Mēs visu savu esamību esam parādā Saulei. Bet kā viņi veidojās?
Zvaigznes sākas kā plaši aukstā molekulārā ūdeņraža un hēlija mākoņi, kas palikuši no Lielā sprādziena. Šie plašie mākoņi var būt simtiem gaismas gadu pāri un satur izejmateriālu tūkstošiem vai pat miljoniem reižu mūsu Saules masas. Papildus ūdeņradim šie mākoņi ir apsēti ar smagākiem elementiem no zvaigznēm, kuras sen dzīvoja un mira. Viņi tiek turēti līdzsvarā starp iekšējo smaguma spēku un molekulu spiedienu uz āru. Galu galā daži sitieni pārvar šo līdzsvaru un mākoņi sāk sabrukt.
Šis sitiens varēja rasties no tuvumā esošās supernovas eksplozijas, sadursmes ar citu gāzes mākoni vai galaktikas spirālveida ieroču spiediena viļņa, kas šķērso reģionu. Kad šis mākonis sabrūk, tas sadalās mazākos un mazākos klucīšos, līdz izveidojas mezgli ar aptuveni zvaigznes masu. Šiem reģioniem sakarstot, tie novērš turpmāku materiāla krišanu uz iekšu.
Šo salikumu centrā materiālam sāk palielināties siltums un blīvums. Kad ārējais spiediens līdzsvarojas ar gravitācijas spēku, kas to ievelk, veidojas protostars. Tas, kas notiks tālāk, ir atkarīgs no materiāla daudzuma.
Daži objekti neuzkrāj pietiekamu masu zvaigžņu aizdegšanās brīdim un kļūst par brūniem punduriem - zvaigžņu objektiem, kas nav atšķirībā no patiešām lielā Jupitera, kurš miljardu gadu laikā lēnām atdziest.
Ja zvaigznei ir pietiekami daudz materiāla, tā kodolā var radīt pietiekami lielu spiedienu un temperatūru, lai sāktu deitērija saplūšanu - smagāku ūdeņraža izotopu. Tas palēnina sabrukumu un sagatavo zvaigzni, lai tā ieietu patiesajā galvenās secības fāzē. Tas ir posms, kurā atrodas mūsu Saule, un sākas, kad sākas ūdeņraža saplūšana.
Ja protostars satur mūsu Saules masu vai mazāk, tajā notiek protonu-protonu ķēdes reakcija, lai ūdeņradi pārveidotu par hēliju. Bet, ja zvaigznei ir aptuveni 1,3 reizes lielāka Saules masa, tā iziet oglekļa, slāpekļa un skābekļa ciklu, lai ūdeņradi pārveidotu par hēliju. Cik ilgi šī jaunizveidotā zvaigzne ilgs, ir atkarīgs no tās masas un no tā, cik ātri tā patērē ūdeņradi. Mazas sarkanās punduru zvaigznes var ilgt simtiem miljardu gadu, savukārt lielie superģenti dažu miljonu gadu laikā var patērēt savu ūdeņradi un eksplodēt kā supernovas. Bet kā zvaigznes eksplodē un iesēj savus elementus Visumā? Tā ir vēl viena epizode.
Mēs esam uzrakstījuši daudzus rakstus par zvaigžņu veidošanos vietnē Space Magazine. Šis ir raksts par zvaigžņu veidošanos lielajā Magelāna mākoņā, un šeit ir vēl viens par zvaigžņu veidošanos NGC 3576.
Vai vēlaties iegūt vairāk informācijas par zvaigznēm? Šeit ir Hablaite vietnes jaunumi par zvaigznēm un vairāk informācijas no NASA iztēlojas Visumu.
Mēs esam ierakstījuši vairākas astronomijas cast par zvaigznēm epizodes. Šeit ir divi, kas jums varētu noderēt: 12. epizode: no kurienes nāk mazuļu zvaigznes un 13. epizode: kur aiziet zvaigznes, kad viņi mirst?
Avots: NASA
Podcast (audio): lejupielāde (ilgums: 3:03 - 2,8 MB)
Abonēt: Apple Podcast | Android | RSS
Podcast (video): lejupielāde (50,5 MB)
Abonēt: Apple Podcast | Android | RSS
