Žvaigždės ir žvaigždynai

Vilniaus Radvilų vidurinės mokyklos

12 klasės mokinio

Tado Masiulionio

Referatas

Vilnius

2004

Turinys

• Žvaigždės

• Žvaigždžių evoliucija

o Saulės masės žvaigždės evoliucija

o Juodosios ir baltosios nykštukės

• Galaktiniai ūkai

o Ūkų katalogai

o Ūkų švytėjimas

o Žvaigždžių susidarymas

• Nuo ūkų iki pulsarų

o Ūkai: ankstyvoji stadija

o Planetiškieji ūkai

o Supernovos ir pulsarai

• Pulsarai ir juodosios skylės

o Nuo baltosios nykštukės iki juodosios skylės

o Juodųjų skylių paieškos

o Rentgeno šaltiniai

• Dvinarės žvaigždės

o Dvinarės žvaigždės ir jų sandara

o Spektroskopinės ir užtemdomosios dvinarės

o Dvinarių žvaigždžių reikšmė

• Pulsuojančiosios žvaigždės

o Periodo ir šviesio sąryšis

o Už Galaktikos ribų

o Ilgaperiodės kintamosios žvaigždės

• Netaisyklingosios kintamosios žvaigždės

o Pusiau taisyklingosios ir netaisyklingosios kintamosios žvaigždės

o Šiaurės Vainiko R ir Dvynių U tipo žvaigždės

o Novos ir kartotinės novos

• Žvaigždžių spiečiai

o Padrikieji žvaigždžių spiečiai

o Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai

o Judantieji spiečiai

• Žvaigždynai

Žvaigždės

Žvaigždės yyra didelės masės ir didelio skersmens įkaitusios plazmos rutuliai, susidarę iš vandenilio ir helio su nedidele sunkesniųjų elementų priemaiša. Žvaigždžių gelmėse vyksta branduolinės reakcijos. Jų metu vandenilis virsta heliu ir sunkesniais elementais. Reakcijų metu išsiskirianti energija palaiko žvaigždžių spinduliavimą.

Branduolinių reakcijų metu atsiradusi energija iš žvaigždžių gelmių skverbiasi į paviršių dviem būdais konvekcija ir spinduliavimu. Konvekcija yra įkaitusių medžiagų masių judėjimas į išorę, o vėsesnių masių slinkimas centro link. Energija sklindanti antruoju būdu, medžiagos atomai sugeria iš žvaigždės vidaus sklindančius elektromagnetinius sspindulius, po to vėl juos išspinduliuoja. Žvaigždžių paviršiaus temperatūra yra 1500-50000 K, o jų centrų – 10- 100 mln.K.

Žvaigždės spektras vaivorykštės pavidalo juostelė – gaunama spektrografu išsklaidžius jos skleidžiamą šviesą pagal bangų ilgį. Ištisiniame spektre matyti įvairių cheminių elementų absorbcijos llinijos. Pagal paviršiaus temperatūrą žvaigždės skirstomos į O,B,A,F,G,K,M spektrines klases. Karščiausios yra O spektrinės klasės, vėsiausios – M spektrinės klasės žvaigždės.

Maždaug pusę Saulės aplinkoje esančių žvaigždžių yra dvinarių arba daugianarių sistemų nariai. Dvinarę sistemą sudaro dvi žvaigždės, o daugianarę nuo 3-7 žvaigždžių. Dvinarės arba daugianarės sistemos būna fizinės ir optinės. Fizinių nariai skrieja apie bendrą masės centrą , optinių nariai nesusiję tarpusavyje jokių gravitacinių ryšių ir matomi greta tik dėl atsitiktinio krypčių sutapimo. Fizinės dvinarės arba daugianarės žvaigždės skirstomos į vizualiąsias, spektrines, užtemdomąsias, astrometrines.

Žvaigždžių masę galima apskaičiuoti pagal 3-ąjį Keplerio dėsnį, tik reikia žinoti dvinarių žvaigždžių orbitų didįjį pusašį ir apskriejimo periodą. Pačių karščiausių pagrindinės sekos žvaigždžių masė lygi 50Mo, o vėsiausių – 0.1Mo, supermilžinių – nuo 10Mo iki 50Mo.

Žvaigždžių ddydį (skersmenį) galima apskaičiuoti remiantis Stefano or bolcmano dėsniu, kai žinoma žvaigždės paviršiaus temperatūra ir šviesis. Didžiausios žvaigždės yra raudonosios M spektrinės klasės supermilžinės. Jų skersmuo didesnis negu saulės iki 1000 kartų. Mažiausios – baltosios nykštukės, kurios savo dydžiu kartais prilygsta žemei ar net mėnuliui.

Žvaigždžių išorinių sluoksnių cheminė sudėtis nustatoma tiriant jų spektrus. Saulę ir kitas į ją panašias žvaigždes, kurios vadinamos normaliomis, sudaro daugiausiai vandenilis (74.7%) ir helis (23.7%). kitų elementų – deguonies, anglies, azoto, neono, magnio, silicio, geležies iir kitų yra tik 1.6%. be normaliųjų yra keletas rūšių anomaliųjų žvaigždžių. Jų spektruose matyti ryškios anglies, geležies, silicio, chromo ir kitų elementų linijos. Tai rodo, kad tos žvaigždės turi šių elementų dešimtis ar net šimtą kartų daugiau negu normaliose. Nemetalingų Žvaigždžių atmosferose sunkiųjų elementų yra šimtus ir tūkstančius kartų mažiau negu saulės atmosferoje.

Žvaigždės, kurių spindesys periodiškai kinta, vadinamos kintamosiomis. Pagal priežastis, sukeliančias spindesio kitimą, jos skirstomos į užtemdomąsias ir fizines, o pagal spindesio kitimo pobūdį – į pulsuojančias ir sproginėjančias. Pulsuojančių kintamųjų žvaigždžių išoriniai sluoksniai periodiškai išsiplečia ir susitraukia, tuo metu kinta jų spindesys, temperatūra ir spektrinė klasė. Yra kelių rūšių pulsuojančios žvaigždės: cefeidės, virginidės, lyridės ir kitos. sproginėjančių žvaigždžių spindesys per labai trumpą laiką padidėja daugybę kartų: novų – nuo 9 iki 19 ryškių, supernovų – daugiau negu 20 ryškių. Staiga sužibusių novų spindesys po to mažėja laipsniškai kelerius metus, kol pasiekia pradinį. Sprogusios supernovos vietoje lieka maža neutroninė žvaigždė arba juodoji bedugnė.

Saulė – vidutinio dydžio ir vidutinės masės pagrindinės sekos G2 spektrinės klasės žvaigždė. Jos centre yra šerdis, kurioje vyksta branduolinės reakcijos ir išsiskiria energija. Šerdį supa 3 sluoksniai: pirmuoju – energija pernešama į išorę spinduliais, antruoju – dujų konvekcija, o trečiasis sluoksnis – atmosfera, kurią ggalima suskirstyti į fotosferą, chromosferą ir vainiką.

Saulės paviršiuje maždaug kas 11.2 metų vyksta reiškiniai, susiję su jos aktyvumo kitimu. Tai saulės fotosferos dėmės, žibintai, chromosferos flokuliai ir žybsniai, vainiko protuberantai. Saulės dėmėmis vadinamos tamsios fotosferos sritys, apsiaustos šviesosnio pusšešėlio. Dažniausiai jos atsiranda poromis ar grupėmis. Aplink dėmes susidaro trumpalaikiai šviesūs dariniai – žibintai, o virš jų, chromosferoje, – flokulai, protuberantai ir žybsniai. Protuberantais vadinamos saulės disko pakraštyje matomos į vainiką besiveržiančios dujų masės. Chromosferos žybsniai trunka keletą valandų. Jie sukelia radijo ryšio trukdymus, polines pašvaistes, magnetines audras. Šie reiškiniai veikia žemės klimatą, gyvūniją, augmeniją, žmones.

Žvaigždžių evoliucija

XX amžiaus pradžioje daugelis astronomų manė, kad žvaigždės evoliucionuoja taip, kaip rodo Hercšprungo ir Raselo diagrama (Raktas), t. y. evoliucijos pradžioje jos yra baltos ir spindulingos, o pabaigoje — raudonos ir silpnos. Pagal šią teoriją, žvaigždė atsiranda, kondensuojantis tarpžvaigždinėms dujoms ir dulkėms. Veikiant gravitacijai, šis dulkių ir dujų gumulas traukiasi, jo gelmės kaista. Žvaigždė pradeda šviesti kaip didžiulė labai išsiplėtusi M spektrinės klasės raudonoji milžinė. Ji traukiasi ir kaista tol, kol pasiekia pagrindinės žvaigždžių sekos viršų, o po to vėsta, kol virsta blyškia M nykštuke. Galiausiai ji visai atšąla.

Saulės masės žvaigždės evoliucija

Dabar žinoma, kad ši iš pažiūros gan įtaigi žvaigždžių evoliucijos teorija yra visiškai neteisinga. RRaudonosios milžinės, tokios kaip Betelgeizė, nėra jaunos. Priešingai, jos labai senos, išeikvojusios energijos atsargas; tai yra jau paskutiniųjų evoliucijos stadijų. Žinant, kad žvaigždės spinduliuoja energiją, gautą jų gelmėse vykstančių branduolinių reakcijų metu, o evoliuciją lemia pradinė iš kosminio ūko susidariusios žvaigždės masė, didelės ir mažos masės žvaigždžių evoliucija skiriasi. Vienintelis bendras jų evoliucijos bruožas yra tas, kad visos žvaigždės susidaro iš dujų ir dulkių debesų, tarp kurių geriausiai žinomas Didysis Oriono (liet. Šienpjovių) ūkas.

Traukdamasis žvaigždės gemalas kaista, bet jei jo masė pernelyg maža, neįsidega branduolinės reakcijos. Užuot pasiekusi pagrindinę seką, žvaigždė kurį laiką blausiai spinduliuoja, kol išeikvoja visą energiją. Jei žvaigždė yra Saulės masės,dėl gravitacijos ji traukiasi iki to momento, kai karštis iš vidaus konvekcijos būdu pasiekia paviršių. Per trumpą laiką (gal per kelis šimtus metų) žvaigždė tampa 100—1000 kartų šviesesnė už dabartinę Saulę. Pradžioj šitaip sužibusi ji toliau traukiasi, šviesis mažėja — žvaigždė artėja prie pagrindinės sekos. Po to, kai pakankamai pakyla branduolio temperatūra, jame įsidega branduolinės reakcijos. Vandenilio branduoliai jungiasi į helio branduolius, o tam tikra masės dalis virsta energija. Žvaigždė atsiduria pagrindinėje sekoje ir būna stabili ilgą laiką — apie 10 milijardų metų. Saulė, kurios amžius maždaug 5 milijardai metų, yra pusamžė pagrindinės sekos

žvaigždė.

Pagaliau Vandenilinio kuro ištekliai ima sekti, ir žvaigždė turi kisti. Helio branduolys staiga susitraukia ir dar kartą smarkiai įkaista; dėl to vandenilis branduolį gaubiančiame apvalkale ima degti, o išoriniai žvaigždės sluoksniai plečiasi ir vėsta. Žvaigždė išsiplečia ir virsta raudonąja milžine. Temperatūra jos gelmėse pakyla iki 100 mln. laipsnių, nors išoriniai sluoksniai yra šalti ir labai reti.

Juodosios ir baltosios nykštukės

Žvaigždėje vyksta dar ir kitokios reakcijos, bet galop visi branduolinės energijos ištekliai išsenka, ir žvaigždė kolapsuoja į mažą tankią baltąją nykštukę. Ją ssudarantys atomai sugniuždomi ir taip susiglaudžia, kad medžiagos tankis 100 000 ir net daugiau kartų viršija vandens tankį. Baltoji nykštukė ilgai spinduliuoja šviesą ir šilumą, kol pagaliau tampa negyva juodąja nykštuke.

Juodosios nykštukės nespinduliuoja, ją negalima aptikti, todėl apie jas nieko nežinoma ir tik spėliojama, kiek jų yra. O baltųjų, nykštukių yra nemažai. 1916 m. Valteris Adamsas (1876—1956) įrodė, kad Sirijaus palydovas, kurį daugiau kaip prieš 50 metų atrado Alvanas Klarkas (1832—1897), turi būti baltoji nykštukė, o ne šalta raudona žvaigždė, kkaip 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 ttankesnės.

Masyvios žvaigždės evoliucija Žvaigždė, kurios masė yra didesnė negu Saulės, evoliucionuoja daug

sparčiau. Pavyzdžiui, spindulingoji Aukso Žuvies 5 žvaigždė (S Dor) Didžiajame Magelano Debesyje negalėtų tokiais kiekiais, kaip dabar, spinduliuoti energiją ilgiau nei milijoną metų.

Labai masyvios žvaigždės evoliucija baigiasi kitaip, negu ką tik aprašytas kolapsas į baltąją nykštukę. Kai branduolio temperatūra pasiekia 5 mlrd. laipsnių, žvaigždės struktūra katastrofiškai pakinta: branduolys kolapsuoja, o išoriniai sluoksniai, kuriuose tebevyksta branduolinės reakcijos, staigiai įkaista maždaug iki 300 mln. laipsnių. Dėl to žvaigždė sprogsta kaip supernova. Po katastrofos žvaigždės vietoje lieka besiplečiantis dujų debesis, kurio viduje slypi neutroninė žvaigždė arba pulsaras. Supernovos liekana yra garsusis Krabo ūkas; 1054 m. jos sužibimą stebėjo kinų astronomai. Iš dviejų parodytų ūkų Rozetė yra žvaigždžių susidarymo vieta, o Krabas — kkadaise ryškiai spindėjusios žvaigždės liekana.

Galaktiniai ūkai

Tarpžvaigždiniai ūkai (kosminiai debesys) yra įvairūs ir nepaprastai svarbūs šiuolaikinės astronomijos tyrimo objektai. Kai kurie jų matomi įvairiose dangaus vietose kaip šviesios dėmelės, panašios į švytinčią miglą.

Ūkų katalogai

Per daugelį metų astronomai sudarė keletą ūkų katalogų. Vieną žymiausių katalogų 1781 m. paskelbė prancūzų astronomas Šarlis Mesjė (1730— 1817). Įdomu tai, kad Mesjė visiškai nesidomėjo ūkais — jis buvo kometų „medžiotojas“ ir katalogą sudarė tam, kad miglotų objektų nesupainiotų su atrandamomis naujomis kometomis. XIX a. pabaigoje išsamų kkatalogą sudarė danų astronomas Johanas Drejeris (1852—1926), remdamasis Viljamo Heršelio (1738—1822) ir jo sūnaus Džono (1792—1871) stebėjimais. Tai „Naujasis bendrasis katalogas“, sutrumpintai vadinamas NGC (New General Catalogue). Dabar ūkams žymėti naudojami NGC ir M (Mesjė) katalogų numeriai.

Mesjė savo kataloge pažymėjo visus miglotus objektus, pradedant žvaigždžių spiečiais, dujų ūkais ir baigiant Andromedos ūku ir kitomis į jį panašiomis sistemomis, kurios, kaip žinia, yra galaktikos. Norėdami išvengti painiavos, astronomai susitarė ūkais vadinti tik dujų ir dulkių debesis.

Galaktiniai ūkai yra dviejų pagrindinių tipų: emisiniai ir atspindžio. Ir vieni, ir kiti stebimi ne tik mūsiškėje Paukščių Tako, bet ir kitose galaktikose. Vadinamasis Tarantulo ūkas yra Didžiajame Magelano Debesyje ir žymimas Aukso Žuvies 30, arba NGC 2070 (Drejerio kataloge). Jis daug didesnis už Oriono ūką M 42, geriausiai žinomą iš visų mūsų Galaktikos ūkų. Visų ūkų pagrindinis sandas yra vandenilis — labiausiai paplitęs visatoje cheminis elementas. Be to, ūkuose yra daug dulkių, kurios sugeria žvaigždžių šviesą. Kai kuriuose ūkuose slypi objektai, kurių pamatyti neįmanoma, bet galima nufotografuoti jų skleidžiamus infraraudonuosius spindulius. Toks yra, pavyzdžiui, Beklino objektas Oriono ūke. Tai gali būti nepaprastai spindulinga žvaigždė, visiškai pasislėpusi nuo mūsų.

Ūkai yra milžiniški, bet medžiaga, iš kurios jie sudaryti, labai reta. Tarpžvaigždinės dujos milijonus kartų retesnės už orą, kkuriuo kvėpuojame. Apskaičiuota, kad medžiaga, esanti Oriono ūko 2,5 cm skersmens stulpelyje, svertų ne daugiau kaip viena maža moneta.

Ūkų švytėjimas

Ūkus švytėti priverčia žvaigždės, spindinčios netoliese arba skendinčios ūkuose. Jei žvaigždės labai karštos, spinduliuodamos jos sužadina ūko vandenilio dujas, kurios pačios ima švytėti. Kadaise manyta, kad kai kurios ūkų spektruose matomos linijos atsiranda todėl, kad spinduliuoja dar nežinomų cheminių elementų atomai, bet vėliau paaiškėjo, jog jos priklauso žinomiems elementams, tokiems kaip deguonis, tikesantiems labai neįprastose sąlygose. Jei žvaigždės nelabai karštos, ūkas tik atspindi šviesą. Kai ūko kaimynystėje žvaigždžių nėra, jis visai nešviečia. Ūkas būna tamsus ir pastebimas tik dėl to, kad sulaiko anapus jo esančių žvaigždžių šviesą. Pro nedidelius teleskopus matomi įvairūs galaktiniai ūkai, tiktai tokių gražių spalvą, kokios yra pateiktose nuotraukose, akimi įžiūrėti neįmanoma. Tikrosios ūkų spalvos tokios ir yra, ta jie šviečia taip blyškiai, kad akis nepajėgia skirti spalvų.

Valteris Badė (1893—1960) pasiūlė išskirti dvi mūsų Galaktikos (taip pat ir kitų galaktikų) sritis: I ir II populiacijas. I populiacija — tai sritis, kur daug tarpžvaigždinės medžiagos, o ryškiausios žvaigždės karštos ir baltos. II populiacijos srityse tarpžvaigždinės medžiagos beveik nėra ją sunaudoja susidarančios žvaigždės; ryškiausios žvaigždės čia yra raudonosios milžinės. Jos yra smarkiai evoliucionavusios, taigi II populiacija, atrodo, sena. Dujų debesys yyra I populiacijos objektai, ir juose esančios žvaigždės yra jaunos.

Žvaigždžių susidarymas

Žvaigždės susidaro iš besitraukiančios ir tankėjančios tarpžvaigždinės medžiagos — ūkų, tokių, kaip Oriono, Lagūnos, Trilypis. Žvaigždės susidaro ir kitur, pavyzdžiui, Didžiajame Magelano Debesyje ar spiraliniame Andromedos ūke. Tamsios ūkų dėmelės, vadinamosios globulės, veikiausiai yra žvaigždžių užuomazgos.

Ūkuose gausu žvaigždžių, kurių spindesys kinta. Jos vadinamos Tauro T tipo kintamosiomis ir turbūt yra ankstyvųjų evoliucijos stadijų žvaigždės, dar tebesitraukiančios ir artėjančios prie pagrindinės sekos. Stebėta, kaip per kelis metus padidėja kai kurių žvaigždžių šviesis; matyt taip yra todėl, kad žvaigždės numeta jas gaubusius pirminius dulkių apvalkalus. Viena tokių — Oriono FU (Oriono ūke); ji pašviesėjo 1936 m. ir yra viena jauniausių žinomų žvaigždžių.

Nuo ūkų iki pulsarų

Palyginti neseniai astronomai dar nežinojo, kuo skiriasi įvairių tipų ūkai. Pažvelgus į Omegos ūką Šaulio žvaigždyne, o po to į Krabo ūką Tauro žvaigždyne, atrodo, kad jie labai panašūs; iš tikrųjų šie ūkai yra diametraliai priešingų žvaigždžių evoliucijos stadijų. Omega — difuzinis ūkas, kuriame iš tarpžvaigždinės medžiagos susidaro žvaigždės. Krabo ūkas yra supernovos sprogimo liekana; jo centre slypi pulsaras — kolapsavusi labai tanki žvaigždė.

Ūkai: ankstyvoji stadija

Su jauna Tauro T žvaigžde, kurios spindesys kinta netaisyklingai, susijęs įdomus ūkas; ši žvaigždė dar tik artėja prie pagrindinės sekos. Oką

1852 m. atrado anglų astronomas mėgėjas Dž. R. Hindas, kuris 17,8 cm skersmens refraktoriumi ieškojo asteroidų ir prabėgom pastebėjo nedidelį ūką ties Tauro T žvaigžde. Po 9 metų ūkas išnyko. Vėliau buvo matomas tik pro didelius teleskopus. Oficialiai jis žymimas NGC 1554. Dabar ūkas toli gražu ne toks įspūdingas, koks buvo atradimo metu. Be to, Tauro T žvaigždė nėra tokia karšta, kad galėtų sužadinti ūko dujas ir priversti jas švytėti. Ji yra infraraudonųjų spindulių šaltinis, ir, be abejonės, susijusi su ggretimo ūko medžiaga, iš kurios pati susidarė. Žinoma ir daugiau kintamųjų ūkų, susijusių su jaunomis žvaigždėmis, pavyzdžiui, Vienaragio R (netoli Oriono) arba Pietų Vainiko R Pietų pusrutulio danguje).

Taigi yra ūkų, susijusių su besiformuojančiomis žvaigždėmis. Tokie yra ir įprasti galaktiniai dujų ūkai, pavyzdžiui, M 42 Orione. Giliai šio ūko gelmėse slypi Beklino objektas — stiprus infraraudonųjų spindulių šaltinis; nuo Žemės stebėtojo akių jį slepia ūko medžiaga. Tai gali būti arba labai jauna žvaigždė, arba labai spindulingas objektas, šviesumu prilygstantis milijonui saulių. DDeja, šito sužinoti neįmanoma, kadangi ūko uždangą įveikia ir Žemę pasiekia tik infraraudonasis šio objekto spinduliavimas. Kaip bebūtų, ūke susidaro žvaigždės. A. Blauvas ir V. V. Morganas (JAV) tyrė O spektrinės klasės žvaigždę Vežėjo AE, skriejančią dideliu (130 km/s) greičiu. JJi atrodo silpna tik todėl, kad yra labai toli nuo mūsų. Iš tikrųjų tai šviesi jauna žvaigždė. Ekstrapoliuojant jos judėjimą praeityje, nustatyta, kad prieš 2,5 mln. metų ji buvo Oriono ūko rajone.Į priešingą pusę panašiu greičiu juda kita O klasės žvaigždė — Balandžio Miu (µ, Col), maždaug tiek pat nutolusi nuo Oriono ūko. Spėjama, kad šias žvaigždes iš jų susidarymo vietos išsviedė kažkoks gigantiškas trikdymas.

Planetiškieji ūkai

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 Lyrosžvaigždyne, aatrastas 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 planetiškųjų ūkų, kaip antai, Pelėdos ūkas M 97 Didžiųjų Grįžulo Ratų žvaigždyne, Hantelio ūkas M 27 LLaputės žvaigždyne.

Planetiškieji ūkai plečiasi, ir jų amžius negali viršyti keliasdešimt tūkstančių metų. Nustatyta, kad senai žvaigždei numetus dujų apvalkalą, medžiaga negali švytėti ilgiau kaip 100 000 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 50 000 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.

Supernovos ir pulsarai

Yra kosminių ūkų, kurie atstovauja baigiamosioms žvaigždžių evoliucijos stadijoms. Geriausias pavyzdys — Krabo ūkas, bet yra ir kiti, daug senesni ūkai, kurių išvaizda nebe tokia įspūdinga. Kaip bebūtų, Krabas ir jo neįprastas pulsaras yra išimtis. Seniausiųjų ūkų kategorijai priklauso Tinklo ūkas Gulbės žvaigždyne; tai švytinčios medžiagos lankas, atsiradęs labai seniai sprogus supernovai. Dabar ūkas plečiasi 120 km/s greičiu. Taigi egzistuoja ištisinė ūkų seka, prasidedanti Tauro T, arba susijusi su žvaigždžių susidarymu, ir pasibaigianti supernovų sprogimų liekanomis.

Pulsarai ir juodosios skylės

Norint paaiškinti, kas tai yra juodoji skylė, būtina dar kartą pasitelkti žvaigždžių evoliucijos teoriją. Tokia žvaigždė kaip Saulė traukdamasi iš pradžių artėja prie pagrindinės sekos. Kai branduolio temperatūra pasiekia ttam tikrą vertę, įsidega branduolinės reakcijos. Branduolinio kuro atsargoms išsekus, žvaigždė išsiplečia ir tampa raudonąja milžine. Po to ji kolapsuoja į mažą baltąją nykštukę.

Didesnės masės žvaigždė evoliucionuoja kitaip: pasibaigus branduoliniam kurui, ji sprogsta kaip supernova; evoliucionuojanti spindulinga žvaigždė virsta neutronine žvaigžde arba pulsaru, kurį gaubia besiplečiantis dujų apvalkalas.

Nuo baltosios nykštukės iki juodosios skylės

Baltosios nykštukės atomai sugniuždomi ir taip suglaudžiami, kad laisvos erdvės tarp jų beveik nelieka. Neutroninės žvaigždės gravitacijos laukas toks stiprus, kad elektronai įsiterpia į protonus ir sudaro neutronus; neutroninės žvaigždės tankis daug didesnis negu baltosios nykštukės. Dabar beveik neabejojama, kad radijo šaltiniai, vadinami pulsarais, iš tikrųjų yra neutroninės žvaigždės. Krabo ūko pulsaras buvo identifikuotas su optiniu objektu, o 1977 m. Australijos astronomai identifikavo kitą, Burių žvaigždyno pulsarą su labai silpnu 26,5 ryškio objektu.

Kolapsuojančios masyvios žvaigždės tankis tampa toks, kaip baltosios nykštukės ar neutroninės žvaigždės. Toliau ji traukiasi, vėl mažėdama ir tankėdama, kol pasiekia vadinamojo gravitacinio kolapso būseną, kai jokie žinomi fizikiniai procesai nebesustabdo traukimosi. Šviesa vis sunkiau ištrūksta iš kolapsuojančios žvaigždės, jos matmenys netrukus įveikia krizinę ribą, vadinamą Švarcšildo spinduliu. Tada žvaigždės gravitacijos laukas tampa toks stiprus, kad net šviesos spindulys nebegali iš jo ištrūkti. Žvaigždę tarytum gaubia kažkokia zona, iš kurios niekas negali pabėgti. Tai ir yra jjuodoji skylė. Juodosios skylės viduje jokie įprasti fizikos dėsniai nebegalioja. Buvo iškelta hipotezė, jog kolapsavusi žvaigždė, ko gero, išvis nebeegzistuoja; spėliota, kad juodosios skylės gali didėti, kol praris visa, kas yra visatoje. Šios idėjos labai spekuliatyvios.

Juodųjų skylių paieškos

Ieškant juodųjų skylių, daugiausia vilčių teikia dvinarės žvaigždžių sistemos. Šalia ryškios geltonos Kapelos žvaigždės Vežėjo žvaigždyne matomas mažas žvaigždžių trikampis, vadinamas Ožiukais. Trikampio viršūnėje spindi ne itin ryški, bet plika akimi gerai matoma žvaigždė Vežėjo Epsilon (Ε Aur). 1821 m. pastebėta, kad jos spindesys kinta nuo 3,3 iki 4,2 ryškio. Vėliau nustatyta, jog Vežėjo Epsilon yra užtemdomoji dvinarė, bet labai neįprasta: užtemimai įvyksta kas 27 metai ir trunka daugiau kaip 700 parų.

Ryškusis šios poros narys yra labai šviesi geltona supermilžinė, spinduliuojanti 60 000 kartų stipriau už Saulę. Blyškusis narys, kuris sukelia užtemimus, nematomas; jis skleidžia tik infraraudonuosius spindulius, todėl astronomai ilgai galvojo, kad tai yra didelė šalta žvaigždė, susidariusi iš tarpžvaigždinės medžiagos, dar tebesitraukianti ir nepakankamai karšta, kad šviestų, naudodama branduolinių reakcijų energiją. Pavyzdžiui, manoma, kad Vežėjo Epsilon sistemos infraraudonųjų spindulių šaltinis yra juodoji skylė.

Infraraudonojo nario masė 23 kartus didesnė negu Saulės. JAV astronomų A. Dž. V. Kamerono ir R. Stoderso nuomone, tai yra juodoji skylė; ją gaubia debesis kietų dalelių, spirale

besisukančių apie įvykių horizontą, ir skleidžiančių infraraudonuosius spindulius, registruojamus Žemėje. Laikui bėgant dalelės įveikia įvykių horizontą ir patenka į juodąją skylę, iš kurios niekada nebeištrūksta.

Rentgeno šaltiniai

Kita galima juodoji skylė yra Gulbės žvaigždyne spindinčios supermilžinės HDE 226 868 palydovai, kurie skleidžia rentgeno spindulius. Manoma, kad rentgeno spindulių šaltinis — medžiaga, milžinišku greičiu krintanti į juodąją skylę.

Rentgeno astronomija — jaunas mokslas, mat kosminius rentgeno šaltinius galima stebėti tik už Žemės atmosferos ribų. Tokia galimybė atsirado tik po 1960 m. Iki šiol atrasta ddaug rentgeno šaltinių, vienas jų — Krabo ūkas. Dauguma Galaktikos rentgeno šaltinių yra dvinarės žvaigždžių sistemos, aplink kurių optinę milžinę skrieja neutroninė žvaigždė. Egzistuoja vadinamosios rentgeno novos, kurios sužimba, kelias savaites ar mėnesius skleidžia rentgeno spindulius, po to nusilpsta ir išnyksta.

Didžioji dalis žinomų rentgeno šaltinių yra mūsų Galaktikoje ir telkiasi arti pagrindinės Paukščių Tako plokštumos. Rentgeno spindulius skleidžia ir kai kurios galaktikos, pavyzdžiui, milžiniška žvaigždžių sistema M 87 Mergelės žvaigždyne. Ji yra ir radijo bangų šaltinis.

Dvinarės žvaigždės

Mūsų planetų šeimos centre —— pavienė žvaigždė Saulė, bet visatoje yra daug žvaigždžių, kurios sudaro poras arba yra sudėtingų sistemų nariai.

Dvinarių žvaigždžių stebėtinai daug, bet ne visada jos tokios, kaip atrodo. Kai kurios iš tikrųjų yra fizikinės žvaigždžių poros; kitų dvinariškumas tėra iliuzija, atsirandanti ddėl projekcijos dangaus skliaute. Jei, žiūrint iš Žemės, viena kryptimi matomos dvi žvaigždės, danguje jos projektuojasi viena šalia kitos, nors tarp jų nėra jokio ryšio. Tokių žvaigždžių pavyzdys — Vega, šviesi žydrai balta žvaigždė Lyros žvaigždyne, ir šalia jos matoma silpna 12 ryškio žvaigždutė. Iš tikrųjų ji yra daug toliau už Vegą, bet, žiūrint iš Žemės, atrodo arti jos.

Dvinarės žvaigždės ir jų sandara

Iš pradžių manyta, kad visos dvinarės žvaigždės yra atsitiktinės projekcijos rezultatas. Tiktai 1793 m. Viljamas Heršelis (1738—1822) atrado tikrąsias fizikines žvaigždžių poras. Jų abu nariai skrieja aplink bendrą masėscentrą. Vienų porų apskriejimo periodai yra trumpi (ribiniu atveju mažiau negu 20 min), kitų — ilgi.

Mergelės Gama (γ Vir), esanti netoli Spikos, susideda iš dviejų vienodų žvaigždžių, kurių skriejimo periodas 1180 metų. Kampinis nuotolis tarp narių dabar mažesnis negu buvo amžiaus pradžioje; taip yra todėl, kad abi žvaigždės artėja prie tos pačios regėjimo linijos. Dabar pro bet kurį teleskopą matomos abi žvaigždės, bet apie 2016 m., kai atstumas tarp narių sumažės iki minimumo, Mergelės Gama atrodys kaip viena žvaigždė ir tik pro didžiausius teleskopus bus matoma, jog ji dvinarė.

Micaras ir jo palydovas Alkoras Didžiųjų Grįžulo Ratų žvaigždyne taip pat sudaro fizikinę žvaigždžių porą; abu narius galima įžiūrėti plika akimi: vienas yyra 2,4, kitas — 3,9 ryškio. Panaši žvaigždžių pora yra Centauro Alfa (α Cen).

Kai kurios poros, kaip antai, Avino Gama (y Ari), susideda iš tos pačios spektrinės klasės žvaigždžių. Bet yra ir tokių, kurių narių spalva skiriasi ir įspūdingai kontrastuoja. Ryškus raudonas Antaris Skorpiono žvaigždyne turi blyškų žalsvą palydovą; tokia pat žalsva žvaigždutė spindi šalia raudonosios milžinės Heraklio Alfos (α Her. Bet geriausias pavyzdys yra Gulbės Beta (β Cyg), arba Albirėjas: pagrindinis narys yra oranžinė, o palydovas — žalsvai žydra žvaigždė.

Spektroskopinės ir užtemdomosios dvinarės

Jei kampinis atstumas tarp narių yra mažas, dvinarė žvaigždė atrodo kaip vienanarė. Jos narių judėjimas aplink bendrą masės centrą aptinkamas spektroskopu. Ryškesnis Micaro poros narys yra spektroskopinė dvinarė žvaigždė.

Yra sistemų, kurias sudaro trys ir daugiau žvaigždžių. Pavyzdžiui, Centauro Alfa, artimiausia ryški žvaigždė, susideda iš dviejų nevienodų nulinio ir 1,7 ryškio narių, kurių skriejimo periodas 80 metų. Su ja glaudžiai susijusi Centauro Proksima; visos trys žvaigždės sudaro trinarę sistemą. Proksima yra artimiausia Saulei žvaigždė, bet ji žymiai silpnesnė negu Centauro Alfa. Netoli Vegos spindinti Lyros Epsilion (ε Lyr) yra tokia žvaigždžių pora, kurios abu nariai taip pat yra dvinarės žvaigždės. Dvynių Kastoras yra šešianarė sistema, kurios 4 nariai yra šviesios žvaigždės, o du — silpnos raudonosios nykštukės; Kastorą ssudaro dvi spektroskopinės dvinarės ir trečias daug silpnesnis narys, kuris taip pat yra dvinaris.

Dviem žvaigždėms skriejant aplink bendrą masės centrą, viena gali iš dalies ar net visiškai užstoti kitą. Kai taip atsitinka, iš Žemės matoma, kaip silpsta spindesys, tarytum žvaigždė lėtai prisimerktų. Tokių užtemdomųjų dvinarių pavyzdys — Algolis, arba Persėjo Beta (β Per), kurios užtemimai vyksta kas 2,87 paros, o ryškis kinta tarp 2,2 ir 3,5. Žvaigždė prigęsta per 5 h, silpniausiai spindi 20 min ir vėl įsižiebia per 5 h. Žinoma daug Algolio tipo žvaigždžių. Arti Vegos esanti Lyros Beta susideda iš dviejų artimų ir beveik vienodo spindesio narių. Dėl to per 12,9 paros spindesys dukart sumažėja iki minimumo (toks šios sistemos periodas). Kai kurių užtemdomųjų dvinarių žvaigždžių periodai trumpi, pavyzdžiui, Svarstyklių Deltos (δ Lib) periodas tik 2,3 paros. Kitų periodai ilgi: Vežėjo Dzetos (ζ Aur), esančios netoli Kapelos, periodas 972 paros, Vežėjo Epsilon (Ε Aur) — 27 metai.

Dvinarių žvaigždžių reikšmė

Dvinarių žvaigždžių nariai susidarė kiekvienas savarankiškai toje pačioje erdvės dalyje ir tuo pačiu metu.

Pavienės žvaigždės masę labai sunku nustatyti, bet, stebėdami dvinarės žvaigždės narių orbitinį judėjimą, astronomai apskaičiuoja suminę sistemos masę. Dar daugiau duomenų teikia užtemdomosios dvinarės: pagal spindesio kitimo kreives galima nustatyti narių skersmenis.

Pulsuojančiosios žvaigždės

Pulsuojančiosiomis vadinamos žvaigždės, kurių sspindesys 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 mėnesių. Astronomai nuolat seka žinomas ir ieško naujų kintamųjų žvaigždžių. Garsus anglų astronomas Džonas Gudrikas (1764— 1786) pirmasis nustatė, kad keistą Algolio žvaigždės Persėjo žvaigždyne spindesio kitimą (mirgėjimą) sukelia užtemimai, kai ryškiąją žvaigždę periodiškai užstoja tamsesnis jos palydovas; Gudrikas atrado, jog kinta ir Cefėjo Delta (δ Cep). Pastaroji žvaigždė yra vienas įdomiausių Galaktikos objektų.

Cefėjo Delta spindi netoli dangaus šiaurės ašigalio. Jos spindesys kinta nuo 3,6 iki 4,3 ryškio, taigi ji niekad nebūna itin ryški ir niekad nenusilpsta tiek, kad taptų neįžiūrima plika akimi. Jos kitimo periodas, t. y. laikas nuo vieno spindesio maksimumo iki kito, lygus 5,366 paros ir yra absoliučiai reguliarus, taigi visada galima iš anksto numatyti žvaigždės ryškį bet kuriuo momentu. Vėliau buvo rasta ir daugiau tokios pat rūšies žvaigždžių: tai Erelio Eta (η Aql), kurios periodas 7,17 paros; Dvynių Dzeta (ζ Gem), periodas 10,2 paros; Povo Kapa (χ Pav; 6B) dangaus pietų pusrutulyje, periodas 9,1 paros. Daug panašių kintamųjų žvaigždžių atrandama šiuolaikiniais metodais — jų dabar žinoma apie tūkstantį. Tokios žvaigždės vadinamos cefeidėmis.

Periodo ir šviesio sąryšis

Cefeidės yra

labai šviesios žvaigždės supermilžinės. Jos taip evoliucionavo, kad tapo nenuostovios. Tačiau jos visiškai nepanašios į netvarkingai sproginėjančias žvaigždes. Cefeidės itin parankios, nes pagal jų spindesio kitimą nustatomas tikrasis šių žvaigždžių šviesis, taip pat jų nuotolis nuo mūsų.

Šią ypatybe 1912 m. nustatė JAV astronomė Henrieta Levit (1868—1921), tyrinėjusi gretimos žvaigždžiųsistemos — Mažojo Magelano Debesies nuotraukas. Šiame Debesyje yra cefeidžių; Levit nustatė, kad žvaigždės, kurių spindesio kitimo periodai ilgi, yra ryškesnės už tas, kurių periodai trumpi. Sąlyginai galima laikyti, kad visos Mažojo MMagelano Debesies žvaigždės yra vienodai nutolusios nuo Žemės. Cefeidės, kurios nuotraukose atrodo ryškesnės, iš tikrųjų smarkiau spinduliuoja. Žinant tikrąją žvaigždės spinduliavimo galią (šviesį) ir jos regimąjį ryškį, nesunku apskaičiuoti atstumą iki jos. Suprantama, reikia tam tikrų pataisų (pavyzdžiui, atsižvelgti į šviesos absorbciją kosminėje erdvėje), bet esmė lieka ta pati; dabar cefeidžių periodo ir šviesio sąryšis yra vienas svarbiausių metodų, kuriuo naudojamasi, matuojant atstumus Galaktikoje ir net už jos ribų.

Už Galaktikos ribų

1923 m. Edvinas Hablis (1889—1953) Maunt Vilsono observatorijoje (JAV) atrado ccefeidžių kai kuriose žvaigždžiųsistemose, tarp jų — M 31 Andromedos žvaigždyne. Nustatęs cefeidžių kitimo periodus, jis apskaičiavo atstumą ir įsitikino, kad cefeidės ir pats spiralinis ūkas M 31 yra toli už mūsų Galaktikos ribų. Jeigu ne šis Hablio atradimas, t. yy. ne „parankios“ cefeidės, įrodyti tokį faktą būtų buvę labai sunku. Tiesa, pirmieji Hablio vertinimai buvo neteisingi — atstumą iki M 31 jis gavo pernelyg mažą. Priežastis — klaida, įsivėlusi cefeidžių atstumų skalėje ir ištaisyta tik 1952 m., pasirodžius svarbiam Valterio Badės (1893—1960) darbui. Hablis apskaičiavo, kad Andromedos galaktika M 31 yra už 750 000 šviesmečių, iš tikrųjų iki jos daug daugiau negu du milijonai šviesmečių.

Kadangi cefeidės yra labai šviesios žvaigždės, jos matomos labai toli ir aptinkamos net už 40 mln. šviesmečių. Į jas panašių lyridžių kitimo periodas trumpesnis (mažesnis kaip para), o šviesis beveik toks pat — maždaug j 90 kartų didesnis negu Saulės. Tai Lyros RR tipo kintamosios žvaigždės, taip pavadintos pagal tipišką atstovę — Lyros RR.

Ilgaperiodės kintamosios žžvaigždės

Cefeidės ir Lyros RR kintamosios yra pulsuojančios žvaigždės. Yra žvaigždžių, kurios pulsuoja daug ilgesniais periodais — nuo kelių savaičių iki metų ir daugiau. Tai ilgaperiodės kintamosios, pagal tipišką atstovę Banginio Myrą vadinamos myridėmis. Visos šio tipo žvaigždės yra senos raudonosios milžinės, milžiniškų matmenų ir spinduliavimo galios. Kita myridė yra Gulbės Chi (χ Cyg); jos spindesys kinta nuo 3,3 iki 14,2 ryškio. Taip pat egzistuoja pusiau taisyklingosios kintamosios, tokios kaip Oriono Betelgeizė. Jų periodai nepastovūs, o spindesio kitimo amplitudė maža. Dauguma jjų, bet ne visos, yra raudonosios milžinės; jos tai plečiasi, tai vėl susitraukia, o pulsavimo metu jų spinduliavimo galia kinta. Tokios žvaigždės, kaip Betelgeizė, yra labai didelės — jų skersmenys siekia 580 mln. km.

Netaisyklingosios kintamosios žvaigždės

Ne visų kintamųjų žvaigždžių spindesio kitimą galima numatyti. Panašiai kaip taisyklingai pulsuojančios žvaigždės, netaisyklingosios kintamosios irgi grupuojamos į tam tikras grupes. Pavyzdžiui, visų pusiau taisyklingų kintamųjų žvaigždžių, tokių kaip Betelgeizė, periodai žinomi tik apytiksliai — tai vidutinis laiko tarpas tarp dviejų gretimų žvaigždės spindesio maksimumų arba minimumų. Šiaurės Vainiko R (R CrB) tipo žvaigždės dažniausiai būna didžiausio spindesio, bet kartais jų spindesys staiga susilpnėja iki minimumo. Dvynių U (U Gem) tipo žvaigždės, arba nykštukinės novos, paprastai spindi silpnai, bet kartais netikėtai sužimba iki maksimumo, po to vėl gęsta. Tauro RV tipo žvaigždės yra G-K spektrinės klasės milžinės, jų spindesys mažėja iki minimumo, kurį kartais užkloja visai netaisyklingi kitimai. Žybsinčiosios, arba Banginio UV (UV Cet) tipo, žvaigždės sužimba per kelias minutes, maksimaliai švyti labai trumpai, taigi jų spindesio kitimus stebėti nesunku. Kartotinių novų spindesio žybsniai kartojasi kas keliolika ar keliasdešimt metų; pavyzdžiui, Šiaurės Vainiko T (T CrB) sužibo 1866 m., o po to tik 1946 m. Normaliosios novos (7—10) sužimba tik vieną kartą ir vėl tampa ttokios kaip buvę. Nepaprastai didelės spinduliavimo galios žvaigždė Laivo Kilio Eta (n Car) laikoma pseudonova. Netaisyklingųjų kintamųjų žvaigždžių (ir novų) spindesio kitimo kreivės (regimojo ryškio priklausomybė nuo laiko) vaizduojamos taip pat, kaip ir taisyklingųjų kintamųjų. Regimasis arba vizualinis ryškis nustatomas akimi. Pažymėtina tai, kad žvaigždės regimasis ryškis — tai iš Žemės stebimas jos spindesys, iš kurio negalima spręsti apie tikrąją žvaigždės spinduliavimo galią. Tiktai kintamųjų žvaigždžių (ir novų) regimasis ryškis kinta per palyginti trumpą laiką.

Pusiau taisyklingosios ir netaisyklingosios kintamosios žvaigždės

Dauguma pusiau taisyklingųjų kintamųjų žvaigždžių yra raudonosios milžinės. Tai nepastovios žvaigždės — jos tai plečiasi, tai traukiasi. Viena tokių žvaigždžių yra Oriono Betelgeizė. Kartais spindesiu ji prilygsta Rygeliui; jos vidutinis ryškis (0,85) beveik toks pat, kaip Aldebarano. Kitimo periodas maždaug 6,5 m. Heraklio Alfa (α Her), arba Ras Algetis, taip pat yra pusiau taisyklinga kintamoji žvaigždė, gerai matoma plika akimi. Daug pusiau taisyklingųjų kintamųjų žvaigždžių aptinkama tik pro teleskopus. Ryškio kitimo amplitudė paprastai maža.

Dauguma netaisyklingųjų kintamųjų žvaigždžių matomos tik pro teleskopus. Gi Kasiopėjos Gama (µ Cas) spindesiu gali prilygti Dvynių Kastorui — taip atsitiko 1936 m. Tada stebėti labai įdomūs jos spektro kitimai — veikiausiai žvaigždė nusimetė dujų apvalkalą.

Turbūt pati keisčiausia kintamoji žvaigždė yra Laivo Kilio Eta (η Car) Pietų pusrutulio ddanguje. XIX a. viduryje ji buvo šviesiausia dangaus žvaigždė po Sirijaus, bet po 1867 m. tapo nematoma plika akimi. Ją galima pamatyti tik pro žiūronus. Laivo Kilio Eta yra oranžiškai raudonos spalvos ir skendi ūke; žiūrint pro teleskopą, ji panaši į mažą dėmelę, o ne į ryškų į taškelį, kaip kitos įprastos žvaigždės.

Tai labai šviesus, bet tolimas objektas.

Šiaurės Vainiko R ir Dvynių U tipo žvaigždės

Šiaurės Vainiko R (R CrB) priklauso tokiai žvaigždžių klasei, kurios narių žinoma mažiau negu 50. Beveik visą laiką šios žvaigždės spindi maksimaliai, bet kartais jų spindesys staiga sumažėja iki minimumo. Jos turi palyginti mažai vandenilio, bet daug anglies. Spėjama, kad spindesys sumažėja dėl anglies dalelių, susikaupusių žvaigždės atmosferos išoriniuose sluoksniuose. Šiaurės Vainiko R žvaigždžių spindesio maksimumas yra ties regėjimo plika akimi riba.

Dvynių U (U Gem) arba Gulbės SS (SS Cyg) tipo žvaigždžių spindesys paprastai minimalus, bet kartais jos sužimba stipriau. Vidutinis laiko tarpas tarp Gulbės SS sužibimų lygus maždaug 6 savaitėms. Nustatyta, kad visos Gulbės 5S arba Dvynių U tipo žvaigždės yra glaudžios dvinarės, kurių vienas narys yra vėlyva raudonoji nykštukė, o kitas — baltoji nykštukė.

Novos ir kartotinės novos

Nova — tai ne nauja žvaigždė; taip vadinama silpna, staiga stipriai sušvitusi žvaigždė. Praeityje stebėtos labai ryškios

novos, pavyzdžiui 1901 m. Persėjo Nova, 1918 m. Erelio Nova. Pasiekusi spindesio maksimumą, nova grįžta į pradinę būseną.

Viena įdomiausių pastaruoju metu buvo Delfino HR (HR Del), kurią 1967 m. liepos mėn. pastebėjo anglų astronomas mėgėjas Dž. Olkokas. Ji neviršijo 3,6 ryškio, bet geso lėtai ir beveik metus buvo matoma plika akimi.

Žinomos kelios žvaigždės, kurios sužibo daugiau nei vieną kartą. Pavyzdžiui, Šiaurės Vainiko T (T CrB) 1866 m. pašviesėjo nuo 9 iki 2 ryškio, o 1946 m. — nuo 10 iki 33. Tai kartotinė nova. Tokių žvaigždžių atrasta nedaug.

Žvaigždžių spiečiai

Mes gyvename toje Galaktikos vietoje, kurioje žvaigždžių erdvinis tankis artimas vidutiniam. Artimiausia mūsų kosminė kaimynė — Centauro Proksima yra toliau kaip už 4 šviesmečių; 10 šviesmečių spinduliu aplink Saulę žvaigždžių nedaug. Tik vienur ar kitur Galaktikoje yra žvaigždžių sambūrių, kurie sudaro tikrus spiečius. Geriausiai žinomas žvaigždžių spiečius yra Sietynas (Plejadės), arba Septynios Seserys, Tauro žvaigždyne. Plika akimi galima pamatyti dar kelis žvaigždžių spiečius.

Padrikieji žvaigždžių spiečiai

Žvaigždžių spiečiai yra dviejų pagrindinių tipų: padrikieji ir kkamuoliniai. Padrikieji spiečiai yra mūsų Galaktikos spiralinėse vijose, jie netaisyklingos formos. Būna turtingų padrikųjų spiečių, susidedančių iš tūkstančių žvaigždžių, bet yra ir palyginti skurdžių, turinčių vos keliolika ar keliasdešimt žvaigždžių. Jų egzistavimo neįmanoma paaiškinti atsitiktine žvaigždžių projekcija dangaus skliaute. Padrikieji sspiečiai smarkiai skiriasi vienas nuo kito. Sietyno ryškiausios žvaigždės yra karštos ir baltos, jas gaubia dideli atspindžio ūkai, rodantys, kad čia yra nemažai tarpžvaigždinės medžiagos. Kosminiu mastu Sietynas — labai jauna žvaigždžių grupė. Kelios jo svarbiausios žvaigždės greitai sukasi, o viena jų — Plejonė — yra tokia nestabili, kad periodiškai numeta dalį savo medžiagos, iš kurios susidaro dujų apvalkalas arba žiedas. Šį žiedą, juosiantį Plejonę ties pusiauju, galima tirti tik spektroskopiniais metodais.

Taure, ties Aldebaranu yra dar vienas žvaigždžių spiečius — Hiados. Jo žvaigždžių tankis mažesnis, svarbiausi jo nariai ne tokie spindulingi, o erdvėje tarp žvaigždžių pasklidę kur kas mažiau medžiagos. Hiados ne tokios įspūdingos kaip Sietynas, nes jas užgožia ryškus oranžinis Aldebaranas. Iš tikrųjų Aldebaranas nėra Hiadų spiečiaus narys — jjis yra pusiaukelėje tarp mūsų ir Hiadų.

Plika akimi taip pat matomas Prakartas, arba Ėdžios, Vėžio žvaigždyne ir įspūdingas spiečius ties Kryžiaus Kapa (χ Cru) Pietų pusrutulio danguje; šiame spiečiuje yra įvairių spalvų žvaigždžių, dėl to jis vadinamas Briliantų Dėžute. Netoli Kasiopėjos, primenančios apverstą M raidę, Persėjo žvaigždyne yra dvigubas padrikasis spiečius, vadinamas Kardo Rankena: abu spiečiai išsitenka teleskopo regėjimo lauke.

Padrikieji spiečiai nėra stabilūs dariniai; mūsų Galaktikos žvaigždžių trauka turi juos suardyti. Nustatyta, kad daugelis jų egzistuoja ne daugiau kaip milijardą mmetų, po to žvaigždės pasklinda taip plačiai, kad nebeišsiskiria dangaus fone. Vienas seniausių žinomų padrikųjų spiečių yra M 67 Vėžio žvaigždyne; jis matomas pro žiūronus ties Vėžio Alfa (α Cnc); jam daugiau kaip 4 mlrd. metų, bet, būdamas toli nuo Galaktikos plokštumos, jis yra lėčiau negu kiti.

Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai

Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai yra visai kitokie negu padrikieji. Mūsų Galaktikoje jų žinoma beveik 140. Tai simetriški dariniai, siejantys šimtus tūkstančių žvaigždžių. Žiūrint iš Žemės, matoma, kad link spiečiaus centro žvaigždžių tankis didėja; čia jų tiek daug, kad sunku atskirti pavienes žvaigždes. Nepaisant to, žvaigždžių susidūrimo pavojaus beveik nėra. Planetos, skriejančios apie kamuolinio spiečiaus žvaigždę, gyventojai matytų neįprastą dangų, nusėtą tūkstančiais žvaigždžių, kurių daugelis būtų ryškesnės už mūsų Sirijų, o kai kurios — gal net už Mėnulio pilnatį.

Kamuoliniai spiečiai danguje pasiskirstę netolygiai. Jie pastebimai telkiasi apie Galaktikos centrą ir, žiūrint iš Žemės, daugiausia jų matoma būtent Galaktikos centro kryptimi. Atstumas iki kamuolinių spiečių apskaičiuojamas pagal juose esančių Lyros RR tipo kintamųjų žvaigždžių atstumą. Kadangi visos Lyros RR tipo kintamosios yra beveik vienodo šviesio ir kinta bemaž tuo pačiu periodu, jų nuotolius nesunku apskaičiuoti. Šiuo metodu JAV astronomas Harlas Šaplis (1885—1972) nustatė mūsų Galaktikos dydį. Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai sudaro tarytum išorinį Galaktikos pagrindinių dalių ggaubtą.

Ryškiausi kamuoliniai spiečiai — Centauro Omega (Ώ Cen) ir Tukanos 47 (47 Tuc) yra Pietų pusrutulio danguje. Mūsų danguje geriausiai žinomas kamuolinis spiečius M 13 Heraklio žvaigždyne: jis nutolęs nuo Žemės 26 700 šviesmečių, jo skersmuo apie 100 šviesmečių. Geru oru M 13 galima įžiūrėti plika akimi.

Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai priklauso Galaktikos halui ir skrieja aplink jos branduolį stipriai pasvirusiomis ir ištęstomis orbitomis.

Judantieji spiečiai

Be padrikųjų ir kamuolinių žvaigždžių spiečių egzistuoja judantieji, spiečiai, kurių nariai yra plačiai pasklidę erdvėje, bet skrieja viena kryptimi ir vienodu greičiu. Karštos spindulingos O ir B spektrinių klasių žvaigždės sudaro vadinamąsias asociacijas. Jų žinoma apie 100. Vienos tokios asociacijos centras yra Oriono ūke.

Žvaigždynai

Pažvelgę giedrą naktį į dangų, matome daugybę žvaigždžių. Turėdami geras akis ir kantrybės, jų galėtume suskaičiuoti iki 2500. Blyškiausias žvaigždes pastebėti ties horizontu trukdo storas Žemės atmosferos sluoksnis. Daug daugiau žvaigždžių matytume pro paprastą žiūroną, o pro galingus šiuolaikinius teleskopus jų pastebėtume net milijardus.

Vardus turi tik 275 pačios ryškiausios žvaigždės, pavyzdžiui, Sirijus, Arktūras, Vega. Dauguma žvaigždžių kataloguose (gr. katalogas — sąrašas) pažymėtos sutartiniais ženklais — skaičiais, raidėmis.

Manoma, kad pirmuosius žvaigždynų pavadinimus sugalvojo chaldėjai ir egiptiečiai. Graikai pirmieji sistemingai stebėjo dangaus šviesulius. Jų pasiūlyti žvaigždynų vardai vartojami ir šiandien. Jie susiję su mitologinių būtybių vardais: galingojo HHeraklio, medžiotojo Oriono, drąsiojo karžygio Persėjaus, jojančio ant sparnuoto Pegaso žirgo. Didžiųjų geografinių atradimų epochoje (XV a. viduryje—XVII a.) kai kurie Pietų pusrutulio žvaigždynai buvo pavadinti jūreiviškais vardais: Kompasu, Bure, Matuokliu ir pan.

1922 m. priimtas lotyniškas žvaigždynų pavadinimas ir jo santrumpa, sudaryta iš trijų raidžių, pavyzdžiui, Didžiųjų Grįžulo Ratų žvaigždynas vadinamas Ursa Major, UMa (Didžioji Meška), Eridanas — Eridanus, Eri. Iš senų laikų mus pasiekė ir lietuviški žvaigždynų vardai: Grįžulo Ratai, Septyni Šienpjoviai, Darželis, Juostandis ir kt. Graikai juos atitinkamai vadino Didžiąja ir Mažąja Meška, Orionu, Šiaurės Vainiku, Kasiopėja.

Sujungus mintyse šviesiausias žvaigždynų žvaigždes, galima įžvelgti įvairias figūras. Jos buvo piešiamos senovės žvaigždėlapiuose ir, apipintos gražiausiomis legendomis, pasiekė mūsų laikus su įprasmintais žvaigždynų vardais.

Atstumai nuo Žemės iki žvaigždžių ir tarp pačių žvaigždžių yra neįsivaizduojamai dideli. Jų šviesa keliauja iki mūsų keletą, keliolika ar net tūkstančius metų. Antai Saulės šviesa pasiekia Žemę per 8 min 20 s, o kitos artimiausios žvaigždės, Centauro Proksimos, šviesa — tik per 4,27 metų. Todėl atstumą iki žvaigždžių yra įprasta reikšti ne kilometrais, o šviesmečiais (sutrumpintai žymima šm), t. y. atstumu, kurį šviesa nueina per metus. Stebint iš Žemės plika akimi Didžiuosius Grįžulo Ratus, atrodo, kad atstumas iki visų šio žvaigždyno žvaigždžių yra vienodas, bet

iš tikrųjų taip nėra: Dubchė nutolusi nuo Saulės per 105 šm, Merakas — per 78 šm, Fekda — per 90 šm, Megrecas — per 63 šm, Aliotas — per 68 šm, Micaras — per 88 šm, Benetnašas — per 210 šm. Didžiųjų Grįžulo Ratų septynios žvaigždės skrieja beveik lygiagrečiais keliais, tačiau nevienodu greičiu ir skirtingomis kryptimis.

Lietuvos platumose matyti tik pusė žvaigždynų; 14 pasirodo labai trumpai, o 25 iš viso niekada nematomi. Jei kosminėje erdvėje galėtų sklisti garsas, tai aidas nuo SSaulės grįžtų tik per 28 metus, reaktyvinis lėktuvas, skrendantis 800 km/h greičiu, Saulę pasiektų po 21 metų. Jei Saulę vaizduojantį žirnelį padėtume Šiauliuose, tai Centauro Proksima atsidurtų už 150 km, pavyzdžiui, Kretingoje.

Saulės aplinkoje esančios žvaigždės nutolusios viena nuo kitos vidutiniškai per 6—8 šviesmečius. Saulę pavaizdavus 0,5 cm dydžio skrituliuku, vidutiniai atstumai tarp žvaigždžių būtų apie 250 km.

Netoli Didžiųjų Grįžulo Ratų Micaro žvaigždės spindi blyški Alkoro žvaigždutė. Kas mato Alkorą, to regėjimas pakankamai geras. Šių žvaigždžių arabiško pavadinimo prasmė tokia: Micaras —— žirgas, Alkoras — raitelis. Tarp „žirgo“ ir „raitelio“ tik 2550 milijardų kilometrų. Kosminiu mastu tai nedidelis atstumas.

Kiekviename žvaigždyne žvaigždės žymimos graikiškomis raidėmis: pati šviesiausia žvaigždė – alfa, antra pagal šviesumą – beta ir t. t. Pavyzdžiui, Šiaurinė žvaigždė yra MMažųjų Grįžulo Ratų alfa, o šviesiausia dangaus žvaigždė Sirijus (Lietuvoje matoma tik žiemą) – Didžiojo Šuns alfa.

Eilė žvaigždynų, esančių išilgai kelio, kuriuo vyksta matomasis metinis Saulės judėjimas, vadinami Zodiako juosta (gr. zodiakas – gyvūnas). Kiekviename Zodiako žvaigždyne Saulė būna maždaug mėnesį.

Atsitiktinių žvaigždžių grupių, asocijavusiųjų senovėje su įv. mitinių asmenų, gyvūnų ir daiktų atvaizdais, projekcijos į dangaus sferą. Žvaigždynų ribos oficialiai pirmąkart nustatytos XIX a. viduryje; šį nutarimą 1843 knygoje Naujoji Uranometrija paskelbė F. Argelanderis.

Tarptautinės astronomų sąjungos 1925 metų nutarimu visas dangus suskirstytas į 88 žvaigždynus (lent.). Žvaigždynų ribos lygiagrečios dangaus lygiagretėms ir deklinacijos apskritimų lankams. 45 żvaigždynai yra dangaus p. pusrutulyje; Lietuvos danguje matoma dangaus š. pusrutulio 28 žvaigždynai ir dangaus p. pusrutulio 20 žvaigždynų š. dalys. 15 žvaigždynų yyra dangaus pusiaujo juostoje, t.y. išsidėstę per abu dangaus pusrutulius.

Savitą grupę sudaro Zodiako juostos žvaigždynai, išsidėstę išilgai ekliptikos. Metinis Saulės kelias eina per šiuos Zodiako žvaigždynus: Žuvis, Aviną, Taurą, Dvynius, Vėžį, Liūtą, Mergelę, Svarstykles, Skorpioną, Gyvatnešį, Šaulį, Ožiaragį, Vandenį.

Žvaigždyno ribose esančios žvaigždės nesudaro vienalytės fizinės grupės, yra įvairiai nutolusios nuo Saulės ir viena nuo kitos.

Lietuviškas pavadinimas Lotyniškas pavadinimas Santrumpa Lietuviškas pavadinimas Lotyniškas pavadinimas Santrumpa

Andromeda Andromeda And Orionas Orion Ori

Auksinė Žuvis Dorado Dor Ožiaragis Capricpornus Cap

Aukuras Ara Ara Pegasas Pegasus Peg

Avinas Aries Ari Persėjas Perseus Per

Balandis Columba Col Pietinė Hidra Hydrus Hyi

Banginis Cetus Cet Pietinis Trikampis Triangulum Australe Tra

Berenikės Garbanos Coma Berenices Com Pietinis Vainikas Corona Australis CrA

Cefėjas Cepheus Cep Pietinė Žuvis Piscis Austrinus PsA

Chameleonas Chamaeleon Cha Povas Pavo Pav

Delfinas Delphinus Del Rojaus Paukštis Apus Aps

Driežas Lacerta Lac Sekstantas Sextans Sex

Dvyniai Gemini Gem Siurblys Antlia Ant

Erelis Aquila Aql Skalikai Canes Venatici CVn

Eridanas Eridanus Eri Skaptukas Caelum Cae

Feniksas Phoenix Phe Skydas Scutum Sct

Gervė Grus Gru Skorpionas Scorpius Sco

Gyvatė Serpens Ser Skraidančioji Žuvis Volans Vol

Gyvatnešis Ophiuchus Oph Skriestuvas Circinus Cir

Grįžulo Ratai Ursa Major UMa Skulptorius Sculptor Scl

Grįžulo Rateliai Ursa Minor UMi Slibinas Draco Dra

Gulbė Cygnus Cyg Stalkalnis Mensa Men

Heraklis Hercules Her Strėlė Sagitta Sge

Hidra Hydra Hya Svarstyklės Libra Lib

Indėnas Indus Ind Šaulys Sagittarius Sgr

Jaučiaganis Bootes Boo Šiaurinis Vainikas Corona Borealis CrB

Kampainis Norma Nor Šunelis Canis Minor CMi

Kasiopėja Cassiopeia Cas Šuo Canis Major CMa

Kentauras Centaurus Cen Tapytojas Pictor Pic

Kilis Carina Car Tauras Taurus Tau

Kiškis Lepus Lep Taurė Crater Crt

Kompasas Pyxis Pyx Teleskopas Telescopium Tel

Kryžius Crux Cru Tinklelis Reticulum Ret

Krosnis Fornax For Trikampis Triangulum Tri

Laikrodis Horologium Hor Tukana Tucana Tuc

Laivagalis Puppis Pup Vandenis Aquarius Aqr

Laputė Vulpecula Vul Varnas Corvus Crv

Liūtas Leo Leo Vėžys Cancer Cnc

Liūtukas Leo MMinor LMi Vežėjas Auriga Aur

Lyra Lyra Lyr Vienaragis Monoceros Mon

Lūšis Lynx Lyn Vilkas Lupus Lup

Mergelė Virgo Vir Žirafa Camelopardalis Cam

Mikroskopas Microscopium Mic Žirgelis Equuleus Equ

Musė Musca Mus Žuvys Pisces Psc

Oktantas Octans Oct

Vienas iš senųjų žvaigždėlapių: žvaigždynai parodyti kaip žmonių ar gyvūnų figūros.

Literatūra:

Enciklopedija „Mokslas ir Visata“ (Vilnius, 1989)

http://infostudijos.cabletv.lt/zvaigzd/zvaigzd.htm

http://infostudijos.cabletv.lt/zvaigzd/zvpav.htm