosios dvinarės žvaigždės – žvaigždės – komponentės skrieja aplink bendrą masių centrą regėjimo spindulio plokštumoje, jos perodiškai viena kitą užstoja.

Pasitaiko, kad apie gana glaudžią ddvinarę sistemą dideliame nuotolyje skrieja trečia žvaigždė. Tokia žvaigždžių šeima vadinama trinare artimiausia mums Pietų dangaus žvaigždė Centauro Alfa kaip tik ir yra trinarė žvaigždė. Jos du nariai panašūs į saulę, o trečias – raodonoji nykštukė, kuri šiuo metu yra arčiau mūsų už kitus du narius.

Pulsuojančios žvaigždės – tai žvaigždės kurių spindesys, laikui bėgant kinta dėl to, kad žvaigždė periodiškai pulsuoja, t.y. plečiasi ir traukiasi. Kitimai gali būti taisyklingi ir netaisyklingi, jų trukmė – nuo kelių minučių iki kelių mėnenesių.

Kintamosios žvaigždės – -tai žvaigždės, kurių spindesys kinta per įmanomą stebėjimais susekti laiką. Kitimo pobūdis labai įvairus: žvaigždžių spindesys keičiasi tik nežymiai, kitų – labai smarkiai ir dar, be to, vienų kinta taisyklingai, periodiškai, tarsi pagal laikrodį, kitų be jokios tvarkos. TTaigi tvarkingai pulsuojančios žvaigždės – tikros astronomų pagalbininkės. Visai kas kita – netaisyklingai kintančios žvaigždės, kurių regimojo spindesio kitimas yra susijęs su esminiais pakitimais žvaigždės viduje. Dauguma pusiau taisyklingų kintamųjų žvaigždžių yra raudonusios milžinės. Tai nepastovios žvaigždės – jos tai plečiasi, tai traukiasi. Dauguma netaisyklingųjų kintamųjų žvaigždžių matomos tik per teleskopą. Kitą kintamųjų grupę sudaro sproginėjančios ir sprogstančios, arba erupcinės, žvaigždės. Šių žvaigždžių šviesumas padidėja staiga: vienų žvaigždžių jis laikosi trumpai, vos keletą dienų, kitų – ištisus metus. Šviesumo padidėjimas llabai nevienodas; nuo keliasdešimt iki šimtų tūkstančių kartų. Kai kurių žvaigždžių tvyksniai, kad ir ne periodiškai, bet kartojasi, kitų būna vienkartiniai. Daugelis šių žvaigždžių yra glaudžios dvinarės, ir jų sutviskimas, matyt, gali būti siejamas su narių sąveika.

Cefeidės – tai baltos arba gelsvos žvaigždės. Cefeidės yra pulsuojančios žvaigždės. Jos periodiškai išsiplečia ir susitraukia. Slėgdamiesi išoriniai sluoksniai pakelia savo temperatūrą.

Cefeidės skirstomos į dvi grupes: trumpaperiodes cefeides, kitaip vadinamos Lyros RR žvaigždėmis, arba lyridėmis, kurių spindesio periodas trumpesnis negu para, ir klasikines, kurių periodas ilgesnis negu dvi paros. Trumpaperiodės cefeidės yra karštesnės ir turi vieną absoliutinį ryškį M=0.5. Klasikinės cefeidės yra vėsesnės ir turi nuostabią savybę: visos jos yra supermilžinės ir tuo šviesenės, kuo ilgesnis kitimo periodas. Lėčiausiai kinta šviesiausios cefeidės. Cefeidės, kurių periodas apie 50 parų, yra 10000 kartų šviesesnės už Saulę.

Nova – tai ne nauja žvaigždė: taip vadinama silpna, staiga stipriai sušvitusi žvaigždė. Praeityje stebėtos labai ryškios novos, pavyzdžiui 1901m. Persėjo Nova, 1918 m. Erelio Nova. Pasiekusi spindesio maksimumą, nova grįžta į pradinę būseną. Kadangi šios žvaigždės sužiba visai nelauktai, jos ir aptinkamos atsitiktinai. Dažniausiai pirmieji jas pastebi astronomai mėgėjai, o kartais ir mokiniai. Norint pamatyti novą, reikia dažniau stebėti žvaigždynus arti Paukščio Tako. Nova sutviska paprastai staigiai – per kkeletą dienų, o pirmykštį spindesį atgauna per keletą metų. Be to, jos spindesys mažėja netolygiai, svyruodamas.

Novos spektro kitimas rodo, kad žvaigždės spindesys didėja dėl fotosferos išsiplėtimo – jos paviršius didėjimo. Spindesio momentu nuo žvaigždės atplyšta išorinis sluoksnis ir maždaug 1000 km/s greičiu išsisklaido erdvėje.

Novomis gali tapti tik tos karštos baltosios nykštukės, kurios sudaro labai glaudžias poras su raudonosiomis nykštukėmis. Taigi toks žybsnis mūsų Saulei negresia.

Kai kurios ypatingos anksčiau nematytos žvaigždės staiga sutviska ir užgęsta panašiai kaip novos, bet jų spindesio maksimumas būna tūkstančius kartų didesnis. Šios žvaigždės vadinamos supernovomis. Jų dujų išsklaidymo greitis taip pat daug didesnis negu novų. Supernovos sutviska labai retai: vidutiniškai viena supernova per keletą šimtmečių milijardus žvaigždžių turinčioje sistemoje.

Visų kintamųjų žvaigždžių ir novų tyrimai yra nepaprastai svarbūs, aiškinantis žvaigždžių prigimtį ir evoliuciją, nes kintamosios žvaigždės, ir ypač novos, savo raidos posūkių etapuose yra nepastovios. Be to, šių žvaigždžių kitimą galima lengvai stebėti, o paprastų ne: mat jos kinta pernelyg lėtai.

Supernovos sprogimas – retas reiškinys. Mūsų Galaktikoje per paskutinį tūkstantmetį užregistruotos tik penkios supernovos: 1006, 1054, 1181, 1572, ir 1604 metais. Atliekant teleskopinius galaktikų stebėjimus 22 megaparsekų spinduliu ( tokiame tūryje telpa maždaug 400 galaktikų) , per pastarąjį šimtmetį rasta beveik 100 supernovų kitose galaktikose. Supernovos ssprogimas – katastrofa žvaigždės gyvenime. Sprogimo metu pakinta ne tik atmosfera, bet ir visa žvaigždės sandara. Taip atsitinka tuomet, kai išsenka branduolinis kuras keliskart masyvesnės už Saulę žvaigždės gelmėse ir nuo to sutrinka pusiausvyra tarp gravitacinio medžiagos traukimosi bei vidinio slėgio. Žvaigždė nubloškia išorinius sluoksnius, o pati tampa maža neutronine žvaigžde. Nublokšta žvaigždės medžiaga plinta erdve į visas puses kelių tūkstančių, o kartais net 10 – 12 tūkstančių kilometrų per sekundę greičiu, kol visiškai atvėsta ir išblėsta. Centre likusi neutroninė žvaigždė palaiko besiplečiančio ūko švytėjimą, o jos nepaprastai stipraus magnetinio lauko pagreitinti elektronai ūke sukelia charakteringą radijo spinduliavimą, pagal kurį radioastronomai suranda pačius seniausius supernovų pėdsakus.

Žvaigdžių evoliucija XX a. Pradžioje daugelis astronomų manė, kad žvaigždės evoliucionuoja tai, kaip rodo Herešpruno ir Raselo diagrama, t.y. evoliucijos pradžioje jos yra baltos ir spindulingos, o pabaigoje raudonos ir silpnos. Veikiant gravitacijai, šis dulkių ir dujų gumulas traukiasi, jo gelmė kaista. Pagrindinėje sekoje žvaigždės praleidžia ilgiausią savo amžiaus dalį. Šioje evoliucijos fazėje vyksta protoninio ciklo ir anglies – azoto ciklo reakcijos, kurių metu iš vandenilio susidaro helis. Kuo žvaigždė masyvesnė, tuo didesniu greičiu vyksta šios reakcijos. Užtenka priminti, kad O spektrinės klasės žvaigdės, kurios turi didžiausias mases, pagrindinėje sekoje būna apie 1 milijoną

metų, Saulės tipo žvaigždės apie 10 milijardų metų.

Žvaigždėje vyksta dar ir kitokios reakcijos, bet galop visi branduolinės energijos ištekliai išsenka, ir žvaigdės kolapsuoja į mažą tankią baltąją nykštukę. Ją sudarantys atomai sugniuždami ir taip susiglaudžia, kad medžiagos tankis 10000 ir net daugiau kartų viršija vandens tankį. Baltoji nykštukė ilgai spinduliuoja šviesą ir šilumą, kol pagaliau tampa negyva juodąja nykštuke.

Juodosios nykštukės nespinduliuoja, jų negalima aptikti, todėl apie jas nieko nežinoma tiktai spėjama, kiek jų yra. O baltųjų nykštukių yra nemažai. 1916 mm. Valteris Adamsas įrodė, kad Sirijaus palydovas, kurį daugiau kaip prieš 50 metų atrado Alvanas Klarkas, turi būti baltoji nykštukė, o ne šalta raudona žvaigždė, kaip iki tol manyta. Sirijaus palydovo paviršiaus temperatūra aukštesnė negu Saulės, bet jo skersmuo vos triskart didesnis už Žemės skersmenį. Taigi palyginti mažame tūryje supresuotas milžiniškas medžiagos kiekis – beveik tiek, kiek jos yra Saulėje. Kitos baltosios nykštukės yra dar tankesnės.

Rudenėjant, kai per visą dangaus skliautą milžinišku puslankiu nusidriekia Paukščių Takas, patogiausias metas stebėti ppadrikuosius žvaigždžių spiečius. Patys gražiausi ir šviesiausi mūsų danguje yra Hiadės ir Sietynas Tauro žvaigždyne. Sietyne geros akys įžiūri 7 žvaigždes, o pro žiūroną jų ten visą šimtą galima suskaičiuoti. Tolimesni padrikieji žvaigždžių spiečiai plikai akiai atrodo kaip blyškios dėmelės, ttačiau pro teleskopą palieką didelį įspūdį – spindi kaip tikras fejerverkas iš keliasdešimt ar net kelių šimtų žvaigždžių. Pasitaiko padrikųjų spiečių, kuriuose susibūrę net po 2000 – 3000 žvaigždžių. Žvaigždžių spiečiai yra dviejų pagrindinių tipų: padrikieji ir kamuoliniai.

Padrikieji spiečiai yra mūsų Galaktikos spiralinėse vijose, jie netaisyklingos formos. Būna turtingų padrikųjų spiečių, bet yra ir palyginti skurdžių, turinčių vos keliolika ar keliasdešimt žvaigždžių. Padrikieji spiečiai smarkiai skiriasi vienas nuo kito. Sietyno ryškiausios žvaigždės yra karštos ir baltos, jas gaubia dideli atspindžio ūkai, rodantys, kad čia yra nemažai tarpžvaigždinės medžiagos. Skirtingai nuo padrikųjų spiečių, kamuolinių spiečių sudėtyje yra tūkstančiai, dešimtys ir net šimtai tūkstančių žvaigždžių, susispietusių taip tankiai, kad įžiūrėti atskiras žvaigždes galima tik tokio telkinio kraštuose, o centrinėje dalyje jos vis ttankėja ir susilieja į švytintį branduolį. Kamuolinių spiečių skersmenys yra nuo 50 iki 150 švm. Iš viso mūsų Galaktikoje rasta apie 200 kamuolinių spiečių. Jie užpildo didžiulę sferą aplinkui Galaktikos branduolį ir dėl to laikomi sferinės populiacijos gyventojais. Jeigu kiekviename tokiame spiečiuje yra vidutiniškai po 500000 žvaigždžių, tai viena iš 3000 Galaktikos žvaigždžių būtinai priklauso kamuoliniam spiečiui. Tarsi milžiniškos žvaigdės kamuoliniai spiečiai išryškėja ir artimesnių galaktikų nuotraukose.

Kamuoliniai spiečiai yra visai kitokie negu padrikieji.Mūsų galaktikoje jų žinoma beveik 140. Tai simetriški ddariniai, siejantys šimtus tūkstančių žvaigždžių . Spiečiaus centre žvaigždžių tankis toks didelis, kad sunku atskirti pavienes žvaigždes. Nepaisant to, žvaigždžių susidūrimo pavojaus beveik nėra. Kamuoliniai spiečiai danguje pasiskirstę netolygiai. Jie telkiasi apie galaktikos centrą ir sudaro tarytum išorinį Galaktikos pagrindinių dalių gaubtą. Ryškiausi kamuoliniai spiečiai – Centauro Omega ir Tukanos 47 yra Pietų pusrutulio danguje. Mūsų danguje geriausiai žinomas kamuolinis spiečius M Heraklio žvaigždyne.

Judantieji spiečiai – be padrikųjų ir kamuolinių žvaigždžių spiečių egzistuoja judantieji spiečiai, kurių nariai jau plačiai pasklidę erdvėje, bet skrieja viena kryptimi ir vienodu greičiu. Jų žinoma apie 100. Vienos tokios asociacijos centras yra Oriono ūke.

Planetiniai ūkai – tai didžiuliai, keliasdešimt tūtstančių astronominių vienetų skersmens dujiniai burbulai, kurių centre spindi nedidukės, bet labai karštos – iki 100000 laipsnių žvaigždės. Jų intensyvus spinduliavimas sužadina gaubiančius ūkus ir priverčia juos švytėti.

Planetinių ūkų išvaizda bei spalva labai skirtingos. Vieni ūkai žydri, kiti – žalsvi, treti – rausvi arba vos vos pilki. Vieni dar maži, neperegiami, tarsi slepiantys centrinę žvaigždę nuo pašalinių akių, kiti jau bebaigią išblėsti. Savotiški ir planetinių ūkų spektrai: vietoj spalvotos juostelės nuo violetinės iki tamsiai raudonos spalvos, čia matyti tik 30 – 40 ryškių spalvotų linijų, pagal kurias astronomai ir nustato planetinių ūkų cheminę ssudėtį, jų plitimo greičius, o tuo pačiu ir amžių. Pasirodo, visi planetiniai ūkai yra jaunesni negu 50000 metų amžiaus. Matyt, vėliau jie visai ištirpsta erdvėje ir tampa nebematomi. Vertinant kosminiais laiko mastais, tai trumpalaikis reiškinys.

Planetiškieji ūkai – šviečiantys dujiniai apvalkalai, atitrūkę nuo žvaigždžių, kai šios smarkiai išsiplėtė ir tapo raudonomis supermilžinėmis.

Planetiniai ūkai glaudžiasi arčiau Galaktikos disko. Jų gausėja ir artėjant link Galaktikos centro. Planetinių ūkų rasta ir kaimyninėse galaktikose – Magelano Debesyse bei Andromedos ūke.

Manoma, kad Saulės masės žvaigždė ramiai liepsnoja maždaug 10 milijardų metų. Po to, kai vandenilio, o vėliau ir helio atsargos jos gelmėse išsenka, spinduliavimas nusilpsta ir gravitacijos jėgų gniuždomas žvaigždės branduolys ima trauktis. Tuo tarpu žvaigždės išoriniai sluoksniai išsipučia, ilgainiui atitrūksta ir visai palieka žvaigždę – nutolsta į supančią erdvę. Tai ir yra būsimas planetinis ūkas, kurio masė – vos kelios šimtosios žvaigždės masės. Dujų tankis stebimuose palnetiniuose ūkuose – keli tūkstančiai atomų kubiniame centimetre.

Panašios prigimties ir sudėties dujų bei dulkių mišinio debesys atrodo labai skirtingai. Būdami neskaidrūs šviesai, jie regimi kaip tamsūs ūkai.

Netoli didelio dulkių ir dujų debesies esanti šviesi žvaigždė milžinė apšviečia jo dulkeles, kurios atspindi žvaigždės šviesą. Toks debesis atrodo kaip šviesus ūkas. Jo spektras būna toks pat, kkaip jį apšviečiančios žvaigždės spektras.

Jei dujų ir dulkių debesį apšviečia karštesnė nei 20000 – 30000 K temperatūros žvaigždė, jos ultravioletiniai spinduliai jonizuoja debesies vandenilį bei kitas dujas ir priverčia jas švytėti. Dujos sugeria ultravioletinius spindulius, o išspinduliuoja raudonųjų, žaliųjų ir kitų spektro linijų šviesą. Toks šviečiantis debesis vadinamas difuziniu dujų ūku.

Kiti ūkai yra vėlyvų žvaigždžių evoliucijos stadijų. Vieni tokių yra planetiškieji ūkai, kurie atrodo kaip maži, blausiai šviečiantys diskai arba žiedai, panašūs į planetų žiedus. Planetiškieji ūkai yra dujiniai, bet neturi bendro nei su planetomis, nei su difuziniais ūkais; populiarus jų pavadinimas vargu ar gali būti labiau nevykęs. Geriausiai žinomas Žiedo ūkas M 57 Lyros žvaigždyne, atrastas 1779 m. Tai apskritas labai retų dujų burbulas, kurio centre spindi žvaigždės. Žiūrint iš šono, kraštuose matoma daugiau švytinčios medžiagos negu centre, užtat ūkas atrodo panašus į žiedą. M 57 skersmuo – maždaug šviesmetis; jį sudaro dujos, milijonus kartų retesnės už orą jūros lygyje. Kai kurie planetiškieji ūkai yra didesni; pavyzdžiui, NGC 7293 Vandenio žvaigždyne yra dukart didesnis už M 57. Yra asimetrinių planetiškų ūkų, kaip antai, Pelėdos ūkas M 97 Didžiųjų Grįžulo Ratų žvaigždyne, Hantelio ūkas M 27 Laputės žvaigždyne.

Planetiškieji ūkai plečiasi, ir jų amžius negali viršyti keliasdešimt tūkstančių

metų. Nustatyta, kad senai žvaigždei numetus dujų apvalką, medžiaga negali švytėti ilgiau kaip 100000 metų. Pagal vieną hipotezių, planetiškieji ūkai atsiranda, raudonajai milžinei numetus išorinius sluoksnius; taigi planetiškųjų ūkų centre spindinčios žvaigždės yra apnuoginti senų raudonųjų milžinių branduoliai. Jos labai karštos – paviršiaus temperatūra apie 50000 laipsnių. Šių žvaigždžių branduolinio kuro atsargos išeikvotos. Teorija, teigianti, jog ūkas atsiranda žvaigždei nubloškus apvalkalą, gerai dera su spėjama evoliucijos seka, nors tai anaiptol nereiškia, kad kiekviena žvaigždė evoliucijos pabaigoje nusimeta planetiškąjį ūką.

Minėjome, kkad, baigiantis medžiagai, kurios atomo branduoliai dalyvauja branduolinėse reakcijose, žvaigždžių gelmės ima sparčiai trauktis. Priklausomai nuo žvaigždės masės traukimasi baigiasi nevienodai: panašių į Saulę žvaigždžių branduoliai susitraukia iki Žemės dydžio, ir susidaro baltosios nykštukės. Masyvesnės žvaigždės pergyvena supernovos etapą, ir tuomet žvaigždės branduolys virsta nepaprasto tankio neutronine žvaigžde. Jų paviršiuje antrasis kosminis greitis lygus šimtui tūkstančių kilometrų per sekundę. Žvaigždžių, kurių masė didesnė už Saulės masę branduolys nesulaikomai traukiasi, kol tankis jame prilygsta atomo branduolio tankiui, o spindulys pasidaro lygus ggravitaciniam spinduliui. Tai toks kūnas, kurio paviršiuje antrasis kosminis greitis lygus šviesos greičiui. Kai prie tokio kūno priartėja kokia nors materiali dalelė, ji tartum prasmenga jame ir nebegali pasirodyti jokiu pavidalu. Todėl tokie kūnai ir gavo juodųjų skylių pavadinimą.

Kad Žemė ggalėtų virsti juodąja skyle, jai reikėtų susitraukti į 1 cm spindulio kamuoliuką; Saulei – į 3 km, o masyviausioms žvaigždėms – į keliolikos kilometrų spindulio kamuolį.

Juodųjų skylių negalima stebėti dėl jų mažumo, o ypač dėl to, kad jos neskleidžia jokių spindulių. Tačiau aptikti juodąją skylę galima pagal jos sukurtą milžiniško stiprumo gravitacijos lauką, pagal jos poveikį medžiagai, su kuria ji susiduria. Labai tinkamos tam reikalui yra dvinarės žvaigždės, kurių vienas narys – juodoji skylė, o antras – šviesi milžinė. Iš milžinės paviršiaus dujos veržte veržiasi į juodąją skylę. Juodajai skylei sukantis apie ašį, atplūstančios dujos skrieja apie ją spiralėmis, kol galų gale prasmenga. Prieš prasmengant, dujų temperatūra pakyla iki milijonų laipsnių ir jos ima skleisti Rentgeno spindulius. Iki šiol Galaktikoje yyra aptikti trys kandidatai į juodąsias skyles – žinomiausias – Rentgeno spinduliavimo šaltinis Gulbės žvaigždyne.

Tarsi milžiniško laivo kraštas, horizontas palengva kyla, kol visai uždengia švytintį Saulės kamuolį. Aukso nėriniais sušvinta vakaruose pakibę reti debesėliai. O iš rytų jau artėja mėlyna vasaros naktis, pamažu užliedama švelnia ramybe laukus, kaimo sodybas, pilkus asfaltuoto kelio vingius. Mėnulio takas nusidriekia per snaudžiančio ežero gelmes. Sidabrinė šviesa nusliuogia medžių kamienais.Naktis jau skuba dangų žvaigždėtais kilimais nukloti. Pirmieji iš tamsėjančio dangaus išnyra Vega, Denebas ir Altayras. RRyškiai suspindi Jaučiaganio Arktūras, septynios Didžiųjų Grįžulo Ratų žvaigždės. O paskui jas šimtai smulkutyčių žiburėlių sumirga, suplevena. Šitiek gražumo, šitiek minčių ir klausimų smalsiam protui! Pakeliu akis į dangų, apžvelgiu beribius mirgančius plotus. Nuo stebuklingo gražumo apsvaigsta galva. Einu į žvaigždes!.

Šaltiniai

A. Juška, V. Kaminskas, V. Šalpauskas „ Jaunojo Astronomo Žinynas „ Kaunas „ Šviesa“ 1986 m.

Pažinimo Džiaugsmas „ Mokslas ir visata“ „ Vyriausioji enciklopedijų redakcija„ Vilnius 1989 m.

Vytautas Straižys „ Paukščių takas“ Vilnius „ Mokslas“ 1992 m.

Z. Svirderskienė „ Astronomijos abėcėlė „ Vilnius „ Mokslas“ 1980 m.

Vladas Valentinavičius „Fizika 10 klasei“ Kaunas „ Šviesa“ 1999 m.

B. Voroncovas – Veljaminovas „Astronomija 11 klasei“ Kaunas „ Šviesa“ 1989 m.