Visatos pažinimas per pastaruosius dešimtmečius padarė didelį šuolį į priekį, atsirado naujos astronomijos šakos, o kai kurios senosios tapo mažiau svarbios. Šiandien aktualūs klausimai yra pavienių žvaigždžių, galaktikų ir visatos struktūra, jų atsiradimas ir evoliucija. Šiame straipsnyje nagrinėsime žvaigždės gyvenimą, pradedant jos gimimu.
Artimiausia Žvaigždė - Saulė
Pirmiausia pažvelkime į Saulę, artimiausią mums žvaigždę, kurią geriausiai pažįstame. Atstumas nuo Saulės iki Žemės yra 9,29 x 107 mylių. Kita artimiausia žvaigždė yra Alfa Kentauras, nutolusi 2,4 x 1013 mylių. Šviesai nuo Saulės iki Žemės keliauti reikia 8,5 minutės, o nuo Alfa Kentauro - 4,2 metų. Tokiu būdu žvaigždžių atstumai nuo mūsų yra labai dideli, palyginti su atstumu iki Saulės.
Saulės masės vidutinis tankis yra tik apie 1,4 karto didesnis už vandens tankį. Gravitacijos trauka jos paviršiuje yra apie 27,9 karto didesnė nei Žemės paviršiuje. Saulės skersmuo yra 864 000 mylių, o tūris - 3,37 x 1017 kubinių mylių, arba 1,3 x 106 kartų didesnis nei Žemės tūris. Saulė sukasi apie savo ašį ne kaip kietas kūnas: greičiausiai sukasi ties pusiauju, o artėjant prie polių - lėčiau.
Saulės centro temperatūra siekia 20x106 K (Kelvino laipsnių, skaičiuojamų nuo absoliutaus nulio). Fotosferos temperatūra yra 6000 K, chromosferos - apie 20 000 K, o vainiko (išorinės, labai retos atmosferos) - 108 K. Pagal spektrą Saulė priklauso G2 grupės žvaigždėms. Jos regimas ryškumas yra didelis, nes ji yra arti mūsų, bet absoliutinis ryškumas yra tik 4,8 magnitudės. Jei Saulė būtų 32,6 šviesmečių atstumu, ji būtų tik šiek tiek ryškesnė už vos matomą plika akimi žvaigždę.
Saulė išspinduliuoja apie 5x1023 arklio galių energijos per sekundę. Ši energija gaminama branduolinių reakcijų metu, verčiant vandenilį į helį. Aukštoje temperatūroje Saulės medžiaga daugiausia suskilusi į atomus. Tačiau chromosferoje randamos ir kai kurios molekulės ar radikalai. Iki šiol spektroskopais Saulės atmosferoje aptikta 68 elementai ir 20 tipų molekulių.
Taip pat skaitykite: Šlovės kaina filme „Taip gimė žvaigždė“
Saulės atmosferos sudėtis procentais yra tokia: 81,7% vandenilio, 18% helio, 0,03% deguonies, 0,02% magnio, 0,01% azoto, 0,003% anglies, 0,003% sieros, 0,006% silicio ir 0,04% visų likusių elementų. Taigi didžiąją dalį atmosferos sudaro vandenilis. Saulės amžius yra 5x109 metų. Esant dabartinei energijos gamybai, ji galėtų išgyventi iki 4x1011 metų.
Plika akimi iš karto matome apie 3000 žvaigždžių. Žvaigždžių skersmens dydis svyruoja tarp vienos penkiasdešimtosios Saulės skersmens ir 400 Saulės skersmenų. Mažos žvaigždės vadinamos nykštukėmis, o didelės - milžinėmis. Normalių žvaigždžių skersmuo yra tarp 0,3 ir 6 Saulės skersmenų. Dauguma žvaigždžių yra normalios. Daugumos žvaigždžių masė yra tarp 0,5 ir 2 Saulės masių. Tačiau yra ir mažesnių žvaigždžių, pavyzdžiui, 02 Eridani C masė tesudaro tik 0,2 Saulės masės. Supermilžinai, kaip Antares, yra 30 kartų masyvesni už Saulę. Dvinarėse žvaigždžių sistemose centrinė žvaigždė paprastai būna nuo 1,25 iki 2 kartų masyvesnė už išorinę.
Žvaigždžių Klasifikacija pagal Spektrą
Žvaigždžių paviršiaus temperatūra ir medžiaga charakterizuoja jų spektrą. Žvaigždės klasifikuojamos pagal spektrus, kurie skiriasi vienas nuo kito tam tikrų elementų spektro linijų buvimu arba nebuvimu. Spektrų tipai žymimi raidėmis: O, B, A, F, G, K, M, N, R ir S. Normalios žvaigždės tipo O turi paviršiaus temperatūrą 30 000 K, o tipo M2 - 2870 K. Žvaigždės milžinai turi kiek žemesnes temperatūras.
Hertzsprung ir Russell pastebėjo, kad yra ryšys tarp žvaigždžių spektrų ir jų absoliutinių ryškumų. Šis ryšys išreiškiamas diagrama, kurioje spektrai ir temperatūra atidėtos horizontalioje linijoje, o absoliutinės magnitudės ir ryškumai - vertikalioje linijoje. Ši diagrama vadinama Hertzsprung-Russell diagrama. Ji taip pat parodo žvaigždžių susiskirstymą į I ir II tipus. Pirmojo tipo žvaigždės yra galaktikos spiralėse, kur yra tarpžvaigždinės medžiagos. Yra pagrindo manyti, kad yra visai tamsių žvaigždžių, tačiau jas susekti labai sunku. Pavyzdžiui, Sirius B yra net 400 kartų mažesnio ryškumo nei Saulė. Iš kitos pusės, Betelgeuse žvaigždė iš Oriono žvaigždyno yra apie 3600 kartų ryškesnė už Saulę. Tokiu būdu žvaigždžių ryškumai labai įvairuoja.
Schwarzschild ir Stroemgren nustatė metodus, kaip susekti žvaigždžių sudėtį iš jų energijos gamybos. Gauti duomenys rodo, kad žvaigždės sudarytos iš 70% vandenilio, 28% helio, 1,4% deguonies-azoto grupės ir 0,6% metalų bei kitų elementų. Mūsų Saulė turi beveik tuos pačius kiekius tų pačių elementų. Todėl galima teigti, kad dauguma žvaigždžių yra sudarytos iš vandenilio. Visi duomenys rodo, kad visatoje yra daugiausia vandenilio ir kad žvaigždės atsiranda iš vandenilio debesų.
Taip pat skaitykite: Apie galimybes filme „Taip Gimė Žvaigždė“
Žvaigždžių Struktūra
Vidujinė žvaigždžių struktūra nusakoma šiais reikalavimais:
- Kiekviename žvaigždės taške yra pusiausvyra tarp gravitacijos jėgos, traukiančios masę į centrą, ir dujų bei radiacijos slėgio, varančių tą masę į išorę.
- Žvaigždžių medžiaga klauso tobulų dujų dėsnio: P = c T D M-1, kur P yra slėgis, T - temperatūra, D - tankis, M - molekulinis svoris ir c - proporcingumo konstanta.
- Žvaigždės medžiaga priešinasi radiacijos prasiveržimui. Dėl to apskaičiuojama, kad iš Saulės centro radiacijai prasiveržti į paviršių reikia apie 50 000 000 metų. Energija išsiveržia į išorę tik radiacijos dėka, bet ne per medžiagos maišymąsi.
- Žvaigždžių amžius priklauso nuo jų masės ir ryškumo: masyvesnės žvaigždės yra ryškesnės, o jų amžius - trumpesnis.
Iš įvairių duomenų išvestas vidutinis žvaigždės amžius yra apie 1010 metų, panašus į Saulės amžių. Chandrasekhar aiškina, kad tai nėra žvaigždės amžius nuo atsiradimo iki išnykimo, bet laikotarpis, per kurį įvyksta reikšmingi žvaigždžių pasikeitimai. Nykštukės turi amžių apie 6x1011 metų, o supermilžinės - nuo 5x106 iki 10x106 metų. II tipo žvaigždės yra senesnės nei I tipo žvaigždės. Skirtingais metodais apskaičiuotas galaktikos amžius yra 1010 metų. Jei priimti plėtimosi teoriją, tai visatos amžius išeina apie 109 metų.
Kintamosios Žvaigždės
Dauguma žvaigždžių pastebimai savo ryškumo nekeičia, todėl jos dažniausiai vadinamos pastoviomis. Tačiau žvaigždžių istorijai rašyti daugiau pasitarnauja tokios žvaigždės, kurių ryškumas žymiai pasikeičia per trumpą laikotarpį. Ryškumas keičiasi, kai žvaigždės užstodamos užtemdo viena kitą, arba kai žvaigždės viduje vykstantys pasikeitimai sukelia ryškumo pasikeitimą. Pirmo tipo žvaigždės vadinamos dvinarėmis ir daugianarėmis, o antrojo tipo - kintamosiomis. Šviesos kitimo periodai svyruoja nuo maždaug pusės paros iki tūkstančio parų.
Hertzsprung-Russell diagramos viršuje yra žvaigždės milžinai, pagal įstrižainę iš viršutinio kairio į apatinį dešinį kampą eina normalių žvaigždžių seka, o apačioje yra nykštukės. Dauguma žvaigždžių yra normalių žvaigždžių sekoje. Baltosios nykštukės pasižymi nepaprastu masės tankiu: jų vidutinis tankis yra 105, o kartais net 108 kartų didesnis nei vandens. Tai parodo, kad ten masė yra degeneruota, t. y., visa medžiaga yra jonizuota dėl gravitacijos jėgos sukelto slėgio. Šių žvaigždžių medžiaga yra kieto kūno formoje, bet nebe idealių dujų. Šiose žvaigždėse nebėra arba beveik nebėra vandenilio, jų centre nebeveikia žinomos branduolinės reakcijos. Branduolinės reakcijos gali dar vykti jų paviršiuje ir tuo palaikyti ryškumą. Taip pat tokia žvaigždė ryškumą gali palaikyti traukdamasi. Buvusios didelės masės žvaigždės negali pavirsti baltosiomis nykštukėmis.
Dvinarės Žvaigždės
Dvinarės ir daugianarės žvaigždės yra tokios žvaigždžių sistemos, kurios sukasi apie bendrą masės centrą. Šio tipo žvaigždžių yra gana daug. Kuo artimesnės poros žvaigždės, tuo greičiau sukasi. Yra tokių artimų porų žvaigždžių, kad jų apsisukimo periodas yra tik kelios dienos arba net kelios valandos. Tolimų porų apsisukimai trunka metais. Dauguma dvinarų žvaigždžių, kurių komponentės yra arti ir yra to pat spektro tipo, galėjo atsirasti, skilus vienai žvaigždei į dvi. Kaip jos atsiranda, nėra galutinai išaiškinta. Yra žvaigždžių, kur viena žvaigždė liečia kitą. Šiandien sunku atsakyti, ar ten iš vienos žvaigždės formuojasi dvi, ar iš dviejų - viena. Tokia pora apsupta ūko ir galėtų būti pavyzdys, kaip iš ūko formuojasi žvaigždės.
Taip pat skaitykite: Filmo „Taip gimė žvaigždė“ analizė
Kitas įdomus pavyzdys yra UX Monocerotis - dviejų žvaigždžių sistema, apsupta dujų apvalkalo. Didesnioji žvaigždė leidžia iš savęs masę, kuri pasiekia mažesniąją žvaigždę, besisukančią apie ją. Didesnioji yra apie keturis kartus didesnė už Saulę. Dar kitos žvaigždės turi apie save net du dujų apvalkalus, kurie tolsta nuo jos atitinkamai 1000 ir 1500 mylių per sekundę greičiu. Žvaigždės, išmetančios medžiagą iš savęs, vadinamos Wolf-Rayet žvaigždėmis. Oriono žvaigždyne yra nemažas skaičius žvaigždžių, apsuptų tirštu ūku. Yra dvinarų žvaigždžių su gana tamsiais palydovais. Tai rodo, kad gali būti mūsų galaktikoje daug sistemų, panašių į mūsų Saulės sistemą. Kol kas mūsų instrumentai yra per silpni, kad galėtume nufotografuoti tamsias planetas prie tolimų žvaigždžių.
Kintamosios Žvaigždės ir Supernovos
Tikros kintamosios žvaigždės sugrupuotos į daugelį tipų, atsižvelgiant į jų kitimo periodą ir pobūdį. Kai kurios iš jų kinta labai reguliariai, pavyzdžiui, Cefeidės. Savu laiku buvo galvojama jų kitimo periodą panaudoti laikrodžio tikslumui sekti, tačiau tos minties atsisakyta, nes paaiškėjo, kad reikiamo tikslumo pasiekti negalima. Kitos iš jų kinta gana netaisyklingai. Toliau eina kintamosios žvaigždės, kurių pulsavimo teorija rebeišaiškina. Jos neretai vadinamos sprogstančiomis žvaigždėmis. Prie šios grupės priklauso Novas ir Supernovos. Pagal Hoyle, jos turi būti senos žvaigždės, kurios nebegali savo energijos gamybos palaikyti sena tvarka dėl vandenilio trūkumo. Tada jos pradeda trauktis, kol įkaista ir tuo būdu savo energiją gamina traukimusi. Tuo laiku jos labai pašviesėja. Susitraukusios vėl pradeda tamsėti ir pasidaro baltu nykštuku. Kitais atvejais traukimosi greitis didėja, kol žvaigždė nebegali išlaikyti pusiausvyros ir įvyksta sprogimas. Kai sprogsta, tai yra momentas, kada ji pasirodo kaip Nova. Kai kurios iš jų laikas nuo laiko pakartoja, bet netaisyklingai, tokius išsiveržimus. Whipple Novų išsiveržimą aiškina kaip rezultatą žvaigždžių susidūrimo.
Supernovomis vadinamos tokios sprogstančios žvaigždės, kurios išsiveržimo metu pasiekia milžinišką šviesumą. Tycho Nova buvo pasiekusi tokio šviesumo, kad buvo matoma dienos metu. Vėžio ūkas yra geras pavyzdys tokios Supernovos, išsprogusios 1054 metais. Šių žvaigždžių spektrai rodo, kad jų medžiaga lekia iš centro net iki 2500 mylių per sekundę greičiu. Gaposchkin teigia, kad jos sprogsta vieną kartą ant visados, išmesdamos didžiumą savo masės, kuri didžiausiu greičiu plečiasi į visas puses. Centre belieka maža žvaigždė, o dauguma medžiagos pavirsta į dulkių debesį. Labai įdomu, kad ūkas, į kurį pavirsta dalis tokios žvaigždės, turi tokias pat savybes ir sudėtį, kaip ir ūkas, kuris niekad nebuvo susiformavęs į žvaigždes. Apie 25 Novos išsiveržia galaktikoje per metus, bet Supernovos yra labai retos.
Tarpžvaigždinė Medžiaga
Nemažas kiekis medžiagos yra išsisklaidęs po visą galaktiką. Vietomis jos tankis yra nepaprastai mažas, daug mažesnis nei bet kokia Žemėje atsiekiama tuštuma. Mūsų galaktikos ir kitų galaktikų centre jos yra dar mažiau. Galaktikų spiralėse jos yra daugiau, o jos pasiskirstymas nėra taisyklingas. Vietomis ta medžiaga daugiau susikoncentravusi į tamsius ūkus, o kai kuriose vietose net į šviesius. Dauguma šių debesų juda vienodu greičiu su vietiniu galaktikos sukimosi greičiu. Taip pat tie debesys turi savo vietinius sūkurius ir sukimąsi apie savo masės centrą. Šios medžiagos sudėtyje randama daugiausia vandenilio, kalcio, geležies, kalio, natrio, deguonies ir kai kurių kitų atomų bei molekulių. Temperatūra siekia 50-100 K. Pastebėta, kad ši medžiaga poliarizuoja šviesą.
1936 m. Bethe ir von Weizsaecker išaiškino Saulės energijos gamybą, nustatydami, kad ten vyksta vadinamasis anglies ciklas. Vėliau šis atradimas labai daug prisidėjo prie atominės energijos produkcijos Žemėje. Kai tarpžvaigždinės medžiagos ūko centras pasiekia apie 20x106 K temperatūrą, prasideda anglies ciklas. Jeigu žvaigždė besitraukdama nepasiekia 15x106 K temperatūros, prasideda protonų-protonų reakcija. Salpeter sako, kad ši reakcija turi vykti tokiose žvaigždėse kaip Saulė, o masyvesnėms žvaigždėms geriau tinka anglies ciklas. Šitai reakcijai visai nereikalingas katalizatorius. Yra galimos vieno ir kito ciklo modifikacijos. Salpeter yra davęs taip pat išaiškinimą, kaip sunkesni elementai gali formuotis žvaigždėse. Minėtieji procesai nėra tinkami energijos gamybai paaiškinti milžinėse žvaigždėse. Jeigu jose vyktų šios reakcijos, tai jų amžius būtų labai trumpas, nes jos radijuoja energiją 100 003 kartus greičiau nei Saulė. Tam išaiškinti yra dvi teorijos. Gamow ir Keller prileidžia, kad milžino žvaigždės branduolys yra sudėtas iš helio, kuris anksčiau buvo pagamintas vienos iš minėtų reakcijų. Tokioje žvaigždėje medžiaga nesimaišo ir vandenilis visai išsibaigia branduolyje. Tada reakcija eina į pakraščius, kur dar yra vandenilio. Už tos zonos, kur reakcija vyksta, yra trečioji zona - išorinis lukštas, per kurį energija radijuoja laukan. Hen ir Schwarzschild aiškina, kad energija yra gaminama konvekciniame branduolyje, kuris tesudaro tik vieną dvišimtinę dalį žvaigždės spindulio, toliau seka energijos negaminantis, bet ją praleidžiantis sluoksnis.
Jaunų Žvaigždžių Formavimasis Grupėse
Jaunoms žvaigždėms vienatvė nepatinka. Jos formuojasi grupėmis arba spiečiais - nuo kelių dešimčių iki milijonų žvaigždžių viename. Kai kurios grupės vėliau išyra, o jų žvaigždės pasklinda po galaktikas, kitos išlieka - matome netgi milijardų metų amžiaus spiečius. Taip yra todėl, kad medžiaga, tinkama žvaigždėms formuotis, yra molekulinių dujų debesys. Jų masė paprastai siekia šimtus tūkstančių ar net milijonus Saulės masių, tad ir žvaigždžių iš kiekvieno susiformuoja gausybė.
Molekulinis debesis - tai didžiulis šaltų dujų telkinys, sudarytas daugiausia iš molekulinio vandenilio (H2), taip pat anglies monoksido CO, amoniako NH3 ir kai kurių kitų molekulių. Dujų tankis gali siekti iki milijono dalelių kubiniame centimetre (palyginimui: vidutinis tarpžvaigždinės erdvės tankis yra viena dalelė kubiniame centimetre). Bet dujos debesyje nėra pasiskirsčiusios visiškai tolygiai. Dujas veikia trys pagrindinės jėgos - gravitacija, bandanti sutraukti jas į vieną tašką; šiluminio judėjimo slėgis, besipriešinantis susitraukimui; ir sukimosi jėgos, ardančios bet kokius trauktis pradedančius gabalus.
Kiekvienoje debesies dalyje vyksta nuolatinė kova tarp šių trijų sąveikų. Kartais gravitacija nugali kitas dvi, ir gana nedidelė - gal šimto Saulės masių - debesies dalis ima trauktis vis labiau. Anksčiau ar vėliau traukimasis prasideda visame debesyje - taip buvęs daugmaž vientisas telkinys suskyla į daugybę branduolių. Tipinė tokio branduolio masė ir jo pradinis dydis vadinami Džinso mase ir Džinso ilgiu.
Besitraukiantis branduolys po truputį tampa vis labiau gravitaciškai surištas, t. y., norint jį suardyti, reikėtų vis daugiau ir daugiau papildomos energijos. Kurį laiką beveik visa prarandama energija yra išspinduliuojama, ir branduolio temperatūra išlieka daugmaž pastovi. Tuo metu branduolys gali suskilti į mažesnius fragmentus, nes Džinso ilgis mažėja didėjant vidutiniam tankiui. Kai branduolys suskyla iki maždaug Saulės masės fragmentų, jų tankis tampa toks didelis, kad išspinduliuojama energija yra čia pat sugeriama. Taip debesies temperatūra pradeda augti, o energijos balansą galima nustatyti, naudojant virialinę teoremą.
Traukdamasis branduolys energijos netenka, tačiau visą laiką kaista! Jokie kasdieniame gyvenime sutinkami objektai taip nesielgia - jie kaista, kai bendra energija didėja. Džinso ilgis dabar jau tik didėja, nes priklausomybė nuo temperatūros nusveria priklausomybę nuo tankio, taigi toliau fragmentai nebeskyla. Besitraukiantys ir kaistantys tankūs branduoliai daugiau nebesiskaido, bet jų struktūra tebekinta. Pačiame centre, šerdyje, temperatūra kyla sparčiausiai ir pasiekia keletą milijonų laipsnių. Tuo metu aplink šią protožvaigždę pradeda formuotis dujų ir dulkių diskas. Į jį debesys susisuka dėl judesio kiekio tvermės - mažėjant fragmento spinduliui, greitėja jo sukimasis, kol galų gale dujos ima suktis apskritiminėmis orbitomis.
Kai visos ne šerdyje esančios dujos arba sukrenta į diską, arba atsiskiria nuo kolapsuojančio fragmento, šerdis tampa matoma regimųjų ir infraraudonųjų spindulių ruože. Toks objektas vadinamas pagrindinės sekos nepasiekusia žvaigžde. Centrinis kūnas toliau kaista ir spinduliuoja panašiai kaip ir „tikra“ žvaigždė, bet yra gerokai didesnis.
Žvaigždės Gyvenimas ir Mirtis
Tolesnis žvaigždės gyvenimas labiausiai priklauso nuo jos masės. Visata nemėgsta per mažų ir per didelių: geriausios ateities perspektyvos šviečia maždaug Saulės masės arba šiek tiek lengvesnių žvaigždžių. Masyvios milžinės greit užsidega termobranduolinėmis liepsnomis, bet greitai ir sudega. Jei kūno masė neviršija 13 Jupiterio masių (maždaug 1,3% Saulės masės), jo temperatūra niekada nepakyla pakankamai aukštai, kad sustabdytų traukimąsi arba kad prasidėtų termobranduolinės reakcijos. Iki maždaug Jupiterio spindulio susitraukęs toks kūnas tampa degeneratyvus ir beveik stabilizuojasi. Tokius objektus ilgą laiką mokslininkai vadino „planetomis“, ir skirtumas tarp jų ir žvaigždžių buvo tik masė.
Tarp 13 ir 80 Jupiterio masių egzistuoja rudosios nykštukės. Šių objektų centruose temperatūra gali pakilti pakankamai, kad pradėtų degti deuteris - sunkus vandenilio izotopas, branduolyje turintis vieną protoną ir vieną neutroną. Deuterio Visatoje yra nedaug, tad ir termobranduolinių reakcijų išskiriama energija yra nedidelė, palyginus su gravitacine. Deuterio degimas nesugeba sustabdyti kolapso ir objektas toliau traukiasi, kol stabilizuojasi dėl kvantinių efektų, kaip ir lengvesni kūnai.
Stiprėjanti besitraukiančio kūno spinduliuotė ima keisti ir viso „embriono“ struktūrą. Anksčiau dujų traukimuisi priešinosi beveik vien tik jų pačių šiluminis slėgis, bet dabar dar ir spinduliuotė sukuria papildomą slėgį, kuris savo dydžiu netgi nusveria dujų poveikį. Pradeda formuotis vadinamoji hidrostatinė pusiausvyra. Žvaigždė kaista iki tol, kol jos paviršiaus temperatūra pasiekia maždaug 4000 kelvinų. Ši riba vadinama Hajašio riba ir yra mažiausia temperatūra, kuriai esant įmanoma hidrostatinė pusiausvyra.
Naujojoje dar ne visai susiformavusioje žvaigždėje energijos apykaita vyksta gana greitai, šilumą iš centro į paviršių judėdamos perduoda pačios dujos (šis procesas vadinamas konvekcija), taigi hidrostatinė pusiausvyra palaikoma ties minimalia temperatūra. Tačiau žvaigždė vis dar traukiasi, ir jos šviesis mažėja. Maždaug nuo šio momento žvaigždės evoliuciją galima pavaizduoti Hercšprungo-Raselo diagramoje. Pagrindinės sekos nepasiekusios žvaigždės juda vadinamaisiais Hajašio takais beveik vertikaliai žemyn.
Sunkesnės nei 0,5 Saulės masės žvaigždės Hajašio taku juda trumpiau. Temperatūra jų centre pakyla tiek, kad tipiniams branduolyje atsiradusiems fotonams dalis žvaigždės branduolio tampa skaidri; kitaip tariant, dujos nebegali sugerti pernelyg didelės energijos fotonų. Žvaigždės branduolyje energijos apykaitos procesas iš konvekcinio tampa spinduliniu, ir jos temperatūra vėl ima kilti. Kai ir kuriuo evoliucijos keliu šios žvaigždės traukia, visų jų tolesnis likimas yra panašus - temperatūra branduolyje pasiekia ~10 milijonų laipsnių ir prasideda termobranduolinės reakcijos.
Iš pradžių jos vyksta vadinamąja pp grandine, kai pavieniai protonai susidurdami formuoja deuterio branduolius, o vėliau ir helį, bei išskiria daug energijos. Masyvesnių nei ~2 Saulės masės žvaigždžių branduolio temperatūra pakyla ir virš 18 milijonų laipsnių. Esant tokioms temperatūroms, pagrindiniu energijos šaltiniu tampa CNO ciklas, kuriame irgi vandenilis virsta į helį, tačiau anglies, azoto ir deguonies branduoliai tarnauja kaip katalizatorius. Tokių žvaigždžių centruose energijos apykaita vėl tampa konvekcine, nes temperatūros skirtumas tarp paties centro ir aplinkinių regionų yra toks didelis, kad spindulinė pernaša tampa nebeefektyvi.
Termobranduolinių reakcijų pradžios momentas vadinamas „nulinio amžiaus pagrindine seka“ (ZAMS).
Protoplanetiniai Diskai
Dalis kolapsuojančios materijos susitraukia ne vien į kaistančią šerdį, bet ir į aplink ją besisukantį diską. Tokio disko masė gali siekti net 10% Saulės masės, nors dažniau pasitaiko ~1% Saulės masės atvejai. Diskas driekiasi maždaug 1000 astronominių vienetų (AV), tačiau išorinę jo ribą nustatyti sunku, nes mažėjantis tankis daugmaž tolygiai pereina į tarpžvaigždinę erdvę.
Diskas yra ypatingas trimis savybėmis:
- Dujos jame po truputį atiduoda judesio kiekio momentą toliau esančioms dalelėms ir krenta ant žvaigždės. Šis procesas - akrecija - gali šiek tiek pakelti žvaigždės masę, tačiau svarbesni yra jo sukeliami žybsniai, materijai netolygiai pasiekiant žvaigždės paviršių.
- Magnetiniai laukai diske gali susisukti taip, kad iš sistemos statmenai disko plokštumai kartkartėmis išlekia čiurkšlės, nusidriekiančios tūkstančius AV.
- Diske esančios dulkės po truputį kabinasi viena prie kitos ir taip suformuoja planetas.
Diskas gyvuoja keletą milijonų metų - per tiek laiko žvaigždės šviesa, gravitacinės sąveikos ir kiti efektai išsklaido dujas. Seniausias atrastas protoplanetinis diskas yra maždaug 25 milijonų metų amžiaus. Tai tėra menka akimirka, palyginus su daugumos žvaigždžių gyvenimo trukmėmis, kurios skaičiuojamos šimtais milijonų ir milijardais metų. Taigi ir planetos prie kiekvienos žvaigždės turi susiformuoti per keletą milijonų metų po žvaigždės gimimo.