Visi žino, kad Saulė yra geltona. Na bent jau dieną danguje; vakarais kartais paraudonuoja. Nedaugelis žino tai, kad Saulė iš tikro visai ne geltona. Mūsų Saulės skleidžiamas spektras beveik atitinka šiluminį, o Saulės paviršiaus temperatūra yra 5700 K (Kelvino laipsnių). Jei Saulė būtų absoliučiai juodas kūnas, tai didžiausio intensyvumo šviesa iš jos sklistų būtent geltonoje spektro dalyje. Tačiau Saulės spektras yra kiek sudėtingesnis, ir taip jau gaunasi, kad žalios ir mėlynos spalvos spindulių skleidžiama yra panašiai arba netgi daugiau, nei geltonų. Tokį energijos pasiskirstymą mūsų akys interpretuotų kaip daugmaž baltą, gal kiek melsvą, spalvą, jei galėtų normaliai pasižiūrėti.
Pasižiūrėjus į Saulę, jos šviesa paprastai būna tokia intensyvi, kad akies dugne esantys receptoriai „užsitrumpina“ ir smegenims ima transliuoti nesąmones. Tos nesąmonės gali būti interpretuojamos dvejopai: pirmas variantas - smegenys nusprendžia, kad Saulė yra balta; antras variantas - smegenys išsitraukia iš atminties informaciją, kad Saulė yra geltona, ir ją „nuspalvina“ geltonai mūsų regos lauke. Žemės atmosfera ateina „į pagalbą“. Jos, kaip ir daugumos medžiagų, lūžio rodiklis yra didesnis didesnio dažnio šviesos spinduliams. Taigi aukšto dažnio (pvz., mėlynus) spindulius atmosfera išsklaido geriau, nei žemo dažnio (pvz., raudonus). Pro atmosferą praėjusi Saulės šviesa Žemės paviršių pasiekia truputį „paraudonavusi“, ir šio paraudonavimo užtenka, kad Saulė nuo Žemės paviršiaus atrodytų geltona. Saulė tikrai atrodo geltona, žiūrint nuo Žemės paviršiaus. Kartais sakoma, kad taip yra todėl, kad jos spektras atitinka visiškai juodo kūno, kurio temperatūra lygi maždaug 5700 K, spektrą. Tai nėra tiesa, nes iš tiesų Saulė geltona atrodo dėl atmosferos poveikio, o žiūrint iš kosmoso, jos spalva atrodo balta.
Balta spalva reiškia, kad visais (ar bent jau dauguma) regimojo spinduliuotės ruožo dažniais spinduliuojama panašiai intensyviai. Beje, žodis „spalva“, arba, tiksliau, „spalvinis indeksas“, astronomijoje turi specifinę reikšmę. Ji yra naudojama nagrinėjant objektų fotometrinius duomenis. Fotometrija - tai objekto spinduliuotės intensyvumo įvairiuose spinduliuotės diapazonuose tyrimas. Objektas fotografuojamas keletą kartų, ant teleskopo objektyvo uždėjus vis kitą filtrą, praleidžiantį tik dalį šviesos. Idealiu atveju toks filtras praleistų 100 procentų šviesos viename diapazone (pavyzdžiui „mėlynos“ šviesos, t.y. nuo ~400 iki ~450 nanometrų) ir 0 procentų bet kokio kito ilgio bangų. Įsivaizduokime, kad naudodami tokius filtrus, išmatuojame kažkokio objekto ryškį trijuose diapazonuose: mėlynos, geltonos ir raudonos spalvos - pavadinkime juos B (blue), V (visual) ir R (red). Taip gauname tris ryškio vertes, kurios labai retai sutampa tarpusavyje. Tada galime apskaičiuoti skirtumą tarp, pavyzdžiui, „mėlyno“ ir „geltono“ objekto ryškių. Šis skirtumas yra vadinamas B-V spalviniu indeksu (angl. colour index). Jis parodo, kiek ryškesnis objektas yra mėlyname spinduliuotės diapazone, nei violetiniame. Iš šio santykio galima apskaičiuoti ir temperatūrą, kurią turėtų absoliučiai juodas kūnas su tokiu pačiu spalviniu indeksu. Gauname žvaigždės B-V spalvinę temperatūrą. Panašiai galime apskaičiuoti ir V-R bei (nors tai daroma retai) B-R temperatūras. Nors šios irgi retai sutampa, bet paprastai yra gana panašios, o jų vidurkis yra visai neblogas žvaigždės temperatūros įvertinimas.
Žvaigždžių spektrinės klasės ir spalvos
Praleidę žvaigždės šviesą pro spektrografą, gausime jos spektrą: įvairiaspalvę žvaigždės šviesą, išsklaidytą pagal bangų ilgį. Violetinės spektro srities elektromagnetinės bangos trumpiausios (400 - 430 nm), toliau yra mėlynieji spinduliai (430 - 490 nm), žalieji (490 - 550 nm), geltonieji (550 - 590 nm), oranžiniai (590 - 610 nm) ir raudonieji (610 - 700 nm). Kiekvienos žvaigždės spektrą sudaro ištisinis spinduliavimas ir įvairių cheminių elementų absorbcijos linijos. Energijos pasiskirstymas ištisiniame žvaigždės spektre priklauso nuo jos paviršiaus temperatūros - kuo žvaigždė karštesnė, tuo ji spinduliuoja daugiau mėlynųjų, violetinių ir ultravioletinių spindulių, o kuo vėsesne - tuo daugiau žaliųjų, geltonųjų, raudonųjų ir infraraudonųjų spindulių. Tai lemia žvaigždės regimąją spalvą. Jau plika akimi matome, kad Vega yra balta, Tikutis, Saulė - geltona, Arktūras - rausvas, o Betelgeizė - raudona.
Žvaigždžių klasifikacija pagal spektrą
Pagal paviršiaus temperatūrą astronomai skirsto žvaigždes į spektrines klases, kurios žymimos didžiosiomis lotyniškomis raidėmis O, B, A, F, G, K ir M. Kiekviena spektrinė klasė skirstoma į 10 poklasių, žymimų arabiškais skaitmenimis: B0, B1, ..., B9, A0, A1, ..., A9 ir t.t. Mūsų Saulė yra G2 spektrinės klasės žvaigždė.
| Spektrinė klasė | Paviršiaus temperatūra (K) | Spalva | Spektro ypatybės |
|---|---|---|---|
| O | iki 50 000 | Melsva | Vandenilio ir helio linijos |
| B | 25 000 - 10 000 | Mėlynai balta | Vandenilio ir helio linijos |
| A | 10 000 - 7500 | Balta | Vandenilio, kalcio ir kitų vieną kartą jonizuotų metalų linijos |
| F | 7500 - 6000 | Geltonai balta | Vandenilio, kalcio ir kai kurių kitų vieną kartą jonizuotų metalų linijos |
| G | 6000 - 5200 | Geltona | Kalcio, geležies, natrio, magnio ir kitų metalų neutralių atomų linijos |
| K | 5200 - 3600 | Oranžinė | Kalcio, geležies, natrio, magnio ir kitų metalų neutralių atomų linijos |
| M | 3600 - 1500 | Raudona | Titano oksido (TiO) molekulių juostos |
Be to, dar yra anglingosios R ir N spektrinių klasių žvaigždės, kurių spektruose matosi daug anglies C2 ir jos junginių CN ir CH molekulių juostų. Karštųjų žvaigždžių O, B, A ir F spektrinės klasės vadinamos ankstyvosiomis, o vėsiųjų žvaigždžių G, K, M, R, N ir S spektrinės klasės - vėlyvosiomis.
Žvaigždžių evoliucija ir spalva
Naktiniame Žemės danguje žvaigždės - mažyčiai, spindintys taškeliai. Tačiau šis požiūris nėra itin arti realybės. Žvaigždės - tai didžiuliai įkaitę dujų kamuoliai, kurių paviršiaus temperatūra siekia nuo 3200°C iki netgi 40000°C. Artimiausia mums žvaigždė - Saulė - priskiriama geltonosioms nykštukėms, jos masė siekia apie 1,989×10^30 kg, o paviršiaus temperatūra yra apie 5500°C. Žvaigždės vykdo termobranduolines reakcijas, kurių metu vandenilis naudojamas kaip kuras. Vykdomos reakcijos išskiria daug energijos šilumos pavidalu, todėl žvaigždžių temperatūra tokia aukšta. Temperatūra gali kisti pagal žvaigždės dydį, o dėl kintančios temperatūros, kinta ir fuzijos reakcijų rezultatai. Spalva priklauso nuo žvaigždžių spalvos temperatūros ir masės. Visa tai pradedama skaičiuoti nuo jo gimimo, kuris įvyksta, kai migla kondensuojasi ir sudaro branduolinę sintezę. Spalva prasideda tuo pačiu momentu ir baigiasi, kai žvaigždė išnaudoja visą savo kurą ar energiją, kuri yra vandenilio ir helio derinys. Šis gimimo procesas gali užtrukti tūkstančius ar milijonus metų. Žvaigždės turi skirtingas spalvas, kurios leidžia nustatyti, kas yra jūsų apytikslis amžius.
Raudonosios nykštukės: ilgaamžiškumo čempionės
Raudonosios nykštukės ganėtinai vėsios, o jų masė dažnai nesiekia net trečdalio mūsų Saulės masės. Dėl mažos temperatūros vandenilio konversija į helį ganėtinai lėta, o žvaigždės viduje vykstantis medžiagų judėjimas suteikia daugiau vandenilio kuro lyginant su didžiųjų žvaigždžių proporcijomis ir prieinamu vandenilio atomų šaltiniu. Dėl šių priežasčių raudonosios nykštukės drąsiai laiko ilgaamžiškumo titulą - jų nuspėjama gyvenimo trukmė gali siekti net 1 trln. metų. Šiuos skaičius sunkiai įsivaizduojame, tačiau Visatos amžius nesiekia net 14 mlrd. metų, o Saulė tegyvens tik apie 12 mlrd. metų. Dėl nuolat greitėjančio Visatos plėtimosi, raudonosios nykštukės gali likti paskutinėmis šviesiomis žvaigždėmis Visatoje. Seniausios žvaigždės yra žemesnės temperatūros, siekia apie 3000 ° C ir yra rausvos.
Saulė ir kitos vidutinio dydžio žvaigždės
Vidutinio dydžio žvaigždės, kaip Saulė, savo branduoliuose turi sluoksnius, tarp kurių materija negali judėti taip laisvai, kaip raudonosiose nykštukėse. Saulė skiriama į 3 vidines zonas: centrinę, dar kitaip vadinamą branduoliu, ją gaubia spindulinė bei konvekcinė zonos. Branduolyje, dėl aukštos temperatūros ir slėgio, vandenilio atomai skyla, sudarydami atomų branduolių ir elektronų plazmą. Tokiose sąlygose vyksta termobranduolinės reakcijos, kurių pirminis produktas - helio branduolys. Reakcijos metu taip pat išskiriami gama spindulių fotonai ir neutrinai, tampantys pagrindiniu Saulės energijos šaltiniu. Dalis šių dalelių pasiekia Saulės paviršių ir yra išspinduliuojama į Visatą. Nuo Saulės paviršiaus atsiskyręs fotonas pasiekia Žemę per 8 min., tačiau jam prireikia 200 000 metų, kad nuo branduolinės reakcijos vietos branduolyje pasiektų Saulės paviršių. Branduolyje vykstančių termobranduolinių reakcijų metu helio branduolys taip pat gali reaguoti su plazma, tad, dėl Saulės sąlyginai nedidelės masės, galutinis reakcijų produktas gali būti bet kuris elementas, nesunkesnis už anglį. Saulė yra gelsva žvaigždė; dėl to galima daryti išvadą, kad jis turi vidutinį amžių. „Sun“ gyvena nuo 4000 iki 4600 milijonų metų, o temperatūra siekia 6000 ° C. Geltonos žvaigždės primena Saulę, jų temperatūra yra 6000 ° C. Jie turi vidutinį amžių nuo 4 iki 10 milijardų metų. Jo geltonos žvaigždės gyvenimas pasiekia maždaug 12 milijardų metų, kai pradeda transformuotis į oranžinę ar raudoną žvaigždę. Geriausiai žinoma žvaigždė, saulė, priklauso šiai geltonųjų žvaigždžių grupei. Tarp kitų geltonų žvaigždžių pabrėžia žvaigždę Helvetios; jos temperatūra yra 5517 ° C, ji yra saulės tipo ir priklauso Pegasus žvaigždynei.
Masyvios žvaigždės ir jų mirtis
Žvaigždės, kurios bent 8 kartus didesnės už Saulę, termobranduolinių reakcijų metu sukuria elementus, nesunkesnius už geležį. Dėl traukos jėgos, sunkesni elementai sudaro naujus vidinius sluoksnius: vandenilio fuzija vyksta arčiausiai žvaigždės paviršiaus, reikalauja ganėtinai žemos temperatūros - lyginant su kitais reakcijų sluoksniais. Dėl vandenilio, naudojamo termobranduolinėms reakcijoms, kyla branduolio temperatūra, taip sukuriamos sąlygos aukštesnio lygio branduolių reakcijoms. Antrajame branduolio sluoksnyje helio atomai, sulydyti iš vandenilio branduolių plazmos, dėl aukštesnės temperatūros vėl paverčiami į plazmą, tačiau šios reakcijos metu naujai sulipdyti atomai - anglis. Didesnės žvaigždės gali turėti iki šešių skirtingų fuzijos sluoksnių, septintuoju tampa geležis. Kiekvienas naujai atsiradęs sluoksnis - termobranduolinių reakcijų stadija - dėl sparčiau kylančios žvaigždės temperatūros trunka vis trumpiau. Tam, kad tokio dydžio žvaigždė sudegintų savo vandenilio atsargas, jai gali prireikti iki milijardo metų, tačiau atsiradus vos pirmajam geležies atomui, ima tiksėti mirtina bomba. Silikonas ima taip greitai virsti geležimi, kad jo atsargos baigiasi per vieną dieną! Žvaigždės geležiniam branduoliui didėjant, o vandenilio atsargoms mažėjant, ji ima artėti prie savo pražūties. Regimąją Visatą nutvieskia ryškus Supernovos blyksnis, anksčiau buvę žvaigždės sluoksniai skrieja kosmoso platybėmis. Iš kažkada buvusios termobranduolinių reakcijų galiūnės liko tik mažytė neutroninė žvaigždė - pirmykštės žvaigždės branduolio liekana. Mirusios žvaigždės gyvenimo rezultatas - Visata skriejantys reakcijų metų pagaminti elementai ir junginiai. Šie naujai pagaminti elementai, skriejantys metalo luitais ar spindulių pavidalu, gali atgimti - tapti naujų žvaigždžių gamyklomis, vadinamais pluoštiniais ūkais. Neutroninė žvaigždė skleidžia tokią stiprią radiaciją, kad aplink ją esantis žvaigždės išorinių sluoksnių sudarytas pluoštinis ūkas ima švytėti. Praėjus tūkstančiams metų, šis ūkas išsisklaidys, po savimi palikdamas neutroninę žvaigždę ir naujas, ką tik iš likučių susiformavusias žvaigždes. Jaunesnės žvaigždės yra karščiausios žvaigždės ir gali siekti iki 40 000 ° C.
Žvaigždžių spalvų tipai
Mėlynos žvaigždės
Tai yra keletas jauniausių žvaigždžių. Jo spalvą lemia temperatūra; tai yra, jie yra vienas iš karščiausių. Jų pavyzdys yra žvaigždė Alnilam, kurios temperatūra yra 27 000 ° C, o šviesumas yra 375 000 padų. Ši žvaigždė yra gerai žinoma, nes ji yra Orion diržo dalis kartu su dviem žvaigždėmis: Alnitak ir Mintaka. Labai karštos žvaigždės spinduliuoja daug ultravioletinių ir Rentgeno spindulių; regimajame diapazone jos šviečia beveik vien tik mėlynai.
Baltos žvaigždės
Jie yra karštos žvaigždės ir jų spalva yra tikrai ultravioletinė. Tačiau žmogaus akis jį suvokia kaip baltą; tai yra visų spalvų spektro ir UV spindulių spalvų rezultatas. Žvaigždžių Spica arba Spike priklauso šiai baltųjų žvaigždžių klasifikacijai. Jo temperatūra yra nuo 22 400 ° C iki 18 500 ° C, priklauso Mergelių žvaigždynei ir yra didesnė už Žemės Saulę.
Oranžinės žvaigždės
Jie turi temperatūrą nuo 4000 ° C. Apelsinų nykštukai gali pasiekti temperatūrą, žemesnę nei 4000 ° C; tačiau jie priklauso šiai grupei dėl savo spalvos ir šviesumo. Pavyzdžiui, žvaigždė Arturo yra oranžinė. Jis apibūdinamas kaip ryškiausia žvaigždė danguje ir antras ryškiausias. Jo temperatūra yra 4290 ° C ir yra El Boyero žvaigždyne.
Raudonosios žvaigždės
Tai paskutinė žvaigždžių spalva. Taip yra todėl, kad jie suvartojo energiją beveik visose jų dalyse. Šių žvaigždžių temperatūra yra labai maža, palyginti su likusiais: apie 3000 ° C. Betelgeuse žvaigždė yra raudona ir yra Orion žvaigždyno dalis. Jo temperatūra svyruoja nuo 3500 iki 3000 ° C; ji yra ryškiausia iš jos žvaigždyno. Vėsios žvaigždės spinduliuoja daug infraraudonųjų spindulių, o regimajame diapazone beveik tik raudonai, todėl ir atrodo raudonos. Beje, dėl tos pačios priežasties ir žvakės liepsna yra raudona.
Kosminė archeologija: Visatos praeities tyrinėjimas
Dar palyginus neseniai - iki XIX amžiaus - „nejudančios žvaigždės“ (angl. fixed stars, lot. stellae fixae) buvo bendras visų žvaigždžių, išskyrus Saulės, pavadinimas. Taip jas praminė dar senovės graikai, tuo atskirdami jas nuo „klajojančių žvaigždžių“ - planetų, Saulės ir Mėnulio. Vėliau paaiškėjo, kad žvaigždės visgi nėra pritvirtintos prie mistinio dangaus skliauto, o juda - kai kurios atrodo svyruojančios pirmyn-atgal bėgant metams, kai kurių net ir tikrą, nesvyruojantį, judėjimą per teleskopus galima pamatyti. Visgi mes matome labai statišką Visatos vaizdą. Taip, pavienių žvaigždžių judėjimą kartais matyti galime, ypač jei tos žvaigždės yra arti mūsų (svyravimas, vadinamas paralaksu, matomas dėl Žemės sukimosi aplink Saulę), galime stebėti ir egzoplanetų sukimąsi aplink savo žvaigždes, yra dar keletas procesų, kurie vyksta pakankamai greitai, kad galėtume matyti, kaip jie keičiasi (pavyzdžiui, Hablas per 14 metų pamatė, kaip keičiasi protožvaigždės čiurkšlė). Visgi dauguma objektų ir darinių lieka fiksuoti nepriklausomai nuo mūsų teleskopų sugebėjimų. O mes norėtume išsiaiškinti, kaip tie objektai evoliucionuoja: kaip vystosi galaktikos per milijardus metų, kaip formuojasi jų žvaigždžių populiacijos, kaip juda dujos, kokį poveikį viskam turi supermasyvios juodosios skylės, kaip vyksta galaktikų susiliejimai... Daugybė procesų, kurie vyksta milijonus, šimtus milijonų, milijardus metų - tiek laiko juos stebėti neturime galimybės. Tad kaip galime kažką apie juos sužinoti? Šiuo atveju naudinga metodika, vadinama kosmine archeologija arba žvaigždžių archeologija. „Archeologija“ ji yra todėl, kad šiais metodais bandome išsiaiškinti apie objekto ar jo aplinkos praeitį, remdamiesi tuo, ką galime matyti dabar. Niekas į žvaigždes neskrenda ir jų nekasinėja, bet ir dideliu atstumu žiūrėdami galime šį tą suprasti. Žmonių troškimas sužinoti daugiau apie beribę Visatą, joje esančias žvaigždes ir planetas tampa troškimu sužinoti apie mūsų praeitį, dabartį ir galbūt net ateitį.
Baltosios nykštukės: laiko kapsulės
Kai žvaigždė, kurios masė nesiekia 8 Saulės masių, baigia savo gyvenimą, ji nusimeta išorinius sluoksnius ir virsta baltąja nykštuke. Nykštukė dažniausiai susideda iš deguonies ir anglies, termobranduolinės reakcijos joje nevyksta, žvaigždė tik po truputį vėsta, spinduliuodama savo šiluminę energiją. Kuo senesnė baltoji nykštukė, tuo ji vėsesnė. Taigi išmatavę jos temperatūrą, iš principo galime nustatyti ir amžių. Deja, kuo baltoji nykštukė vėsesnė, tuo sunkiau tą temperatūrą tiksliai nustatyti - ir dėl bendro blėsimo, ir dėl spektrinių linijų sumenkimo. Visgi ką galima padaryti, tai aptikti karščiausias baltąsias nykštukes konkrečioje populiacijoje ir išmatuoti jų masę (vėlgi, iš spektro ar iš bendro šviesio). Tada žinome, kokios masės žvaigždės šiuo metu virsta nykštukėmis - susieti jų masę su baltųjų nykštukių mase reikia žvaigždžių evoliucijos modelių, bet tą padaryti įmanoma. Žinodami, kokios masės žvaigždės dabar baigia savo gyvenimus, sužinome ir tai, kada jos susiformavo, mat žvaigždės gyvenimo trukmė priklauso nuo jos masės.
Prieš keletą metų toks metodas išbandytas kamuoliniame spiečiuje M4. Nustatyta, kad jauniausios baltosios nykštukės jame yra 0,529 Saulės masės; remiantis tuo suskaičiuota, kad spiečius žvaigždes suformavo prieš 12,5 milijardo metų. Šis skaičius puikiai atitinka kitais būdais nustatytą, o taip patikrinus modelį, galima jį pritaikyti ir kitur. Tame pačiame darbe modelis buvo pritaikytas Paukščių Tako žvaigždinio halo (žvaigždžių, sklandančių aplink galaktiką daugmaž rutulio formos erdvėje) amžiui nustatyti: ten esančios karščiausios baltosios nykštukės yra šiek tiek masyvesnės, taigi jos gimė iš masyvesnių žvaigždžių, kurios gyveno trumpiau: halo žvaigždės yra truputį jaunesnės, nei kamuolinio spiečiaus M4; jų amžius - 11,4 milijardo metų.
Paukščių Tako formavimosi detalės: žvaigždžių aureolės analizė
Mažo metalingumo žvaigždės: pirmosios Visatos liudininkės
Tik susiformavusioje Visatoje buvo vos keturi cheminiai elementai - vandenilis, helis ir labai menki kiekiai ličio bei berilio. Iki gimstant pirmosioms žvaigždėms, daugiau tų elementų ir nesusiformavo, taigi pirmąsias žvaigždes taip pat sudarė tik vandenilis ir helis (litis ir berilis jose suiro). Tik vėliau, sprogstant pirmosioms supernovoms, į tarpžvaigždinę aplinką buvo išmesti sunkesni elementai, kurių reikėjo ir daugumos planetų formavimuisi. Pirmosios žvaigždės, vadinamos III (trečiąja) populiacija, greičiausiai buvo vidutiniškai masyvesnės už šiandienines, bet ir tarp jų buvo mažos masės žvaigždžių. O mažos masės žvaigždės gyvena ilgai - kai kurios net ir iki šių dienų. Taigi radę žvaigždžių su labai žemu metalingumu („metalais“ astronomijoje vadinami visi sunkesni už helį cheminiai elementai), galime šį tą pasakyti ir apie jų formavimosi aplinkybes bei apie struktūras, kuriose jos susiformavo.
Pavyzdžiui, nors III populiacijos žvaigždės turi labai mažai metalų, jų vis tiek kažkiek yra; per milijardus metų net ir mažiausios masės žvaigždės jų prisigamino, taigi galima šį tą įžvelgti ir spektruose. Iš to galime geriau suprasti, kaip vyksta termobranduolinės sintezės reakcijos žvaigždėse. Žinodami, kur esama tokių senų žvaigždžių, galime pasakyti, kada susiformavo tie struktūriniai galaktikų komponentai: pavyzdžiui, Paukščių Tako žvaigždiniame hale yra labai senų žvaigždžių, tai reiškia, kad pats halas yra labai senas darinys. Galaktikos diske žvaigždžių amžius koreliuoja su vertikaliu pasklidimu: jaunos žvaigždės išsidėsčiusios arčiau disko plokštumos, senos pasklidusios plačiau. Šitai galima paaiškinti tuo, kad žvaigždės gimsta arti disko plokštumos, bet laikui bėgant išsibarsto toliau nuo jos; žvaigždžių amžių informacija leidžia nustatyti, kaip sparčiai vyksta tas išsibarstymas.
Mažo metalingumo žvaigždės padeda išsiaiškinti ir Galaktikos halo formavimosi istoriją. Susiformuoti pačiame hale jos negalėjo - ten niekada nebuvo pakankamai tankių dujų. Greičiausiai, jos yra subyrėjusių nykštukinių galaktikų palikimas. Šią hipotezę - kad žvaigždiniai halai formuojasi didelėms galaktikoms ryjant mažas - patikrinti galima išsiaiškinus nykštukinių galaktikų žvaigždžių savybes. Kadangi nykštukinėse galaktikose žvaigždės tikrai yra tokio mažo metalingumo, kaip ir haluose, vadinasi, halų žvaigždės tikrai galėjo užgimti nykštukinėse galaktikose, iš kurių vėliau išsibarstė. Apskritai mažo metalingumo žvaigždžių tyrimai yra pagrindinė kosminės archeologijos dalis. Visai neseniai paskelbta apie grupę labai mažo metalingumo žvaigždžių, aptiktų Paukščių Tako centriniame telkinyje, palyginus netoli Galaktikos centro. Šios žvaigždės greičiausiai susiformavo pačioje Galaktikos augimo pradžioje, kai tik centriniame telkinyje dujų tankis buvo pakankamas žvaigždėms formuotis.
Ilgaamžės dujų struktūros: Visatos pėdsakai
Kai kurie procesai, vykstantys Visatoje, palieka ilgaamžius pėdsakus savo apylinkėse. Viena pėdsakų rūšis yra šviesos aidai, kuriuos galima pamatyti, pavyzdžiui, dujų debesyse netoli kadaise sprogusios supernovos ar kadaise suaktyvėjusio galaktikos branduolio. Taip įmanoma netiesiogiai pažvelgti net ir į keleto šimtmečių praeitį, bet tikrai ne į milijonų metų senumo įvykius. Be to, įvykiai turi būti susiję su žymiu šviesos pliūpsniu, kuris gali aidą sukelti.
Kita pėdsakų rūšis - dinaminiai. Tai yra įvairus dujų „sujaukimas“, išliekantis daugybę metų - kartais ir milijonus ar dar ilgiau. Jų kilmė gali būti irgi supernovų sprogimai, galaktikos branduolio aktyvumas, žvaigždžių vėjai, galaktikų susiliejimai. Labai įvairūs procesai, visi pakankamai energingi, kad sujudintų aplinkines, o gal net visos galaktikos, dujas ir pakeistų jų savybes: išsidėstymą, temperatūrą, judėjimo greičius. Jei pavyksta išsiaiškinti, kaip tokie pokyčiai sukeliami, galima stebėjimus susieti su konkrečiais sukelėjais. Pavyzdžiui, galaktikų susiliejimai palieka dujų ir žvaigždžių juostas ar kevalus galaktikų pakraščiuose, supernovos ir žvaigždžių vėjai gali išpūsti dujas iš galaktikų, aktyvūs branduoliai po savęs palieka didžiulius burbulus ir čiurkšles. Šių reiškinių tyrimai neduoda tokių tikslių rezultatų, kaip senų žvaigždžių ar baltųjų nykštukių, bet juos stebėti galime ir gana tolimose galaktikose, taigi savų panaudojimų turi ir jie.
Archeoastronomija ir astronomijos skirtumai
Egzistuoja tyrimų sritis, kurios pavadinimas panašus į kosminę archeologiją. Tai - archeonastronomija. Bet tai yra visiškai kitas reikalas, labiau susijęs su archeologija ir istorija, o ne astronomija. Archeoastronomija - tai senovės civilizacijų astronominių žinių, pasiekimų ir artefaktų tyrimas. Archeoastronomija - tai Stounhendžas ir panašūs statiniai, Dangaus stebykla ir Etnokosmologijos muziejus Kulionyse prie Molėtų ir taip toliau.
Kodėl žvaigždės mirksi, o planetos - ne?
Kokios didelės žvaigždės bebūtų, jos yra labai toli (aišku, išskyrus Saulę). Netgi žiūrint pro galingus teleskopus jos atrodo taškiniai šviesos šaltiniai. Saulės sistemos planetos, nors yra labai mažos lyginant su žvaigždėmis, yra labai arti Žemės (kosminiais masteliais) ir gali būti aiškiai matomos. Pro nedidelius didinamuosius prietaisus netgi galima matyti jų diskus. Žemės atmosferos sluoksniuose nuolatos vyksta turbulencija. Dėl jos visuose astronominėse nuotraukose vaizdai šiek tiek „išplaukia“. Kitais žodžiais tariant, taškinis šaltinis gali atrodyti visai ne taškinis, o jau turintis tam tikrus išmatavimus. Taipogi stebint žvaigždę, dėl tos pačios atmosferos turbulencijos sekundės dalį galime iš viso nematyti žvaigždės, t.y. taškinio šviesos šaltinio. Tai nereiškia, kad žvaigždė nustojo švietusi, o po to vėl užsidegė. Paprasčiausiai jos šviesa atmosferos sluoksniuose lūžo kitu kampu ir nepateko į mūsų akis ar šviesos imtuvą. Planetų diskų vaizdą sudaro ne vienas šviesos taškas. Jų diskai sudaryti iš daugybės taškelių. Todėl tikėtina, kad stebint planetos vaizdą, planeta niekada nedings, kaip žvaigždė. Kiekvienas sudaromo planetos disko vaizdo taškelis mirksi kaip žvaigždė, tačiau jų suminis intensyvumas susividurkina ir gaunamas vaizdas yra stabilesnis nei žvaigždžių.