Žvaigždžių gimimas: nuo kosminių dujų debesų iki spindinčių milžinų
Visata - tai nuolatinio virsmo vieta, kur sprogimai fiksuojami tiek žvaigždėms gimstant, tiek mirštant. Žvaigždė - didelės masės dujų ir plazmos spinduliuojantis kosminis kūnas. Žvaigždės - tai didelės masės ir didelio skersmens įkaitusios plazmos rutuliai, sudaryti daugiausia iš vandenilio ir helio su nedidele sunkesnių cheminių elementų priemaiša.
Žvaigždės nėra tolygiai pasklidusios Visatoje, o susibūrusios į grupes, vadinamas galaktikomis. Anot Deivido Kornreicho (David A. Kornreich), jeigu visatoje yra apie 10 trilijonų galaktikų, tad šį skaičių padauginus iš maždaug 100 mlrd. žvaigždžių, esančių Paukščių tako galaktikoje - gaunamas išties įspūdingas skaičius: 1 000 000 000 000 000 000 000 000 žvaigždžių, arba „1“ su „24“ nuliais (1 kvadrilijonas europietiškoje sistemoje arba 1 septiljonas amerikietiškoje skaičiavimo sistemoje).
Žvaigždžių formavimosi procesas: nuo dujų debesies iki prožvaigždės
Žvaigždės susiformuoja tarpžvaigždiniuose debesyse iš juos sudarančios medžiagos. Žvaigždės gimsta molekuliniuose debesyse - didžiuliuose šaltų dujų, daugiausiai vandenilio, telkiniuose. Visi daviniai rodo, kad Visatoje yra daugiausia vandenilio ir kad žvaigždės atsiranda iš vandenilio debesų. Dažniausiai šis procesas vyksta lėtai ir ramiai: debesis traukiasi ir byra į vis smulkesnius fragmentus, kurių centruose galiausiai pasiekiama pakankama temperatūra ir tankis termobranduolinėms reakcijoms vykti. Žvaigždės gimsta tirštėjant šaltai tarpžvaigždinei medžiagai ūkuose.
Teoriniai skaičiavimai rodo, kad bet koks medžiagos debesis negali būti vienalytis - jame būtinai atsiranda tankio nevienodumų (Džinso nestabilumas), kurie traukiasi į vis tankesnius fragmentus - prožvaigždes. Šios prožvaigždės yra būtinas žingsnis žvaigždės evoliucijoje. Žvaigždei formuojantis šie debesys traukiasi ir yra pasiekiama tokia būsena, kada besiformuojančios žvaigždės centre susidaro didelis slėgis bei aukšta temperatūra.
Visos traukimosi stadijoje esančios prožvaigždės sukasi aplink savo ašį ir sukasi tuo greičiau, kuo mažesnis yra jų skersmuo. Dėl sukimosi formuojasi medžiagos žiedas ir susidaro būsimoji planetų sistemos užuomazga. Iš ūko formuojasi žvaigždė. Ūko centras įkaista, temperatūra didėja. Centre medžiagos masė didėja, tankėja ir kaista.
Branduolinių reakcijų uždegimas ir pagrindinė seka
Kai masė ir temperatūra pasiekia kritinį tašką, centre prasideda branduolinės reakcijos. Kai žvaigždės centre temperatūra pasiekia 10 mln. K, prasideda branduolinės vandenilio virtimo heliu reakcijos (protonų ciklas Saulės tipo ir CNO ciklas masyvesnėse nei Saulė žvaigždėse) - sakoma, kad žvaigždė atsiduria pagrindinėje sekoje. Centro forma virsta milžinišku rutuliu ir gimsta žvaigždė.
Visi daviniai rodo, kad Visatoje yra daugiausia vandenilio ir kad žvaigždės atsiranda iš vandenilio debesų. Šios branduolinės reakcijos yra pagrindinis žvaigždžių energijos šaltinis. Pagrindinės sekos žvaigždžių branduoliuose vyksta termobranduolinės sintezės reakcijos, kurių metu vandenilio branduoliai - protonai - virsta helio branduoliais, išmetama įvairių dalelių ir išskiriama daug energijos.
Būtent šioje stadijoje žvaigždė ir praleidžia daugiausia laiko. Čia būdama žvaigždė yra stabili - išoriniai sluoksniai ją spaudžia, o šerdyje vykstančios branduolinės reakcijos spaudimą atlaiko. Normalios būsenos žvaigždė išlaiko termodinaminę pusiausvyrą. Tuomet žvaigždės paviršiaus išspinduliuojama energija maždaug lygi jos gelmėse atsirandančiam energijos kiekiui.
Žvaigždėms būdinga taip pat hidrostatinė pusiausvyra, kurią galima paaiškinti taip: didėjant dujų slėgiui žvaigždės centro link, atsiranda slėgimo jėga, veikianti į išorę ir atsverianti gravitacijos jėgą, veikiančią centro link. Ši jėgų pusiausvyra egzistuoja kiekviename žvaigždės tūrio taške. Saulės masės žvaigždė susiformuoja maždaug per 40 milijonų metų.
Žvaigždėdaros regionai ir pavyzdžiai
Žvaigždės formuojasi ne pavienės, o įvairaus dydžio grupėmis. Dažnai šiuose regionuose stebimi sudėtingi procesai, kurie lemia naujų žvaigždžių atsiradimą.
-
Oriono ūkas
Vienas artimas žvaigždėdaros pavyzdys yra Oriono ūkas, esantis per 5° į pietus nuo Oriono juostos viduriniosios žvaigždės. Tai 29 šviesmečių skersmens šviesiausias difuzinis ūkas, nutolęs nuo mūsų 1500 šviesmečių. Jame pasklidusių dujų užtektų 10 000 tokių žvaigždžių kaip Saulė susidaryti. Ūko centre yra O ir B poklasių naujagimių žvaigždžių grupė - garsioji Trapecija. Šios žvaigždės yra labai karštos ir smarkiai spinduliuoja elektromagnetiniame diapazone, jonizuodamos aplink esančias dujas.
-
Molekulinių debesų susidūrimai
Vienas iš procesų, sukeliančių masyvių žvaigždžių formavimąsi, gali būti molekulinių debesų susidūrimai. Pataikę vienas į kitą debesys suspaudžiami, jų dujos sutankėja ir ima formuoti žvaigždes daug sparčiau nei įprastai. Yra žinoma kelios dešimtys debesų susidūrimų, tuose regionuose vyksta žvaigždėdara, tačiau ryšys tarp reiškinių iki šiol nebuvo nuodugniai ištirtas.
Mokslininkai išmatavo įvairių molekulių, pavyzdžiui amoniako ir anglies monoksido, bei anglies jonų spinduliuotę debesyje G013.313+0.193. Spektrai atskleidė du skirtingo greičio debesies komponentus: vienas juda link mūsų, kitas tolsta. Erdvėje šie komponentai formuoja U ir S formos struktūras, kurios tarsi sukimba viena su kita, o greičių erdvėje matyti juos jungiantys „tiltai“. Susidūrimas, tikėtina, įvyko prieš 0,35-1 milijoną metų. Tokie skaičiai puikiai atitinka regione aptiktų jaunų žvaigždinių objektų amžių. Pastarųjų aptikta net 94, taip pat 21 tankių dujų sankaupa. Tankias sankaupas supa pailgos struktūros, per kurias dujos krenta link tankiųjų centrų. Taip susidaro idealios sąlygos formuotis masyvioms žvaigždėms.
-
Turbulencijos įtaka
Žvaigždės gimsta dujų debesyse, kuriuose dujos įprastai juda gana netvarkingai - tai sudaro sąlygas joms byrėti į gabaliukus, formuojančius pavienes žvaigždes. Nuo netvarkingo judėjimo, vadinamo turbulencija, tipinio greičio priklauso ir tai, kaip greitai jaunų žvaigždžių grupė išsilaksto į šalis. Jei turbulencija yra lėta, jaunos žvaigždės gali suartėti viena prie kitos ir stipriai sąveikauti gravitaciškai. Tokiu atveju visas žvaigždėdaros regionas gali išsilakstyti į šalis.
Tada kurį laiką - apie šimtą metų - žvaigždėdaros regionas gali būti matomas kaip į visas puses besiplečiantis jaunų žvaigždžių, dujų gumulų ir juostų telkinys. Būtent toks regionas aptiktas dar 2009 metais, o dabar naujais ALMA teleskopo stebėjimais nustatytos detalios jo savybės. Žvaigždės ten formuotis pradėjo prieš maždaug 100 tūkstančių metų, o prieš maždaug 500 metų bent dvi masyvios žvaigždės pralėkė viena pro kitą milžinišku greičiu. Ši sąveika išskyrė tiek energijos, kiek Saulė išspinduliuoja per 10 milijonų metų, ir išdraskė visą regioną, kuris dabar plečiasi į šalis daugiau nei 150 kilometrų per sekundę greičiu.
Saulė - mūsų artimiausia žvaigždė
Pirmiausia pravartu pakalbėti apie mūsų Saulę, kaip artimiausią žvaigždę, nes ją mes geriau pažįstame, negu bet kurį kitą dangaus kūną. Saulė - tipiška G spektrinės klasės žvaigždė. Jos išorinius sluoksnius sudaro: vandenilis - 74,7 %, helis - 23,7 %, visi kiti elementai - tik 1,6 %. Iš sunkesnių už helį elementų daugiausia yra deguonies, anglies, azoto, neono, magnio, silicio ir geležies. Daugelio kitų žvaigždžių išorinių sluoksnių cheminė sudėtis irgi panaši į Saulės.
Saulės centre yra šerdis, kurioje temperatūra siekia 15 mln. Celsijaus laipsnių. Čia vyksta branduolinės reakcijos, kurių metu vandenilis virsta heliu, išskirdamas milžinišką kiekį energijos. Dėl to helio kiekis Saulės centrinėje dalyje didėja, o vandenilio - mažėja (kas sekundę sumažėja 564 milijonais tonų). Šis procesas vyksta jau beveik 6 milijardus metų, tačiau iki šiol išeikvota tik menka dalis Saulės vandenilio. Jo dar turėtų užtekti maždaug 5 milijardams metų.
Branduolinės reakcijos metu atsiradusi energija iš žvaigždės gelmių skverbiasi į paviršių dviem būdais - konvekcija ir spinduliavimu. Konvekcija yra įkaitusių medžiagos masių judėjimas į žvaigždės išorę, vėsesnėms masėms slenkant centro link. Spindulinis energijos sklidimas vyksta tada, kai atomai sugeria ir vėl išspinduliuoja iš žvaigždės vidaus sklindančius elektromagnetinius spindulius. Fotonas, susidaręs žvaigždės centre, pasiekia jos paviršių ne iš karto, o po daugybės absorbcijos ir emisijos procesų, trunkančių apie milijoną metų.
Žvaigždžių charakteristikos
Žvaigždžių masė dažniausiai 0,08 M⨀-120 M⨀ (M⨀ - Saulės masė), temperatūra paviršiuje 2700-40 000 K, šviesis 10-6 L⨀-106 L⨀ (L⨀ - Saulės šviesis; visa Saulės energija, išspinduliuojama per laiko vienetą), skersmuo 0,1 R⨀-80 R⨀ (R⨀ - Saulės skersmuo). Žvaigždės skirstomos pagal jų stebimas savybes, pvz., pagal šviesį (šviesio klasę - supermilžinės, milžinės, nykštukės), efektinę temperatūrą, spektro linijas jų spektre (spektrinę klasę), cheminę sudėtį, arba pagal jų raidos etapus (pagrindinės sekos, raudonųjų milžinių sekos, horizontaliosios sekos žvaigždės ir kitos; Hertzsprungo ir Russello diagrama).
Projektai
Steigėjas
Informacinis rėmėjas
