Kaip masyvios žvaigždės greitai sudegina branduolinius kuro atsargas ir sprogsta, paveikdamos savo aplinką
Nors žemesnės masės žvaigždės evoliucionuoja gana švelniai į raudonuosius milžinus ir baltuosius nykštukus, masyvios žvaigždės (≥8 M⊙) seka dramatiškai kitokiu ir trumpesniu keliu. Jos greitai išeikvoja savo branduolinius kuro atsargas, išsiplečia į ryškias supermilžinas ir galiausiai patiria katastrofiškas branduolio griūvimo supernovas, išlaisvinančias didžiules energijas. Šie spindintys sprogimai ne tik nutraukia žvaigždės gyvenimą, bet ir praturtina tarpžvaigždinę terpę sunkiais elementais bei smūgio bangomis – taip vaidindami lemiamą vaidmenį kosminėje evoliucijoje. Šiame straipsnyje aptarsime šių masyvių žvaigždžių evoliuciją nuo pagrindinės sekos iki supermilžinų fazių, baigiantis sprogniu, kai branduolio griūvimas formuoja neutronų žvaigždes arba juodąsias skyles, ir aptarsime, kaip šie įvykiai išsiplečia per galaktikas.
1. Aukštos masės žvaigždžių apibrėžimas
1.1 Masės ribos ir pradinės sąlygos
„Aukštos masės žvaigždės” paprastai reiškia tas, kurių pradinė masė ≥8–10 M⊙. Tokios žvaigždės:
- Pagrindinėje sekoje gyvena trumpiau (kelis milijonus metų) dėl greitos vandenilio sintezės branduolyje.
- Dažnai formuojasi dideliuose molekulinio debesies kompleksuose, paprastai kaip žvaigždžių grupių dalis.
- Turi stiprius žvaigždžių vėjus ir aukštesnę spinduliuotę, drastiškai paveikdamos vietines tarpžvaigždines sąlygas.
Šioje plačioje klasėje pačios masyviausios žvaigždės (O tipo, ≥20–40 M⊙) gali prarasti milžiniškas mases per vėjus prieš galutinį griūvimą, galimai formuodamos Wolf–Rayet žvaigždėms vėlesniuose etapuose.
1.2 Greitas pagrindinės sekos degimas
Pradžioje aukštos masės žvaigždės branduolio temperatūra pakyla pakankamai (~1.5×107 K), kad būtų palankiau naudoti CNO ciklą nei protonų–protonų grandinę vandenilio sintezei. CNO ciklo stiprus temperatūros priklausomumas užtikrina labai aukštą spinduliuotę, maitindamas intensyvų spinduliacinį spaudimą ir trumpus gyvavimo laikus pagrindinėje sekoje [1,2].
2. Po pagrindinės sekos: pavirstant į supermilžiną
2.1 Branduolio vandenilio išeikvojimas
Kai branduolio vandenilis išeikvoja, žvaigždė pereina iš pagrindinės sekos:
- Branduolio susitraukimas: Kai sintezė persikelia į vandenilio degimo apvalklą aplink inercinį helio branduolį, helio branduolys susitraukia ir įkaista, tuo tarpu išorinis sluoksnis išsiplečia.
- Supermilžino fazė: Žvaigždės išoriniai sluoksniai išsiplečia, kartais padidėdami Saulės spindulį šimtus kartų, tapdami raudonuoju supermilžinu (RSG) arba, tam tikromis metaliniškumo/masės sąlygomis, mėlynuoju supermilžinu (BSG).
Žvaigždė gali svyruoti tarp RSG ir BSG būsenų, priklausomai nuo masės praradimo rodiklių, vidinio maišymosi ar sluoksninės degimo epizodų.
2.2 Pažengę degimo etapai
Masyvios žvaigždės pereina per nuoseklius degimo etapus branduolyje:
- Helio degimas: Gamina anglies ir deguonies, vykdant triple–alfa ir alfa pagrobimo reakcijas.
- Anglies degimas: Duoda neoną, natrį ir magneį daug trumpesniu laiko intervalu.
- Neono degimas: Gamina deguonį ir magneį.
- Deguonies degimas: Gamina silicį, sierą ir kitus tarpinio elemento produktus.
- Silicio degimas: Galiausiai formuoja geležies (Fe) branduolį.
Kiekvienas etapas vyksta greičiau nei ankstesnis, kartais didžiausiose žvaigždėse silicio degimas trunka tik kelias dienas ar savaites. Šis greitas progresavimas yra dėl žvaigždės aukštos spinduliuotės ir didelių energijos poreikių [3,4].
2.3 Masės praradimas ir vėjai
Visos supermilžino fazės metu stiprūs žvaigždžių vėjai nuima masę iš žvaigždės, ypač jei ji yra karšta ir spinduliuojanti. Labai masyvių žvaigždžių atveju masės praradimas gali drastiškai sumažinti galutinę branduolio masę, keičiant supernovos eigą arba juodosios skylės formavimosi potencialą. Kai kuriais atvejais žvaigždė pereina į Wolf–Rayet etapą, atskleisdama cheminiu būdu apdorotus sluoksnius (heliumo arba anglies turinčius) po to, kai atmeta išorinį vandenilio sluoksnį.
3. Geležies branduolys ir branduolio griūvimas
3.1 Pasiekiant pabaigą: geležies branduolio formavimasis
Kai silicio degimas kaupiasi geležies viršūnės elementų branduolyje, tolesnė egzoterminė sintezė nebeįmanoma – geležies sintezė neišskiria grynos energijos. Kadangi nėra naujo energijos šaltinio, kuris galėtų pasipriešinti gravitacijai:
- Inercinis geležies branduolys auga iš sluoksninio degimo.
- Branduolio masė viršija Chandrasekaro ribą (~1.4 M⊙), todėl elektronų degeneracijos spaudimas nebeturi pakankamai jėgos.
- Nekontroliuojamas griūvimas: Branduolys susitraukia per milisekundes, pasiekdamas branduolinius tankius [5,6].
3.2 Branduolio atšokimas ir smūgio banga
Kai branduolys susitraukia į neutronų turtingą medžiagą, atstumiamos branduolinės jėgos ir neutrino srautai stumia išorę, sukurdami smūgio bangą. Ši banga gali laikinai sustoti žvaigždės viduje, tačiau neutrino kaitinimas (ir kiti mechanizmai) gali ją atgaivinti, išmetant didžiulį žvaigždės išorinį sluoksnį per branduolio griūvimo supernovą (II, Ib arba Ic tipas, priklausomai nuo paviršiaus sudėties). Šis sprogimas gali trumpam užspinduliuoti visas galaktikas.
3.3 Neutronų žvaigždė arba juodoji skylė kaip likutis
Susitraukusio branduolio likęs fragmentas po supernovos tampa:
- Neutronų žvaigždė (~1.2–2.2 M⊙), jei branduolio masė patenka į stabilios neutronų žvaigždės ribas.
- Žvaigždžių juodoji skylė, jei branduolio masė viršija maksimalų neutronų žvaigždės limitą.
Taigi, aukštos masės žvaigždės nesudaro baltųjų nykštukų, o vietoje to formuoja egzotinius kompaktiškus objektus – neutronų žvaigždes arba juodąsias skyles, priklausomai nuo galutinių branduolio sąlygų [7].
4. Supernovos sprogimas ir poveikis
4.1 Spinduliuotė ir elementų sintezė
Branduolio griūvimo supernovos gali išspinduliuoti tiek energijos per kelias savaites, kiek Saulė per savo visą gyvavimo laiką. Sprogimas taip pat sintetizuoja sunkesnius elementus (sunkesnius už geležį, dalinai per neutronų turtingas aplinkas smūgyje), padidindamas tarpžvaigždinės terpės metaliniškumą, kai išmetamos medžiagos išsisklaido. Tokie elementai kaip deguonis, silicis, kalcis ir geležis yra ypač gausūs II tipo supernovų likučiuose, siejantis masyvių žvaigždžių mirtį su kosmine cheminiu praturtinimu.
4.2 Smūgio bangos ir ISM praturtinimas
Supernovos sprogimo banga išsiplečia į išorę, suspausdama ir kaitindama aplinkines dujas, dažnai sukeldama naujų žvaigždžių formavimąsi arba formuodama galaktikos spiralinių rankų ar apvalkų struktūrą. Cheminiai produktai iš kiekvienos supernovos pasėja būsimų žvaigždžių kartoms sunkesnių elementų, būtinų planetų formavimuisi ir gyvybės chemijai [8].
4.3 Stebimosios klasifikacijos (II, Ib, Ic)
Branduolio griūvimo supernovos klasifikuojamos pagal optinį spektrą:
- II tipas: Spektruose aptinkamos vandenilio linijos, būdingos raudonųjų supermilžinų prototipams, kurie išlaiko savo vandenilio apvalklą.
- Ib tipas: Vandenilio trūksta, bet aptinkamos helio linijos, dažnai susijusios su Wolf–Rayet žvaigždėmis, kurios prarado vandenilio apvalklą.
- Ic tipas: Tiek vandenilis, tiek helis yra atimti, paliekant gryną anglies–deguonies branduolį.
Šie skirtumai atspindi, kaip masės praradimas arba dvejetainė sąveika paveikia žvaigždės išorinius sluoksnius prieš griūvimą.
5. Masės ir metaliniškumo vaidmuo
5.1 Masė lemia gyvavimo trukmę ir sprogimo energiją
- Labai aukšta masė (≥30–40 M⊙): Ekstremalus masės praradimas gali sumažinti žvaigždės galutinę masę, suformuodamas Ib/c tipo supernovą arba tiesioginį juodosios skylės griūvimą, jei žvaigždė yra pakankamai atimta.
- Vidutinė aukšta masė (8–20 M⊙): Dažnai formuoja raudonuosius supermilžinus, patiria II tipo supernovą, palikdama neutronų žvaigždę.
- Žemesnė aukšta masė (~8–9 M⊙): Gali sukelti elektronų sugėrimo supernovą arba ribinį rezultatą, kartais formuodama aukštos masės baltąjį nykštuką, jei branduolys visiškai nesusitraukia [9].
5.2 Metaliniškumo poveikis
Metalų turinčios žvaigždės turi stipresnius radiacija varomus vėjus ir praranda daugiau masės. Metalų stokojančios masyvios žvaigždės (dažnos ankstyvoje visatoje) gali išlaikyti daugiau masės iki griūvimo, galimai vedančios prie masyvesnių juodųjų skyles arba hiper–novos. Kai kurie metalų stokojantys supermilžinai netgi gali sukelti porinio instabilumo supernovas, jei yra itin masyvūs (>~140 M⊙), nors stebimi įrodymai apie tai yra reti.
6. Stebimi įrodymai ir reiškiniai
6.1 Žymūs raudonieji supermilžinai
Tokios žvaigždės kaip Betelgeuse (Orionas) ir Antares (Skorpijus) yra pavyzdžiai raudonųjų supermilžinų, pakankamai didelių, kad, jei būtų patalpinti Saulės vietoje, jie galėtų nuryti vidines planetas. Jų pulsacijos, masės praradimo epizodai ir išsiplėtę dulkėtieji apvalkalai signalizuoja būsimą branduolio griūvimą.
6.2 Supernovos įvykiai
Istoriškai ryškios supernovos, tokios kaip SN 1987A Didžiojo Magelanovo debesyje, arba toliau esančios SN 1993J, iliustruoja, kaip II tipo ir IIb tipo įvykiai kyla iš supermilžinų prototipų. Astronomai seka šviesos kreives, spektrus ir išmetamos masės sudėtį, lygindami juos su pažangių degimo procesų ir išorinio sluoksnio struktūros teoriniais modeliais.
6.3 Gravitacinės bangos?
Nors tiesioginis gravitacinių bangų aptikimas iš branduolio griūvimo supernovos lieka hipotetinis, teorija siūlo, kad sprogimo asimetrijos arba neutronų žvaigždžių formavimas gali sukelti bangų pliūpsnius. Ateityje pažangūs gravitacinių bangų detektoriai galėtų užfiksuoti tokius signalus, patikslindami mūsų supratimą apie supernovos variklio asimetrijas.
7. Pasekmės: Neutronų žvaigždės arba juodosios skyles
7.1 Neutronų žvaigždės ir pulsarai
Žvaigždė, kurios pradinė masė siekia maždaug 20–25 M⊙, paprastai palieka neutronų žvaigždę – supertankų neutronų branduolį, palaikomą neutronų degeneracijos spaudimu. Jei ji sukasi ir turi stiprų magnetinį lauką, ji pasirodo kaip pulsaras, skleisdama radijo ar kitas elektromagnetines spinduliuotės bangas iš savo magnetinių polų.
7.2 Juodosios skyles
Dėl masyvesnių prototipų arba tam tikrų griūvimo scenarijų, branduolys viršija neutronų degeneracijos ribas ir susitraukia į žvaigždžių juodąją skylę. Kai kurie tiesioginio griūvimo scenarijai gali visiškai praleisti ryškų supernovos etapą arba sukelti silpną sprogimą, jei nėra pakankamai neutrino energijos, kad paleistų stiprią smūgio bangą. Juodųjų skyles aptikus per rentgeno dvikintamas sistemas patvirtina šiuos galutinius rezultatus tam tikriems aukštos masės žvaigždžių likučiams [10].
8. Kosmologinė ir evoliucinė reikšmė
8.1 Žvaigždžių formavimosi atsiliepimai
Masyvių žvaigždžių atsiliepimai – žvaigždžių vėjai, jonizuojanti spinduliuotė ir supernovų smūgiai – iš esmės formuoja žvaigždžių formavimąsi netoliese esančiuose molekulinio debesyse. Šie procesai, kurie sukelia arba slopina žvaigždžių formavimąsi vietiniu mastu, yra esminiai morfologinei ir cheminiai galaktikų evoliucijai.
8.2 Galaktikų cheminis praturtinimas
Branduolio griūvimo supernovos gamina didžiąją dalį deguonies, magnio, silicio ir sunkesnių alfa elementų. Šių elementų gausumo stebėjimai žvaigždėse ir miglose patvirtina aukštos masės žvaigždžių evoliucijos lemiamą vaidmenį kuriant kosminę cheminę įvairovę.
8.3 Ankstyva visata ir rejonizacija
Pirmoji masyvių žvaigždžių karta (III populiacija) ankstyvoje visatoje greičiausiai baigėsi spektakuliariomis supernovomis arba net hiper–novomis, rejonizuodama vietines zonas ir išsklaidydama metalus į nepriurbtą dujų masę. Supratimas, kaip šios senovės aukštos masės žvaigždės mirė, yra esminis modeliuojant pačių ankstyviausių galaktikų formavimosi etapus.
9. Ateities tyrimai ir stebėjimo kryptys
- Trumpalaikių įvykių apklausos: Naujos kartos supernovų paieškos (pvz., su Vera C. Rubin Observatorija, itin dideliais teleskopais) aptiks tūkstančius branduolio griūvimo supernovų, patikslindamos prototipų masės ribas ir sprogimo mechanizmus.
- Daugžinučių žinučių astronomija: Neutrino detektoriai ir gravitacinių bangų observatorijos gali užfiksuoti signalus iš netoliese vykstančių griūvimų, suteikdamos tiesioginį įžvalgą į supernovos variklį.
- Aukštos raiškos žvaigždžių atmosferos modeliavimas: Išsamus supermilžinų spektrinių linijų profilių ir vėjo struktūrų tyrimas gali pagerinti masės praradimo rodiklių įvertinimus, kurie yra būtini galutinio likimo prognozėms.
- Žvaigždžių susijungimo kanalai: Daugelis masyvių žvaigždžių yra dvejetainėse arba daugkartinėse sistemose, kurios gali susijungti prieš galutinį griūvimą arba perduoti masę, keičiant supernovų derinius arba juodųjų skyles formavimosi kelius.
10. Išvada
Aukštos masės žvaigždžių atveju kelias nuo pagrindinės sekos iki galutinio katastrofiško žlugimo yra greitas ir intensyvus. Šios žvaigždės sudega vandenilį (ir sunkesnius elementus) su ekstremalia sparta, išsiplečia į švytinčius supermilžinus ir formuoja pažangius sintezės produktus iki geležies savo branduolyje. Kadangi po geležies etapo nebevyksta jokios egzoterminės sintezės, branduolys griūva per smurtinę supernovą, atmetdamas praturtintą medžiagą ir formuodamas neutronų žvaigždę arba juodąją skyles. Šis procesas yra esminis kosminiame praturtinime, žvaigždžių formavimosi atsiliepimuose ir kai kurių labiausiai egzotinių objektų – neutronų žvaigždžių, pulsarų, magnetarų ir juodųjų skyles – kūrime visatoje. Supernovų šviesos kreivių, spektrinių parašų ir likusių fragmentų stebėjimai nuolat atskleidžia sudėtingumą už šių energingų paskutinių veiksmų, siejantis masyvių žvaigždžių likimą su tęstine galaktikų evoliucijos istorija.
Šaltiniai ir tolesni skaitymai
- Maeder, A., & Meynet, G. (2000). “Žvaigždžių evoliucija su sukimu ir magnetiniais laukais. I. Masyvių žvaigždžių gimimo linijų istorija.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 38, 143–190.
- Chiosi, C., & Maeder, A. (1986). “Žvaigždžių evoliucija ir žvaigždžių populiacijos.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 24, 329–375.
- Woosley, S. E., & Weaver, T. A. (1995). “Masyvių žvaigždžių evoliucija ir sprogimas. II. Sprogmini hidrodinamika ir nukleosintezė.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 101, 181–235.
- Heger, A., Fryer, C. L., Woosley, S. E., et al. (2003). “Kaip masyvios vienišos žvaigždės baigia savo gyvenimą.” The Astrophysical Journal, 591, 288–300.
- Bethe, H. A. (1990). “Supernovų mechanizmai.” Reviews of Modern Physics, 62, 801–866.
- Janka, H.-T. (2012). “Branduolio griūvimo supernovų sprogimo mechanizmai.” Annual Review of Nuclear and Particle Science, 62, 407–451.
- Oppenheimer, J. R., & Volkov, G. M. (1939). “Apie masyvius neutronų branduolius.” Physical Review, 55, 374–381.
- Smartt, S. J. (2009). “Branduolio griūvimo supernovų prototipai.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 47, 63–106.
- Nomoto, K. (1984). “8–10 saulės masių žvaigždžių evoliucija link elektronų sugėrimo supernovų. I – Elektronų degeneruotų O + NE + MG branduolių formavimasis.” The Astrophysical Journal, 277, 791–805.
- Fryer, C. L., & Kalogera, V. (2001). “Teoriniai juodųjų skyles masių pasiskirstymai.” The Astrophysical Journal, 554, 548–560.