Tvaigtdės ir tvaigtdynai

Vilniaus Radvilų vidurinės mokyklos

12 klasės mokinio

Tado Masiulionio

Referatas

Tvaigtdės ir tvaigtdynai

Tvaigtdės

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

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

Tvaigtdės spektras vaivorykštės pavidalo juostelė - gaunama spektrografu išsklaidtius jos skleidtiamą šviesą pagal bangų ilgį. Ištisiniame spektre matyti įvairių cheminių elementų absorbcijos linijos. Pagal paviršiaus temperatūrą tvaigtdės skirstomos į O,B,A,F,G,K,M spektrines klases. Karščiausios yra O spektrinės klasės, vėsiausios - M spektrinės klasės tvaigtdės.

Matdaug pusę Saulės aplinkoje esančių tvaigtdtių yra dvinarių arba daugianarių sistemų nariai. Dvinarę sistemą sudaro dvi tvaigtdės, o daugianarę nuo 3-7 tvaigtdtių. 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 tvaigtdės skirstomos į vizualiąsias, spektrines, uttemdomąsias, astrometrines.

Tvaigtdtių masę galima apskaičiuoti pagal 3-ąjį Keplerio dėsnį, tik reikia tinoti dvinarių tvaigtdtių orbitų didįjį pusašį ir apskriejimo periodą. Pačių karščiausių pagrindinės sekos tvaigtdtių masė lygi 50Mo, o vėsiausių - 0.1Mo, supermiltinių - nuo 10Mo iki 50Mo.

Tvaigtdtių dydį (skersmenį) galima apskaičiuoti remiantis Stefano or bolcmano dėsniu, kai tinoma tvaigtdės paviršiaus temperatūra ir šviesis. Didtiausios tvaigtdės yra raudonosios M spektrinės klasės supermiltinės. Jų skersmuo didesnis negu saulės iki 1000 kartų. Matiausios - baltosios nykštukės, kurios savo dydtiu kartais prilygsta temei ar net mėnuliui.

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

Tvaigtdės, kurių spindesys periodiškai kinta, vadinamos kintamosiomis. Pagal prietastis, sukeliančias spindesio kitimą, jos skirstomos į uttemdomąsias ir fizines, o pagal spindesio kitimo pobūdį - į pulsuojančias ir sproginėjančias. Pulsuojančių kintamųjų tvaigtdtių išoriniai sluoksniai periodiškai išsiplečia ir susitraukia, tuo metu kinta jų spindesys, temperatūra ir spektrinė klasė. Yra kelių rūšių pulsuojančios tvaigtdės: cefeidės, virginidės, lyridės ir kitos. sproginėjančių tvaigtdtių spindesys per labai trumpą laiką padidėja daugybę kartų: novų - nuo 9 iki 19 ryškių, supernovų - daugiau negu 20 ryškių. Staiga sutibusių novų spindesys po to matėja laipsniškai kelerius metus, kol pasiekia pradinį. Sprogusios supernovos vietoje lieka mata neutroninė tvaigtdė arba juodoji bedugnė.

Saulė - vidutinio dydtio ir vidutinės masės pagrindinės sekos G2 spektrinės klasės tvaigtdė. 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 galima suskirstyti į fotosferą, chromosferą ir vainiką.

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

Tvaigtdtių evoliucija

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

Saulės masės tvaigtdės evoliucija

Dabar tinoma, kad ši iš patiūros gan įtaigi tvaigtdtių evoliucijos teorija yra visiškai neteisinga. Raudonosios miltinės, tokios kaip Betelgeizė, nėra jaunos. Priešingai, jos labai senos, išeikvojusios energijos atsargas; tai yra jau paskutiniųjų evoliucijos stadijų. Tinant, kad tvaigtdės spinduliuoja energiją, gautą jų gelmėse vykstančių branduolinių reakcijų metu, o evoliuciją lemia pradinė iš kosminio ūko susidariusios tvaigtdės masė, didelės ir matos masės tvaigtdtių evoliucija skiriasi. Vienintelis bendras jų evoliucijos bruotas yra tas, kad visos tvaigtdės susidaro iš dujų ir dulkių debesų, tarp kurių geriausiai tinomas Didysis Oriono (liet. Šienpjovių) ūkas.

Traukdamasis tvaigtdės gemalas kaista, bet jei jo masė pernelyg mata, neįsidega branduolinės reakcijos. Utuot pasiekusi pagrindinę seką, tvaigtdė kurį laiką blausiai spinduliuoja, kol išeikvoja visą energiją. Jei tvaigtdė 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) tvaigtdė tampa 100—1000 kartų šviesesnė ut dabartinę Saulę. Pradtioj šitaip sutibusi ji toliau traukiasi, šviesis matėja — tvaigtdė 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. Tvaigtdė atsiduria pagrindinėje sekoje ir būna stabili ilgą laiką — apie 10 milijardų metų. Saulė, kurios amtius matdaug 5 milijardai metų, yra pusamtė pagrindinės sekos tvaigtdė.

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

Juodosios ir baltosios nykštukės

Tvaigtdėje vyksta dar ir kitokios reakcijos, bet galop visi branduolinės energijos ištekliai išsenka, ir tvaigtdė kolapsuoja į matą tankią baltąją nykštukę. Ją sudarantys atomai sugniutdomi ir taip susiglaudtia, kad medtiagos 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 netinoma ir tik spėliojama, kiek jų yra. O baltųjų, nykštukių yra nematai. 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 tvaigtdė, kaip iki tol manyta. Sirijaus palydovo paviršiaus temperatūra aukštesnė negu Saulės, bet jo skersmuo vos triskart didesnis ut Temės skersmenį. Taigi palyginti matame tūryje supresuotas miltiniškas medtiagos kiekis — beveik tiek, kiek jos yra Saulėje. Kitos baltosios nykštukės yra dar tankesnės.

Masyvios tvaigtdės evoliucija Tvaigtdė, kurios masė yra didesnė negu Saulės, evoliucionuoja daug

sparčiau. Pavyzdtiui, spindulingoji Aukso Tuvies 5 tvaigtdė (S Dor) Didtiajame Magelano Debesyje negalėtų tokiais kiekiais, kaip dabar, spinduliuoti energiją ilgiau nei milijoną metų.

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

Galaktiniai ūkai

Tarptvaigtdiniai 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 tymiausių katalogų 1781 m. paskelbė prancūzų astronomas Šarlis Mesjė (1730— 1817). Įdomu tai, kad Mesjė visiškai nesidomėjo ūkais — jis buvo kometų „medtiotojas' ir katalogą sudarė tam, kad miglotų objektų nesupainiotų su atrandamomis naujomis kometomis. XIX a. pabaigoje išsamų katalogą sudarė danų astronomas Johanas Drejeris (1852—1926), remdamasis Viljamo Heršelio (1738—1822) ir jo sūnaus Dtono (1792—1871) stebėjimais. Tai „Naujasis bendrasis katalogas', sutrumpintai vadinamas NGC (New General Catalogue). Dabar ūkams tymėti naudojami NGC ir M (Mesjė) katalogų numeriai.

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

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

Ūkai yra miltiniški, bet medtiaga, iš kurios jie sudaryti, labai reta. Tarptvaigtdinės dujos milijonus kartų retesnės ut orą, kuriuo kvėpuojame. Apskaičiuota, kad medtiaga, esanti Oriono ūko 2,5 cm skersmens stulpelyje, svertų ne daugiau kaip viena mata moneta.

Ūkų švytėjimas

Ūkus švytėti priverčia tvaigtdės, spindinčios netoliese arba skendinčios ūkuose. Jei tvaigtdės labai karštos, spinduliuodamos jos sutadina ūko vandenilio dujas, kurios pačios ima švytėti. Kadaise manyta, kad kai kurios ūkų spektruose matomos linijos atsiranda todėl, kad spinduliuoja dar netinomų cheminių elementų atomai, bet vėliau paaiškėjo, jog jos priklauso tinomiems elementams, tokiems kaip deguonis, tikesantiems labai neįprastose sąlygose. Jei tvaigtdės nelabai karštos, ūkas tik atspindi šviesą. Kai ūko kaimynystėje tvaigtdtių nėra, jis visai nešviečia. Ūkas būna tamsus ir pastebimas tik dėl to, kad sulaiko anapus jo esančių tvaigtdtių šviesą. Pro nedidelius teleskopus matomi įvairūs galaktiniai ūkai, tiktai tokių gratių spalvą, kokios yra pateiktose nuotraukose, akimi įtiūrėti 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 tarptvaigtdinės medtiagos, o ryškiausios tvaigtdės karštos ir baltos. II populiacijos srityse tarptvaigtdinės medtiagos beveik nėra ją sunaudoja susidarančios tvaigtdės; ryškiausios tvaigtdės čia yra raudonosios miltinės. Jos yra smarkiai evoliucionavusios, taigi II populiacija, atrodo, sena. Dujų debesys yra I populiacijos objektai, ir juose esančios tvaigtdės yra jaunos.

Tvaigtdtių susidarymas

Tvaigtdės susidaro iš besitraukiančios ir tankėjančios tarptvaigtdinės medtiagos — ūkų, tokių, kaip Oriono, Lagūnos Trilypis. Tvaigtdės susidaro ir kitur, pavyzdtiui, Didtiajame Magelano Debesyje ar spiraliniame Andromedos ūke. Tamsios ūkų dėmelės, vadinamosios globulės, veikiausiai yra tvaigtdtių utuomazgos.

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

Nuo ūkų iki pulsarų

Palyginti neseniai astronomai dar netinojo, kuo skiriasi įvairių tipų ūkai. Patvelgus į Omegos ūką Šaulio tvaigtdyne, o po to į Krabo ūką Tauro tvaigtdyne, atrodo, kad jie labai panašūs; iš tikrųjų šie ūkai yra diametraliai priešingų tvaigtdtių evoliucijos stadijų. Omega — difuzinis ūkas, kuriame iš tarptvaigtdinės medtiagos susidaro tvaigtdės. Krabo ūkas yra supernovos sprogimo liekana; jo centre slypi pulsaras — kolapsavusi labai tanki tvaigtdė.

Ūkai: ankstyvoji stadija

Su jauna Tauro T tvaigtde, kurios spindesys kinta netaisyklingai, susijęs įdomus ūkas; ši tvaigtdė dar tik artėja prie pagrindinės sekos. Oką 1852 m. atrado anglų astronomas mėgėjas Dt. R. Hindas, kuris 17,8 cm skersmens refraktoriumi ieškojo asteroidų ir prabėgom pastebėjo nedidelį ūką ties Tauro T tvaigtde. Po 9 metų ūkas išnyko. Vėliau buvo matomas tik pro didelius teleskopus. Oficialiai jis tymimas NGC 1554. Dabar ūkas toli gratu ne toks įspūdingas, koks buvo atradimo metu. Be to, Tauro T tvaigtdė nėra tokia karšta, kad galėtų sutadinti ūko dujas ir priversti jas švytėti. Ji yra infraraudonųjų spindulių šaltinis, ir, be abejonės, susijusi su gretimo ūko medtiaga, iš kurios pati susidarė. Tinoma ir daugiau kintamųjų ūkų, susijusių su jaunomis tvaigtdėmis, pavyzdtiui, Vienaragio R (netoli Oriono) arba Pietų Vainiko R Pietų pusrutulio danguje).

Taigi yra ūkų, susijusių su besiformuojančiomis tvaigtdėmis. Tokie yra ir įprasti galaktiniai dujų ūkai, pavyzdtiui, M 42 Orione. Giliai šio ūko gelmėse slypi Beklino objektas — stiprus infraraudonųjų spindulių šaltinis; nuo Temės stebėtojo akių jį slepia ūko medtiaga. Tai gali būti arba labai jauna tvaigtdė, arba labai spindulingas objektas, šviesumu prilygstantis milijonui saulių. Deja, šito sutinoti neįmanoma, kadangi ūko utdangą įveikia ir Temę pasiekia tik infraraudonasis šio objekto spinduliavimas. Kaip bebūtų, ūke susidaro tvaigtdės. A. Blauvas ir V. V. Morganas (JAV) tyrė O spektrinės klasės tvaigtdę Vetėjo AE, skriejančią dideliu (130 km/s) greičiu. Ji atrodo silpna tik todėl, kad yra labai toli nuo mūsų. Iš tikrųjų tai šviesi jauna tvaigtdė. Ekstrapoliuojant jos judėjimą praeityje, nustatyta, kad prieš 2,5 mln. metų ji buvo Oriono ūko rajone priešingą pusę panašiu greičiu juda kita O klasės tvaigtdė — Balandtio Miu (µ, Col), matdaug tiek pat nutolusi nuo Oriono ūko. Spėjama, kad šias tvaigtdes iš jų susidarymo vietos išsviedė katkoks gigantiškas trikdymas.

Planetiškieji ūkai

Kiti ūkai yra vėlyvų tvaigtdtių evoliucijos stadijų. Vieni tokių yra planetiškieji ūkai, kurie atrodo kaip mati, blausiai šviečiantys diskai arba tiedai, panašūs į planetų tiedus. Planetiškieji ūkai yra dujiniai, bet neturi bendro nei su planetomis, nei su difuziniais ūkais; populiarus jų pavadinimas vargu ar gali būti labiau nevykęs. Geriausiai tinomas Tiedo ūkas M 57 Lyrostvaigtdyne, atrastas 1779 m. Tai apskritas labai retų dujų burbulas, kurio centre spindi tvaigtdės. Tiūrint iš šono, kraštuose matoma daugiau švytinčios medtiagos negu centre, uttat ūkas atrodo panašus į tiedą. M 57 skersmuo — matdaug šviesmetis; jį sudaro dujos, milijonus kartų retesnės ut orą jūros lygyje. Kai kurie planetiškieji ūkai yra didesni; pavyzdtiui, NGC 7293 Vandenio tvaigtdyne yra dukart didesnis ut M 57. Yra asimetrinių planetiškųjų ūkų, kaip antai, Pelėdos ūkas M 97 Didtiųjų Grįtulo Ratų tvaigtdyne, Hantelio ūkas M 27 Laputės tvaigtdyne.

Planetiškieji ūkai plečiasi, ir jų amtius negali viršyti keliasdešimt tūkstančių metų. Nustatyta, kad senai tvaigtdei numetus dujų apvalkalą, medtiaga negali švytėti ilgiau kaip 100 000 metų. Pagal vieną hipotezių, planetiškieji ūkai atsiranda, raudonajai miltinei numetus išorinius sluoksnius; taigi planetiškųjų ūkų centre spindinčios tvaigtdės yra apnuoginti senų raudonųjų miltinių branduoliai. Jos labai karštos — paviršiaus temperatūra apie 50 000 laipsnių. Šių tvaigtdtių branduolinio kuro atsargos išeikvotos. Teorija, teigianti, jog ūkas atsiranda tvaigtdei nubloškus apvalkalą, gerai dera su spėjama evoliucijos seka, nors tai anaiptol nereiškia, kad kiekviena tvaigtdė evoliucijos pabaigoje nusimeta planetiškąjį ūką.

Supernovos ir pulsarai

Yra kosminių ūkų, kurie atstovauja baigiamosioms tvaigtdtių 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 tvaigtdyne; tai švytinčios medtiagos lankas, atsiradęs labai seniai sprogus supernovai. Dabar ūkas plečiasi 120 km/s greičiu. Taigi egzistuoja ištisinė ūkų seka, prasidedanti Tauro T, arba susijusi su tvaigtdtių susidarymu, ir pasibaigianti supernovų sprogimų liekanomis.

Pulsarai ir juodosios skylės

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

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

Nuo baltosios nykštukės iki juodosios skylės

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

Kolapsuojančios masyvios tvaigtdės tankis tampa toks, kaip baltosios nykštukės ar neutroninės tvaigtdės. Toliau ji traukiasi, vėl matėdama ir tankėdama, kol pasiekia vadinamojo gravitacinio kolapso būseną, kai jokie tinomi fizikiniai procesai nebesustabdo traukimosi. Šviesa vis sunkiau ištrūksta iš kolapsuojančios tvaigtdės, jos matmenys netrukus įveikia krizinę ribą, vadinamą Švarcšildo spinduliu. Tada tvaigtdės gravitacijos laukas tampa toks stiprus, kad net šviesos spindulys nebegali iš jo ištrūkti. Tvaigtdę tarytum gaubia katkokia zona, iš kurios niekas negali pabėgti. Tai ir yra juodoji skylė. Juodosios skylės viduje jokie įprasti fizikos dėsniai nebegalioja. Buvo iškelta hipotezė, jog kolapsavusi tvaigtdė, 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 tvaigtdtių sistemos. Šalia ryškios geltonos Kapelos tvaigtdės Vetėjo tvaigtdyne matomas matas tvaigtdtių trikampis, vadinamas Otiukais. Trikampio viršūnėje spindi ne itin ryški, bet plika akimi gerai matoma tvaigtdė Vetėjo Epsilon (ε Aur). 1821 m. pastebėta, kad jos spindesys kinta nuo 3,3 iki 4,2 ryškio. Vėliau nustatyta, jog Vetėjo Epsilon yra uttemdomoji dvinarė, bet labai neįprasta: uttemimai įvyksta kas 27 metai ir trunka daugiau kaip 700 parų.

Ryškusis šios poros narys yra labai šviesi geltona supermiltinė, spinduliuojanti 60 000 kartų stipriau ut Saulę. Blyškusis narys, kuris sukelia uttemimus, nematomas; jis skleidtia tik infraraudonuosius spindulius, todėl astronomai ilgai galvojo, kad tai yra didelė šalta tvaigtdė, susidariusi iš tarptvaigtdinės medtiagos, dar tebesitraukianti ir nepakankamai karšta, kad šviestų, naudodama branduolinių reakcijų energiją. Pavyzdtiui, manoma, kad Vetėjo Epsilon sistemos infraraudonųjų spindulių šaltinis yra juodoji skylė.

Infraraudonojo nario masė 23 kartus didesnė negu Saulės. JAV astronomų A. Dt. V. Kamerono ir R. Stoderso nuomone, tai yra juodoji skylė; ją gaubia debesis kietų dalelių, spirale besisukančių apie įvykių horizontą, ir skleidtiančių infraraudonuosius spindulius, registruojamus Temėje. Laikui bėgant dalelės įveikia įvykių horizontą ir patenka į juodąją skylę, iš kurios niekada nebeištrūksta.

Rentgeno šaltiniai

Kita galima juodoji skylė yra Gulbės tvaigtdyne spindinčios supermiltinės HDE 226 868 palydovai, kurie skleidtia rentgeno spindulius. Manoma, kad rentgeno spindulių šaltinis — medtiaga, miltinišku greičiu krintanti į juodąją skylę.

Rentgeno astronomija — jaunas mokslas, mat kosminius rentgeno šaltinius galima stebėti tik ut Temės atmosferos ribų. Tokia galimybė atsirado tik po 1960 m. Iki šiol atrasta daug rentgeno šaltinių, vienas jų — Krabo ūkas. Dauguma Galaktikos rentgeno šaltinių yra dvinarės tvaigtdtių sistemos, aplink kurių optinę miltinę skrieja neutroninė tvaigtdė. Egzistuoja vadinamosios rentgeno novos, kurios sutimba, kelias savaites ar mėnesius skleidtia rentgeno spindulius, po to nusilpsta ir išnyksta.

Didtioji dalis tinomų rentgeno šaltinių yra mūsų Galaktikoje ir telkiasi arti pagrindinės Paukščių Tako plokštumos. Rentgeno spindulius skleidtia ir kai kurios galaktikos, pavyzdtiui, miltiniška tvaigtdtių sistema M 87 Mergelės tvaigtdyne. Ji yra ir radijo bangų šaltinis.

Dvinarės tvaigtdės

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

Dvinarių tvaigtdtių stebėtinai daug, bet ne visada jos tokios, kaip atrodo. Kai kurios iš tikrųjų yra fizikinės tvaigtdtių poros; kitų dvinariškumas tėra iliuzija, atsirandanti dėl projekcijos dangaus skliaute. Jei, tiūrint iš Temės, viena kryptimi matomos dvi tvaigtdės, danguje jos projektuojasi viena šalia kitos, nors tarp jų nėra jokio ryšio. Tokių tvaigtdtių pavyzdys — Vega, šviesi tydrai balta tvaigtdė Lyros tvaigtdyne, ir šalia jos matoma silpna 12 ryškio tvaigtdutė. Iš tikrųjų ji yra daug toliau ut Vegą, bet, tiūrint iš Temės, atrodo arti jos.

Dvinarės tvaigtdės ir jų sandara

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

Mergelės Gama (γ Vir), esanti netoli Spikos, susideda iš dviejų vienodų tvaigtdtių, kurių skriejimo periodas 180 metų. Kampinis nuotolis tarp narių dabar matesnis negu buvo amtiaus pradtioje; taip yra todėl, kad abi tvaigtdės artėja prie tos pačios regėjimo linijos. Dabar pro bet kurį teleskopą matomos abi tvaigtdės, bet apie 2016 m., kai atstumas tarp narių sumatės iki minimumo, Mergelės Gama atrodys kaip viena tvaigtdė ir tik pro didtiausius teleskopus bus matoma, jog ji dvinarė.

Micaras ir jo palydovas Alkoras Didtiųjų Grįtulo Ratų tvaigtdyne taip pat sudaro fizikinę tvaigtdtių porą; abu narius galima įtiūrėti plika akimi: vienas yra 2,4, kitas — 3,9 ryškio. Panaši tvaigtdtių pora yra Centauro Alfa (α Cen).

Kai kurios poros, kaip antai, Avino Gama (y Ari), susideda iš tos pačios spektrinės klasės tvaigtdtių. Bet yra ir tokių, kurių narių spalva skiriasi ir įspūdingai kontrastuoja. Ryškus raudonas Antaris Skorpiono tvaigtdyne turi blyškų talsvą palydovą; tokia pat talsva tvaigtdutė spindi šalia raudonosios miltinės Heraklio Alfos (α Her. Bet geriausias pavyzdys yra Gulbės Beta (β Cyg), arba Albirėjas: pagrindinis narys yra orantinė, o palydovas — talsvai tydra tvaigtdė

Spektroskopinės ir uttemdomosios dvinarės

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

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

Dviem tvaigtdėms skriejant aplink bendrą masės centrą, viena gali iš dalies ar net visiškai utstoti kitą. Kai taip atsitinka, iš Temės matoma, kaip silpsta spindesys, tarytum tvaigtdė lėtai prisimerktų. Tokių uttemdomųjų dvinarių pavyzdys — Algolis, arba Persėjo Beta (β Per), kurios uttemimai vyksta kas 2,87 paros, o ryškis kinta tarp 2,2 ir 3,5. Tvaigtdė prigęsta per 5 h, silpniausiai spindi 20 min ir vėl įsitiebia per 5 h. Tinoma daug Algolio tipo tvaigtdtių. Arti Vegos esanti Lyros Beta susideda iš dviejų artimų ir beveik vienodo spindesio narių. Dėl to per 12,9 paros spindesys dukart sumatėja iki minimumo (toks šios sistemos periodas). Kai kurių uttemdomųjų dvinarių tvaigtdtių periodai trumpi, pavyzdtiui, Svarstyklių Deltos (δ Lib) periodas tik 2,3 paros. Kitų periodai ilgi: Vetėjo Dzetos (ζ Aur), esančios netoli Kapelos, periodas 972 paros, Vetėjo Epsilon (ε Aur) — 27 metai.

Dvinarių tvaigtdtių reikšmė

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

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

Pulsuojančiosios tvaigtdės

Pulsuojančiosiomis vadinamos tvaigtdės, kurių spindesys laikui bėgant kinta dėl to, kad tvaigtdė periodiškai pulsuoja, t. y. plečiasi ir traukiasi. Kitimai gali būti taisyklingi ir netaisyklingi, jų trukmė — nuo kelių minučių iki kelių mėnesių. Astronomai nuolat seka tinomas ir ieško naujų kintamųjų tvaigtdtių. Garsus anglų astronomas Dtonas Gudrikas (1764— 1786) pirmasis nustatė, kad keistą Algolio tvaigtdės Persėjo tvaigtdyne spindesio kitimą (mirgėjimą) sukelia uttemimai, kai ryškiąją tvaigtdę periodiškai utstoja tamsesnis jos palydovas; Gudrikas atrado, jog kinta ir Cefėjo Delta (δ Cep). Pastaroji tvaigtdė 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 neįtiūrima 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 tvaigtdės ryškį bet kuriuo momentu. Vėliau buvo rasta ir daugiau tokios pat rūšies tvaigtdtių: tai Erelio Eta (η Aql), kurios periodas 7,17 paros; Dvynių Dzeta ( Gem), periodas 10,2 paros; Povo Kapa (χ Pav; 6B) dangaus pietų pusrutulyje, periodas 9,1 paros. Daug panašių kintamųjų tvaigtdtių atrandama šiuolaikiniais metodais — jų dabar tinoma apie tūkstantį. Tokios tvaigtdės vadinamos cefeidėmis.

Periodo ir šviesio sąryšis

Cefeidės yra labai šviesios tvaigtdės supermiltinės. Jos taip evoliucionavo, kad tapo nenuostovios. Tačiau jos visiškai nepanašios į netvarkingai sproginėjančias tvaigtdes. Cefeidės itin parankios, nes pagal jų spindesio kitimą nustatomas tikrasis šių tvaigtdtių šviesis, taip pat jų nuotolis nuo mūsų.

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

Ut Galaktikos ribų

1923 m. Edvinas Hablis (1889—1953) Maunt Vilsono observatorijoje (JAV) atrado cefeidtių kai kuriose tvaigtdtiųsistemose, tarp jų — M 31 Andromedos tvaigtdyne. Nustatęs cefeidtių kitimo periodus, jis apskaičiavo atstumą ir įsitikino, kad cefeidės ir pats spiralinis ūkas M 31 yra toli ut mūsų Galaktikos ribų. Jeigu ne šis Hablio atradimas, t. y. ne „parankios' cefeidės, įrodyti tokį faktą būtų buvę labai sunku. Tiesa, pirmieji Hablio vertinimai buvo neteisingi — atstumą iki M 31 jis gavo pernelyg matą. Prietastis — klaida, įsivėlusi cefeidtių atstumų skalėje ir ištaisyta tik 1952 m., pasirodtius svarbiam Valterio Badės (1893—1960) darbui. Hablis apskaičiavo, kad Andromedos galaktika M 31 yra ut 750 000 šviesmečių, iš tikrųjų iki jos daug daugiau negu du milijonai šviesmečių.

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

Ilgaperiodės kintamosios tvaigtdės

Cefeidės ir Lyros RR kintamosios yra pulsuojančios tvaigtdės. Yra tvaigtdtių, 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 tvaigtdės yra senos raudonosios miltinės, miltiniškų 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 mata. Dauguma jų, bet ne visos, yra raudonosios miltinės; jos tai plečiasi, tai vėl susitraukia, o pulsavimo metu jų spinduliavimo galia kinta. Tokios tvaigtdės, kaip Betelgeizė, yra labai didelės — jų skersmenys siekia 580 mln. km.

Netaisyklingosios kintamosios tvaigtdės

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

Pusiau taisyklingosios ir netaisyklingosios kintamosios tvaigtdės

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

Dauguma netaisyklingųjų kintamųjų tvaigtdtių 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 tvaigtdė nusimetė dujų apvalkalą.

Turbūt pati keisčiausia kintamoji tvaigtdė yra Laivo Kilio Eta (η Car) Pietų pusrutulio danguje. XIX a. viduryje ji buvo šviesiausia dangaus tvaigtdė po Sirijaus, bet po 1867 m. tapo nematoma plika akimi. Ją galima pamatyti tik pro tiūronus. Laivo Kilio Eta yra orantiškai raudonos spalvos ir skendi ūke; tiūrint pro teleskopą, ji panaši į matą dėmelę, o ne į ryškų į taškelį, kaip kitos įprastos tvaigtdės.

Tai labai šviesus, bet tolimas objektas.

Šiaurės Vainiko R ir Dvynių U tipo tvaigtdės

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

Dvynių U (U Gem) arba Gulbės SS (SS Cyg) tipo tvaigtdtių spindesys paprastai minimalus, bet kartais jos sutimba stipriau. Vidutinis laiko tarpas tarp Gulbės SS sutibimų lygus matdaug 6 savaitėms. Nustatyta, kad visos Gulbės 5S arba Dvynių U tipo tvaigtdės yra glaudtios dvinarės, kurių vienas narys yra vėlyva raudonoji nykštukė, o kitas — baltoji nykštukė.

Novos ir kartotinės novos

Nova — tai ne nauja tvaigtdė; taip vadinama silpna, staiga stipriai sušvitusi tvaigtdė. Praeityje stebėtos labai ryškios novos, pavyzdtiui 1901 m. Persėjo Nova 1918 m. Erelio Nova. Pasiekusi spindesio maksimumą, nova grįtta į pradinę būseną.

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

Tinomos kelios tvaigtdės, kurios sutibo daugiau nei vieną kartą. Pavyzdtiui, Šiaurės Vainiko T (T CrB) 1866 m. pašviesėjo nuo 9 iki 2 ryškio, o 1946 m. — nuo 10 iki 3. Tai kartotinė nova. Tokių tvaigtdtių atrasta nedaug.

Tvaigtdtių spiečiai

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

Padrikieji tvaigtdtių spiečiai

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

Taure, ties Aldebaranu yra dar vienas tvaigtdtių spiečius — Hiados. Jo tvaigtdtių tankis matesnis, svarbiausi jo nariai ne tokie spindulingi, o erdvėje tarp tvaigtdtių pasklidę kur kas matiau medtiagos. Hiados ne tokios įspūdingos kaip Sietynas, nes jas utgotia ryškus orantinis Aldebaranas. Iš tikrųjų Aldebaranas nėra Hiadų spiečiaus narys — jis yra pusiaukelėje tarp mūsų ir Hiadų.

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

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

Kamuoliniai tvaigtdtių spiečiai

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

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

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

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

Judantieji spiečiai

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

Tvaigtdynai

Patvelgę giedrą naktį į dangų, matome daugybę tvaigtdtių. Turėdami geras akis ir kantrybės, jų galėtume suskaičiuoti iki 2500. Blyškiausias tvaigtdes pastebėti ties horizontu trukdo storas Temės atmosferos sluoksnis. Daug daugiau tvaigtdtių matytume pro paprastą tiūroną, o pro galingus šiuolaikinius teleskopus jų pastebėtume net milijardus.

Vardus turi tik 275 pačios ryškiausios tvaigtdės, pavyzdtiui, Sirijus, Arktūras, Vega. Dauguma tvaigtdtių kataloguose (gr. katalogas — sąrašas) patymėtos sutartiniais tenklais — skaičiais, raidėmis.

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

1922 m. priimtas lotyniškas tvaigtdynų pavadinimas ir jo santrumpa, sudaryta iš trijų raidtių, pavyzdtiui, Didtiųjų Grįtulo Ratų tvaigtdynas vadinamas Ursa Major, UMa (Didtioji Meška), Eridanas — Eridanus, Eri. Iš senų laikų mus pasiekė ir lietuviški tvaigtdynų vardai: Grįtulo Ratai, Septyni Šienpjoviai, Dartelis, Juostandis ir kt. Graikai juos atitinkamai vadino Didtiąja ir Matąja Meška, Orionu, Šiaurės Vainiku, Kasiopėja.

Sujungus mintyse šviesiausias tvaigtdynų tvaigtdes, galima įtvelgti įvairias figūras. Jos buvo piešiamos senovės tvaigtdėlapiuose ir, apipintos gratiausiomis legendomis, pasiekė mūsų laikus su įprasmintais tvaigtdynų vardais.

Atstumai nuo Temės iki tvaigtdtių ir tarp pačių tvaigtdtių yra neįsivaizduojamai dideli. Jų šviesa keliauja iki mūsų keletą, keliolika ar net tūkstančius metų. Antai Saulės šviesa pasiekia Temę per 8 min 20 s, o kitos artimiausios tvaigtdės, Centauro Proksimos, šviesa — tik per 4,27 metų. Todėl atstumą iki tvaigtdtių yra įprasta reikšti ne kilometrais, o šviesmečiais (sutrumpintai tymima šm), t. y. atstumu, kurį šviesa nueina per metus. Stebint iš Temės plika akimi Didtiuosius Grįtulo Ratus, atrodo, kad atstumas iki visų šio tvaigtdyno tvaigtdtių 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. Didtiųjų Grįtulo Ratų septynios tvaigtdės skrieja beveik lygiagrečiais keliais, tačiau nevienodu greičiu ir skirtingomis kryptimis.

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

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

Netoli Didtiųjų Grįtulo Ratų Micaro tvaigtdės spindi blyški Alkoro tvaigtdutė. Kas mato Alkorą, to regėjimas pakankamai geras. Šių tvaigtdtių arabiško pavadinimo prasmė tokia: Micaras — tirgas, Alkoras — raitelis. Tarp „tirgo“ ir „raitelio“ tik 2550 milijardų kilometrų. Kosminiu mastu tai nedidelis atstumas.

Kiekviename tvaigtdyne tvaigtdės tymimos graikiškomis raidėmis: pati šviesiausia tvaigtdė - alfa, antra pagal šviesumą - beta ir t. t. Pavyzdtiui, Šiaurinė tvaigtdė yra Matųjų Grįtulo Ratų alfa, o šviesiausia dangaus tvaigtdė Sirijus (Lietuvoje matoma tik tiemą) - Didtiojo Šuns alfa.

Eilė tvaigtdynų, esančių išilgai kelio, kuriuo vyksta matomasis metinis Saulės judėjimas, vadinami Zodiako juosta (gr. zodiakas - gyvūnas). Kiekviename Zodiako tvaigtdyne Saulė būna matdaug mėnesį.

Atsitiktinių tvaigtdtių grupių, asocijavusiųjų senovėje su įv. mitinių asmenų, gyvūnų ir daiktų atvaizdais, projekcijos į dangaus sferą. Tvaigtdynų 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 tvaigtdynus (lent.). Tvaigtdynų ribos lygiagrečios dangaus lygiagretėms ir deklinacijos apskritimų lankams. 45 żvaigtdynai yra dangaus p. pusrutulyje; Lietuvos danguje matoma dangaus š. pusrutulio 28 tvaigtdynai ir dangaus p. pusrutulio 20 tvaigtdynų š. dalys. 15 tvaigtdynų yra dangaus pusiaujo juostoje, t.y. išsidėstę per abu dangaus pusrutulius.

Savitą grupę sudaro Zodiako juostos tvaigtdynai, išsidėstę išilgai ekliptikos. Metinis Saulės kelias eina per šiuos Zodiako tvaigtdynus: Tuvis, Aviną, Taurą, Dvynius, Vėtį, Liūtą, Mergelę, Svarstykles, Skorpioną, Gyvatnešį, Šaulį, Otiaragį, Vandenį.

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

Vienas iš senųjų tvaigtdėlapių: tvaigtdynai parodyti kaip tmonių ar gyvūnų figūros.

Literatūra:

Enciklopedija „Mokslas ir Visata“ (Vilnius, 1989)

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

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

www.astro.lt/enciklopedija/z/zvaigzdynai.html