Įvadas
Visata, pilna paslapčių ir nuostabių reiškinių, slepia ir žvaigždžių gimimo paslaptį. Šiame straipsnyje panagrinėsime, kaip iš molekulinių dujų debesų formuojasi žvaigždės, kokie procesai vyksta šioje transformacijoje ir kokie dėsniai lemia žvaigždėdaros spartą.
Visatos Sudėtis ir Žvaigždžių Vieta Joje
Visata susideda iš tamsiosios energijos, tamsiosios materijos ir įprastos (barioninės) materijos. Įprasta materija sudaro tik apie 5% Visatos, didžioji dalis yra karštos dujos galaktikų spiečiuose ar gijose. Galaktikose esanti įprasta medžiaga kadaise buvo dujos, kurios atvėso, sutankėjo ir suformavo žvaigždes. Žvaigždės dominuoja daugumoje galaktikų, pavyzdžiui, Paukščių Take bendra žvaigždžių masė yra kelios dešimtys milijardų Saulės masių, o dujų - apie dešimt kartų mažiau. Tačiau dujos daugelyje galaktikų vis dar formuoja žvaigždes.
Žvaigždžių Formavimosi Pagrindai
Žvaigždės formuojasi iš dujų, o procesas neatsiejamas nuo dujų vėsimo. Energija greitai palieka debesį, kuris fragmentuojasi. Fragmentams traukiantis, energija greitai palieka debesį. Traukimasis sustoja, temperatūra fragmentuose ima augti. Galiausiai fragmentuose prasideda termobranduolinės reakcijos ir jie virsta žvaigždėmis.
Stebėdami galaktikas, matome diskus su spiralinėmis vijomis, kuriose daugiausiai ir formuojasi žvaigždės. Spiralinė vija nėra nuolatinė medžiagos sankaupa, o regionas, pro kurį dujos juda lėčiau. Dujų debesis, patekęs į viją, sulėtėja, susidaro dujų sangrūda, kur dujų tankis tampa aukštesnis. Tankesnės dujos sparčiau vėsta, todėl sparčiau formuoja žvaigždes, o didesnis jų tankis taip pat reiškia didesnę masę, kuri stabdo naujas ten patenkančias dujas.
Žvaigždžių formavimasis vyksta molekuliniuose debesyse - didžiuliuose šaltų dujų, daugiausia vandenilio, telkiniuose. Dažniausiai debesis traukiasi ir byra į smulkesnius fragmentus, kurių centruose pasiekiama pakankama temperatūra ir tankis termobranduolinėms reakcijoms vykti.
Taip pat skaitykite: Šlovės kaina filme „Taip gimė žvaigždė“
Kennicutto-Schmidto (K-S) Sąryšis
Dar praeito amžiaus viduryje astronomas Maartenas Schmidtas numatė, kad žvaigždžių formavimosi sparta turėtų koreliuoti su dujų kiekiu galaktikoje. Jis suformulavo sąryšį, išreikštą per žvaigždėdaros spartos paviršinį tankį ir dujų paviršinį tankį. Vėliau Robertas Kennicuttas patikslino sąryšį, nustatęs vertę kelioms kitoms galaktikoms.
K-S sąryšis rodo koreliaciją tarp žvaigždėdaros paviršinio tankio ir dujų tankio. Vieni autoriai teigia, kad egzistuoja bent dvi galaktikų rūšys: daugumai galioja vienoks sąryšis, o kai kurioms - panašus, tik su kelis kartus didesne konstantos verte. Pastarosios, vadinamos žvaigždėdaros žybsnio, galaktikos dujas į žvaigždes konvertuoja daug efektyviau, galbūt dėl didelio tarpžvaigždinės terpės slėgio. Kiti autoriai mano, kad visas galaktikas galima paaiškinti vienu sąryšiu, tiesiog skirtingose galaktikose skirtingai siejasi anglies monoksido ir molekulinio vandenilio kiekiai. Taigi vieningo supratimo apie žvaigždėdaros priklausomybę nuo galaktikos dujų kol kas nėra.
Kaip Išmatuoti Žvaigždėdaros Spartą?
Žvaigždėdaros spartos tiesiogiai pamatuoti nepavyks. Tačiau galima pamatuoti jaunų masyvių žvaigždžių spinduliuotę. Šios žvaigždės skleidžia daug ultravioletinių spindulių, kurie įkaitina aplinkines dujas, dažniausiai vandenilį, kuris tada pats ima skleisti spinduliuotę. Iš šios spinduliuotės galima nustatyti žvaigždėdaros spartą.
Žvaigždėdaros Teorija ir Dinaminė Laiko Skalė
Paprasta žvaigždėdaros teorija teigia, kad dujų debesis susitraukia per dinaminę laiko skalę, kuri yra atvirkščiai proporcinga kvadratinei šakniai iš tankio. Tai reiškia, kad žvaigždėdaros tankis yra proporcingas dujų tankiui, padalintam iš galaktikos dinaminės laiko skalės.
Žvaigždėdaros Neapibrėžtumo Principas
Pastaruoju metu tapo įmanoma atsakyti į klausimą, kokiu erdviniu masteliu pasireiškia ryšys tarp dujų ir jaunų žvaigždžių. Mokslininkai iškėlė hipotezę, kurią pavadino „žvaigždėdaros neapibrėžtumo principu“. Susiformavusios žvaigždės dažniausiai juda debesies atžvilgiu, be to, jų spinduliuotė ir vėjai suardo debesį ar bent išsklaido dalį jo. Taigi aplink žvaigždes susiformuoja retesnių dujų burbulai.
Taip pat skaitykite: Apie galimybes filme „Taip Gimė Žvaigždė“
Matuojant žvaigždėdaros spartą ir dujų tankį skirtingo dydžio galaktikos regionuose, matysime skirtingo tvirtumo koreliaciją: dideliais masteliais ji gali būti gana tvirta, o mažais - susilpnės, nes žvelgdami į jaunas žvaigždes, aplink jas nematysime tankių dujų, o tankių dujų sankaupose nematysime jau susiformavusių žvaigždžių. Remdamiesi šiuo modeliu, tyrėjai apskaičiavo, jog naujai susiformavusios žvaigždės suardo savo gimtuosius dujų debesis vos per pusantro milijono metų. Šis atradimas patvirtina, kodėl žvaigždžių formavimasis yra labai neefektyvus - per vieną debesies dinaminį laiką žvaigždėmis virsta vos 2-3% debesies masės.
Žvaigždžių Susidūrimai ir Jų Įtaka Žvaigždėdarai
Vienas iš procesų, sukeliančių masyvių žvaigždžių formavimąsi, gali būti molekulinių debesų susidūrimai. Susidūrus debesims, dujos sutankėja ir ima formuoti žvaigždes daug sparčiau nei įprastai. Mokslininkai išmatavo įvairių molekulių spinduliuotę debesyje G013.313+0.193 ir atskleidė du skirtingo greičio debesies komponentus, kurie formuoja U ir S formos struktūras. Susidūrimas įvyko prieš 0,35-1 milijoną metų, o regione aptikta net 94 jauni žvaigždiniai objektai ir 21 tankių dujų sankaupa.
Jaunų Žvaigždžių Asociacijos
Žvaigždės atsiranda vienu metu grupėmis, po keliasdešimt ar kelis šimtus. Kadangi jos susispiečia gan arti viena nuo kitos, gali atsirasti vadinamosios dvejetinės ir kartotinės žvaigždės. Naujai atsirandančios žvaigždės žymiai skiriasi viena nuo kitos, nes asociacijose sutinkame įvairaus šviesumo ir spalvos žvaigždžių. Praėjus palyginti trumpam laikui keliems milijonams metų, šios žvaigždės „ištirpsta” tarp sudarančių mūsų Galaktiką; asociacija išnyksta, jos nariai susimaišo su visomis kitomis žvaigždėmis.
Žvaigždžių Savybės ir Sandara
Žvaigždės - tai didelės masės ir didelio skersmens įkaitusios plazmos rutuliai, sudaryti daugiausia iš vandenilio ir helio su nedidele sunkesnių cheminių elementų priemaiša. Žvaigždžių gelmėse vyksta branduolinės reakcijos, kurių metu vandenilis virsta heliu ir išsiskiria milžiniška energija. Žvaigždės skirstomos pagal jų stebimas savybes, pvz., pagal šviesį, efektinę temperatūrą, spektro linijas jų spektre, cheminę sudėtį, arba pagal jų raidos etapus.
Žvaigždės centrinės dalies plazmą išorėje gaubia atmosfera, kurią skirtingomis proporcijomis sudaro plazma, neutralios atominės bei molekulinės dujos. Kai kurias žvaigždes gaubia iš dujų ir dulkių sudaryti išoriniai apvalkalai. Energija žvaigždės centrinėje dalyje generuojama vykstant termobranduolinėms reakcijoms.
Taip pat skaitykite: Filmo „Taip gimė žvaigždė“ analizė
Žvaigždžių Evoliucinis Kelias
Žvaigždžių evoliucijos pobūdį ir greitį lemia žvaigždės pradinė masė bei cheminė sudėtis. Žvaigždžių evoliucija prasideda šaltuose tankiuose tarpžvaigždiniuose debesyse, kai gravitacijos jėgos veikiamas debesis pradeda trauktis. Kolapsuojant didesnės masės debesiui įvyksta jo fragmentacija ir debesis susiskaido į mažesnės masės kolapsuojančius objektus, kurie pamažu virsta prožvaigždėmis.
Prožvaigždes supa tankus dujų ir dulkių apvalkalas, jos matomos kaip kompaktiški objektai tankiuose molekuliniuose debesyse, spinduliuojantys infraraudonąją spinduliuotę. Prožvaigždės energijos pagrindinis šaltinis yra gravitacijos energijos virsmas šiluma. Susiformavusi prožvaigždė traukiasi toliau, aplink ją susidaro akrecinis diskas, o jos centre tankis, slėgis ir temperatūra didėja tol, kol centrinėje dalyje pradeda vykti branduolinės reakcijos.
Vykstant žvaigždžių evoliucijai žvaigždės raidos etapą ir fizinę būseną nusako žvaigždės padėtis Hertzsprungo ir Russello diagramoje (HR diagramoje). Pagrindinėje sekoje žvaigždės energijos šaltinis yra termobranduolinių reakcijų metu išskiriama šiluma (vandenilio virsmo heliu reakcija). Žvaigždės raidą po pagrindinės sekos daugiausia lemia jos masė.