Žvaigždės, dideli įkaitusios plazmos rutuliai, sudaryti daugiausia iš vandenilio ir helio su nedidele sunkesnių cheminių elementų priemaiša, nuolat žavi mokslininkus ir astronomus. Šie dangaus kūnai skleidžia elektromagnetines bangas ir elektringąsias daleles, tokias kaip protonai ir elektronai. Žvaigždžių gelmėse vyksta branduolinės reakcijos, kurių metu vandenilis virsta heliu, išlaisvinant milžinišką energijos kiekį. Šiame straipsnyje nagrinėjami sudėtingi procesai, susiję su žvaigždžių formavimusi, nuo pirminių dujų debesų iki galutinio žvaigždės gimimo.
Žvaigždžių susidarymo pagrindai
Žvaigždės susidaro ne tik formuojantis galaktikoms - jos įsižiebia netgi mūsų laikais. Saulės masės žvaigždė susiformuoja maždaug per 40 milijonų metų. Šis procesas prasideda tarpžvaigždinėje erdvėje, kur didžiuliai molekulinių dujų debesys, daugiausia sudaryti iš vandenilio, pradeda trauktis veikiant gravitacijos jėgoms. Šis procesas neatsiejamas nuo dujų vėsimo. Visata susideda iš įvairių komponentų, pagrindiniai yra tamsioji energija, tamsioji materija ir įprasta (dar vadinama barioninė) materija. Jos Visatoje tėra apie 5%, ir net ir jų didžioji dalis tėra „neįdomios“ karštos dujos, randamos galaktikų spiečiuose ar gijose tarp jų. Galaktikose esanti įprasta medžiaga kadaise irgi buvo dujos, tačiau jos atvėso, sutankėjo ir suformavo žvaigždes.
Molekulinių debesų vaidmuo
Žvaigždžių formavimasis prasideda molekuliniuose debesyse - didžiuliuose šaltų dujų, daugiausia vandenilio, telkiniuose. Šie debesys, esantys žemoje temperatūroje, leidžia dujoms susitraukti veikiant gravitacijai. Dujų debesis, patekęs į sutankėjimą - viją - sulėtėja. Todėl susidaro dujų sangrūda, tarsi eismo kamštis, kur dujų tankis tampa aukštesnis. Tankesnės dujos sparčiau vėsta, todėl sparčiau formuoja žvaigždes; didesnis jų tankis taip pat reiškia didesnę masę, kuri stabdo naujas ten patenkančias dujas. Dujų vėsimas yra labai svarbus, nes jis leidžia energijai greitai palikti debesį, todėl jis gali fragmentuotis į mažesnius fragmentus. Ši fragmentacija lemia tankesnių telkinių susidarymą, kurie galiausiai taps žvaigždėmis.
Fragmentacija ir kolapsas
Kai molekulinis debesis traukiasi, jis skyla į mažesnius fragmentus. Šiuose fragmentuose gravitacijos jėga tampa stipresnė už vidinį spaudimą, todėl jie toliau traukiasi. Kai fragmentai traukiasi, jų tankis ir temperatūra didėja. Galiausiai, kai temperatūra fragmentuose ima augti, susitraukimas sustoja, ir susiformuoja prožvaigždė.
Prožvaigždžių gimimas
Susitraukus molekulinio debesies fragmentams, susidaro prožvaigždės. Prožvaigždės yra ankstyvosios žvaigždžių formos, kuriose vyksta branduolinė sintezė. Saulės masės žvaigždė susiformuoja maždaug per 40 milijonų metų. Šie objektai vis dar nėra tikros žvaigždės, nes jų centruose dar nevyksta branduolinės reakcijos. Tačiau jie yra apgaubti besisukančių dujų ir dulkių diskų, vadinamų protoplanetiniais diskais.
Taip pat skaitykite: Viskas apie vištos kiaušinio formavimąsi
Protoplanetiniai diskai
Protoplanetiniai diskai yra žvaigždėdaros vietos. Jie sudaryti iš likusios medžiagos iš molekulinio debesies, kuris suformavo prožvaigždę. Ši medžiaga sukasi aplink prožvaigždę ir galiausiai gali susijungti, kad susidarytų planetos.
Branduolinė sintezė ir žvaigždžių gimimas
Kai prožvaigždės šerdis pasiekia kritinę temperatūrą ir tankį, prasideda branduolinė sintezė. Branduolinė sintezė yra procesas, kurio metu atomai susilieja, kad susidarytų sunkesni atomai, išlaisvinant didžiulį energijos kiekį. Žvaigždžių atveju vandenilio atomai susijungia, kad susidarytų helis, išlaisvinant energiją, kuri verčia žvaigždę šviesti.
Branduolinei sintezei prasidėjus, prožvaigždė gimsta kaip tikra žvaigždė. Branduolinės reakcijos, kurių metu vandenilis virsta heliu ir išsiskiria milžiniška energija, vyksta žvaigždės gelmėse. Žvaigždės spinduliuotė ir vėjas išsklaido likusias dujas ir dulkes aplink žvaigždę, atskleisdami naujai susiformavusią žvaigždę.
Žvaigždžių formavimosi sparta ir K-S dėsnis
Dar praeito amžiaus viduryje olandų astronomas Maartenas Schmidtas numatė, kad žvaigždžių formavimosi sparta turėtų koreliuoti su dujų kiekiu toje galaktikos dalyje. Šis ryšys, žinomas kaip Kennicutto-Schmidto (K-S) dėsnis, nustato ryšį tarp žvaigždėdaros spartos ir dujų tankio galaktikoje.
K-S dėsnio formulė
K-S dėsnis matematiškai išreiškiamas taip:
Taip pat skaitykite: Kaip natūraliai sumažinti gimdymo skausmą
ΣSFR = AΣgasN
kur:
- ΣSFR yra žvaigždėdaros spartos paviršinis tankis.
- Σgas yra dujų paviršinis tankis.
- A ir N yra konstantos.
K-S dėsnis suteikia pagrindą suprasti žvaigždžių formavimosi procesą galaktikose. Tai rodo, kad kuo daugiau dujų yra galaktikoje, tuo didesnė bus žvaigždėdaros sparta.
K-S dėsnio patikslinimai
XXI amžiuje būta daug bandymų patikslinti Kennicutto-Schmidto, arba tiesiog K-S, dėsnio konstantų vertes, kaip ir bandymų paaiškinti sąryšio formą. Vieni autoriai teigė, 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. Kai kurie autoriai teigia, kad žvaigždėdara daug geriau koreliuoja vien su molekulinio vandenilio tankiu, o stebimas sąryšis su visomis dujomis tiesiog žymi skirtingą molekulinio vandenilio dalį skirtingose galaktikose; kiti atsako, kad nykštukinėse galaktikose molekulinio vandenilio gali apskritai nebūti, bet žvaigždės ten formuojasi, nors ir mažiau efektyviai. Taigi vieningo supratimo apie žvaigždėdaros priklausomybę nuo galaktikos dujų kol kas nėra.
Dinaminės laiko skalės vaidmuo
Teorija teigia, kad dujos susitraukia per laiko tarpą, vadinamą dinamine laiko skale. Dinaminė laiko skalė yra atvirkščiai proporcinga kvadratinei šakniai iš tankio. Kartais jis vadinamas Silko dėsniu arba sąryšiu.
Taip pat skaitykite: Viskas apie motinystės išmokas
Žvaigždėdaros neapibrėžtumo principas
Pastaruoju metu, gerėjant stebėjimų duomenims, tapo įmanoma atsakyti į klausimą, kokiu erdviniu masteliu pasireiškia ryšys tarp dujų ir jaunų žvaigždžių. Dar 2014 metais pora mokslininkų 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. Neapibrėžtumą galima išskirti ir erdvėje, ir laike: skirtingu metu žvaigždžių išretintas burbulas bus skirtingo dydžio. Matuodami 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. Tokie netolygumai tikrai pastebėti - 400 parsekų ir mažesniais masteliais jie atsiranda, o kuo mastelis mažesnis, tuo tampa ryškesni.
Žvaigždžių formavimosi neefektyvumas
Remdamiesi šiuo modeliu, tyrėjai taip pat apskaičiavo, jog naujai susiformavusios žvaigždės suardo savo gimtuosius dujų debesis vos per pusantro milijono metų. Šis atradimas patvirtina kai kurių skaitmeninių modelių prognozes ir paaiškina, kodėl žvaigždžių formavimasis yra labai neefektyvus - per vieną debesies dinaminį laiką žvaigždėmis virsta vos 2-3% debesies masės.
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. Mokslininkai išmatavo įvairių molekulių, pavyzdžiui amoniako ir anglies monoksido, bei anglies jonų spinduliuotę debesyje G013.313+0.193 (skaičiai nurodo jo koordinates danguje - jis yra arti Galaktikos disko plokštumos, maždaug 13 laipsnių nuo centro). Spektrai atskleidė du skirtingo greičio debesies komponentus: vienas juda link mūsų, kitas tolsta. 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.
Žvaigždžių susiliejimas
2010 metais Tarantulo ūke mokslininkai aptiko keturias milžiniškas žvaigždes, kurių masė - iki 300 kartų didesnė nei Saulės. Paaiškėjo, kad jų masė dvigubai didesnė nei mokslininkų laikyta maksimalia žvaigždėms. Dabar nauji skaičiavimai atskleidė, kad žvaigždės galėjo susidaryti tuomet, kai lengvesnės žvaigždės, skriejusios aplink viena kitą dvinarėje sistemoje, susidūrė ir susiliejo.
Žvaigždžių klasifikacija
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). Tam tikrų bendrų požymių turinčios žvaigždės sudaro grupes - žvaigždžių asociacijas, žvaigždžių populiacijas, žvaigždžių sistemas. Daugeliui žvaigždžių būdingas spindesio kitimas (kintamosios žvaigždės). Pagal regimąją padėtį tam tikrame dangaus sferos plote žvaigždės grupuojamos į žvaigždynus. Artimiausios žvaigždės yra Saulė ir Kentauro Proksima.
tags: #kaip #gime #zvaigzde #persisiusti