Kaip gimsta žvaigždė: nuo tarpžvaigždinio debesies iki spindinčio objekto
Žvaigždžių formavimasis yra sudėtingas procesas, kurio metu šaltas ir retas tarpžvaigždinės erdvės dujų bei dulkių debesis virsta kompaktiška, spindinčia žvaigžde. Šis evoliucijos ciklas prasideda milžiniškuose molekuliniuose debesyse, dažnai vadinamuose „žvaigždžių lopšiais“.
Pradinė stadija: gravitacinis kolapsas ir fragmentacija
Tarpžvaigždinė terpė galaktikose daugiausia susideda iš vandenilio (apie 90 %) ir helio, o maždaug vieną procentą masės sudaro dulkės. Kai suveikia gravitacinis nestabilumas, debesis pradeda trauktis. Šį procesą gali išprovokuoti įvairūs faktoriai: dviejų debesų susidūrimas, kelionė per tankią spiralinės galaktikos viją arba netoliese įvykęs supernovos sprogimas, kurio smūginė banga sukelia medžiagos sutankėjimą.
Pagal virialo teoremą, debesis yra stabilus, kai jo kinetinės ir potencialios energijos suma yra subalansuota. Jei ši suma tampa neigiama, prasideda gravitacinis kolapsas. Traukimosi metu debesis fragmentuojasi - išsiskiria mažesni, tankesni dariniai. Šis fragmentacijos reiškinys paaiškina, kodėl žvaigždės dažniausiai gimsta grupėmis, sudarydamos spiečius.
Protožvaigždės struktūra ir akrecija
Kai debesies branduolys tampa nepermatomas savo paties spinduliuotei, susiformuoja hidrostatiškai pusiausvyros būsenoje esantis objektas - protožvaigždė. Nors pradinio debesies masė gali siekti tūkstančius Saulės masių, centrinio branduolio masė šioje stadijoje yra vos 0,01 M⊙.
Akrecijos metu išorinės debesies dalys krinta į branduolį, didindamos jo masę ir temperatūrą. Procesas tęsiasi tol, kol protožvaigždė tampa matoma, o aplink ją esantis medžiagos diskas vėliau gali evoliucionuoti į planetų sistemą. Svarbu paminėti, kad protožvaigždžių evoliucija priklauso nuo jų masės:
| Parametras | Mažos masės žvaigždės | Didelės masės žvaigždės |
|---|---|---|
| Evoliucijos trukmė | Iki 10⁹ metų | Apie 10⁵ metų |
| Konvekcinė zona | Apima visą tūrį | Nėra visame tūryje |
Perėjimas į pagrindinę seką
Kai žvaigždės masė viršija 0,07-0,08 M⊙, branduolyje prasidedančios termobranduolinės reakcijos (vandenilio virtimas heliu) pagaliau subalansuoja gravitacinį traukimąsi. Šis momentas žymi žvaigždės formavimosi pabaigą ir jos perėjimą į pagrindinę seką. Jei masė yra mažesnė, objektas tampa rudąja nykštuke - joje reakcijos niekada netampa vieninteliu energijos šaltiniu.
Pagrindinėje sekoje žvaigždė praleidžia apie 90 % savo gyvenimo trukmės. Būtent čia vyksta stabilus vandenilio degimas, o cheminė sudėtis pamažu kinta, vandeniliui virstant heliu. Bėgant laikui, dėl vidinių pokyčių žvaigždės šviesis ir temperatūra evoliucionuoja, priversdami jas palikti pagrindinę seką ir pereiti į vėlesnius raidos etapus.
Projektai
Steigėjas
Informacinis rėmėjas
