Kaip gimė žvaigždė: nuo kosminio debesies iki švytinčio dangaus kūno
Kaip gimė žvaigždė: nuo kosminio debesies iki švytinčio dangaus kūno
Formavimasis (arba gimimas) yra pradinė žvaigždžių evoliucijos stadija, kurios metu tarpžvaigždinis debesis virsta žvaigžde. Šio proceso metu debesis susitraukia ir suskyla, tampa nepermatomu savo pačios spinduliuotei ir virsta protostara. Šiame etape protostara kaupia medžiagą iš išorinių debesies dalių, o jai pasibaigus, ji tampa pagrindinės sekos žvaigžde, spinduliuojančia dėl savo paties susitraukimo.
Terminas „formavimasis“ arba „gimimas“ taikomas atskiros žvaigždės atsiradimo procesui, o „žvaigždėdarą“ paprastai reiškia didelio masto žvaigždžių atsiradimą galaktikoje.
Tarpžvaigždinė terpė ir jos vaidmuo
Tarpžvaigždinė terpė galaktikose daugiausia susideda iš vandenilio ir helio; atomų skaičiumi šių elementų yra atitinkamai 90% ir 10%. Be to, apie procentą jos masės sudaro tarpžvaigždinė dulkės. Daugumoje sričių temperatūra svyruoja nuo 100 iki 106 K, o dalelių koncentracija - nuo 10−3 iki 103 cm−3.
Gravitacinės nestabilumo ir debesies susitraukimas
Taikant gravitacinės nestabilumo principą, debesis gali pradėti susitraukinėti. Šią nestabilumą gali sukelti įvairūs veiksniai, pavyzdžiui, dviejų debesų susidūrimas, debesies praėjimas per tankią spiralinės galaktikos šaką arba netoliese įvykęs supernovos sprogimas, kurio smūginė banga gali susidurti su molekuliniu debesiu. Pagal virialio teoremą, debesis yra stabilus, kai dvigubos kinetinės energijos ir potencialiosios energijos suma yra lygi nuliui. Jei ši suma yra mažesnė už nulį, įvyksta gravitacinė nestabilumas.
Esant pastoviam tankiui ir spinduliui, debesies potencialiosios energijos modulis (ji yra neigiama) didėja proporcingai R2, o visų molekulių kinetinės energijos suma didėja proporcingai R3. Todėl pakankamai didelis debesis pradės susitraukinėti.
Kur G yra gravitacinė konstanta, R - spindulys, k - universali dujų konstanta, T - temperatūra. Jeans masė (MJ) yra kritinė masė, kurią turi turėti debesis, kad galėtų susitraukti. Sąlygomis, kurios stebimos molekuliniuose debesyse, ji sudaro 103-105 M⊙. Dėl šios priežasties susitraukimas vyksta beveik izotermiškai.
Didėjant debesies tankiui, Jeans masė mažėja susitraukimo metu, ir debesyje išsiskiria mažesnio dydžio ir masės dalys, kurios pradeda atskirai susitraukinėti. Šis procesas vadinamas žvaigždėdaros debesies fragmentacija, ir fragmentacija gali vykti daug kartų, kol debesis taps nepermatomu savo pačios spinduliuotei, o tai žymiai sulėtins aušinimo procesą ir sustabdys Jeans masės mažėjimą. Tai paaiškina, kad žvaigždės daugiausia formuojasi grupėmis. Be to, fragmentacijos reiškinys paaiškina, kodėl žvaigždžių masės yra daug mažesnės nei pradinio debesies Jeans masė. Minimali masė debesies, galinčio susidaryti fragmentacijos metu, sudaro apie 10−2 M⊙.
Tačiau, jei debesies medžiagoje elementų, sunkesnių už helį, yra labai mažai, aušinimas vyksta daug mažiau efektyviai, o debesis fragmentuojasi daug silpniau. Debesys, kurie jau pradėjo susitraukinėti, dažnai stebimi kaip globulės - tamsiosios ūkanos, kurių masė yra apie 100 M⊙, o dydis - apie parseką.
Protostaros formavimasis ir evoliucija
Debesies susitraukimas vyksta netolygiai, ir praėjus tam tikram laikui po susitraukimo pradžios, debesyje susidaro hidrostatiniu būdu subalansuotas branduolys - paprastai manoma, kad nuo šio momento debesies branduolys yra protostara. Beveik nepriklausomai nuo debesies masės, branduolio masė sudarys 0,01 M⊙, spindulys - kelis astronominius vienetus (a.e.), o temperatūra centre - 200 K. Išorinių debesies sluoksnių akrecija į branduolį lemia jo masės ir temperatūros augimą, tačiau esant 2000 K temperatūrai jos augimas sustoja, nes energija išeina skaidant vandenilio molekules. Tam tikru momentu pusiausvyra sutrikdoma ir branduolys pradeda susitraukinėti. Kitas pusiausvyros taškas pasiekiamas mažesniam, dabar jau jonizuotam branduoliui, kurio masė yra 0,001 M⊙, spindulys apie 1 R⊙ ir temperatūra 2⋅104 K. Išorinių sluoksnių akrecija tęsiasi, o į branduolį krintanti medžiaga, judanti 15 km/s greičiu, sudaro smūginę bangą. Ant branduolio krinta sferinio apvalkalo medžiaga, jonizuojasi, ir kai didžioji dalis medžiagos patenka ant protostaros, ji tampa pastebima. Labai masyvių protostarų didėjantis spinduliavimo slėgis ir žvaigždžių vėjas nupučia dalį apvalkalo medžiagos, ir gali susidaryti Herbigo-Arp objektai. Be to, protostara dar gali turėti protoplanetinį diską, sudarytą iš medžiagos, kuri nebuvo akreciuota į žvaigždę; vėliau jis gali virsti planetine sistema.
Žvaigždės iki pagrindinės sekos ir pagrindinės sekos etapų pasiekimas
Protostaros, kurių apvalkalų akrecija jau pasibaigė, kartais išskiriamos į atskirą tipą: iki pagrindinės sekos žvaigždės. Protostaros padėtis šiame etape gali būti pažymėta Hertzsprung-Russell diagramoje: protostara, turinti žemą temperatūrą ir didelį šviesumą, yra jos viršutinėje dešinėje dalyje. Kadangi šiuos objektus palaiko jų pačių slėgis, jie susitraukinėja daug lėčiau nei ankstesniame etape - šiluminės laiko skalės, ty laikotarpiu, per kurį bus spinduliuojama pusė potencialios gravitacinės energijos. Pačių masyviausių žvaigždžių tai trunka apie 105 metų, o mažiausiai masyvių - apie 109 metų.
Egzistuoja kokybinis skirtumas tarp skirtingų masių protostarų: mažesnės nei 3 M⊙ protostaros turi konvektyvinę zoną, apimančią visą gylį, o didesnės masės - ne. 1961 m. Chushiro Hayashi parodė, kad jei visas žvaigždės tūris yra konvektyvinė zona, lėtai susitraukiant jos temperatūra beveik nekinta, o šviesumas mažėja - tai atitinka žvaigždės padėties judėjimą vertikaliai žemyn diagramoje, ir toks žvaigždės kelias vadinamas Hayashi trajektorija. Po pasitraukimo iš Hayashi trajektorijos (tarpinės masės žvaigždėms) arba nuo pat lėto susitraukimo pradžios (masyvioms žvaigždėms) žvaigždė nustoja būti konvektyvinė ir susitraukdama pradeda kaisti, o šviesumas keičiasi nežymiai. Bet kuriuo atveju, susitraukimo metu žvaigždės centre temperatūra kyla, ir žvaigždės branduolyje pradeda vykti termobranduolinės reakcijos - mažų ir vidutinių masių žvaigždėms po tam tikro laiko nuo susitraukimo pradžios, o didesnių nei 8 M⊙ masės žvaigždėms - dar iki akrecijos pabaigos. Ankstyvuose etapuose tai yra ličio ir berilio virsmas heliu, ir šios reakcijos gamina mažiau energijos nei spinduliuoja žvaigždė.
Tam tikru momentu, jei žvaigždės masė yra didesnė nei 0,07-0,08 M⊙, energijos išsiskyrimas dėl termobranduolinių reakcijų susilygina su žvaigždės šviesumu ir susitraukimas sustoja - šis momentas laikomas žvaigždės formavimosi pabaigos ir jos perėjimo į pagrindinę seką momentu. Jei žvaigždės masė yra mažesnė nei šis dydis, joje taip pat kurį laiką gali vykti termobranduolinės reakcijos, tačiau žvaigždės medžiaga branduolyje tampa išsigimusia anksčiau, nei sustoja susitraukimas, todėl termobranduolinės reakcijos niekada netampa vieninteliu energijos šaltiniu, o susitraukimas nesustoja.
Seime ginama šeima tarp vyro ir moters; ar S. Skvernelis pasitrauks iš Seimo?; įtampa dėl LRT
Istorinis žvilgsnis ir dabartiniai tyrimai
1692 m. Isaacas Newtonas iškėlė hipotezę, kad medžiaga gali sutirštėti ir sudaryti žvaigždes veikiama gravitacijos. Nors panašios hipotezės buvo iškeltos ir prieš Newtoną, tik atradus visuotinės traukos dėsnį šios idėjos įgavo fizinį pagrindimą. Tuo pačiu metu buvo atrandamos difuzinės ūkanos, kurios buvo laikomos tirštėjančia priešžvaigždine medžiaga. Per kitus du šimtmečius palaipsniui buvo kaupiama stebėjimų informacija apie įvairias ūkanas, kurią mokslininkai bandė suvesti į vieningą teoriją. Pavyzdžiui, Williamas Herschelis, XVIII-XIX a. sandūroje atradęs daugiau nei 2,5 tūkstančius ūkanų, manė, kad jose vyksta žvaigždžių formavimasis įvairiose stadijose, ir suskirstė jas į evoliucinę seką. Tačiau šioje sekoje Herschelis taip pat sujungė objektus, nepriskirtinus žvaigždžių formavimuisi, ypač galaktikas ir planetines ūkanas. Kita vertus, tamsiųjų ūkanų, kurios iš tikrųjų susijusios su žvaigždžių formavimusi, Herschelis į savo seką neįtraukė.
Kitą svarbų žingsnį žvaigždžių formavimosi teorijos vystyme žengė Jamesas Jeansas 1902 m. Tuo metu tarpžvaigždiniuose debesyse vykstantys procesai dar nebuvo pakankamai gerai ištirti. Arti šiuolaikinio supratimo apie protostaras atsirado dėka Chushiro Hayashio, kuris modeliavo protostaras ir 1966 m. paskelbė straipsnį, detaliai aprašantį šiuos objektus. Žvaigždės ankstyvosiose formavimosi stadijose nebuvo stebimos iki 1980-ųjų pabaigos - pagrindinę sunkumą sudarė tai, kad protostaros iš pradžių yra paslėptos už tankaus dujų ir dulkių apvalkalo. Be to, pats apvalkalas spinduliuoja daugiausia infraraudonųjų spindulių diapazone, kuris stipriai sugeriamas Žemės atmosferos, o tai dar labiau apsunkina stebėjimus iš Žemės paviršiaus. Pagrindiniu informacijos šaltiniu apie žvaigždes pradinėje evoliucijos stadijoje ilgą laiką tarnavo T Tauri tipo žvaigždės, kurios buvo išskirtos į atskirą žvaigždžių tipą dar 1945 m. Iki 1990-ųjų vidurio buvo aktuali didelės masės molekulinių debesų, kuriuose nėra jokių žvaigždžių formavimosi požymių, problema. Klasikinis paaiškinimas buvo įšalusi magnetinis laukas, ilgą laiką trukdantis kolapsui. Vėliau paaiškėjo, kad beveik visuose masyviuose debesyse yra žvaigždžių formavimosi požymių, tačiau atsirado kita problema, tam tikra prasme atvirkštinė: žvaigždėdaros procesai stebimi net debesyse, kuriuose didžioji dalis vandenilio yra atominės būsenos.
Istorija, kaip gimsta žvaigždė, yra ilgas ir sudėtingas procesas, prasidedantis nuo tarpžvaigždinių dulkių ir dujų sankaupų ir besibaigiantis švytinčiu dangaus kūnu, kuris apšviečia visatą.
