Oleme kogu oma olemasolu võlgu Päikesele. Aga kuidas nad moodustasid?
Tähed algavad kui suurest paugust järelejäänud külma molekulaarse vesiniku ja heeliumi tohutud pilved. Neid tohutuid pilvi võib olla sadu valgusaastaid ja need võivad sisaldada toorainet tuhandeid või isegi miljoneid kordi meie Päikese massi. Nendele pilvedele on lisaks vesinikule külvatud ka ammu elanud ja surnud tähtede raskemad elemendid. Neid hoitakse tasakaalus sisemise gravitatsioonijõu ja molekulide välise rõhu vahel. Lõpuks ületab mõni löök selle tasakaalu ja põhjustab pilve varisemist.
See löök võis tuleneda lähedal asuvast supernoova plahvatusest, kokkupõrkest teise gaasipilvega või seda piirkonda läbiva galaktika spiraalide survelainega. Kuna see pilv variseb, jaguneb see väiksemateks ja väiksemateks kobarateks, kuni on sõlme, mille suurus on umbes täht. Nendes piirkondades kuumenedes takistavad nad materjali edasist sissepoole kukkumist.
Nende klompide keskmes hakkab materjal suurenema soojuse ja tiheduse osas. Kui välimine rõhk tasakaalustub selle sissetõmbava raskusjõu suhtes, moodustub protostar. Mis edasi saab, sõltub materjali hulgast.
Mõni objekt ei kogune tähe süttimiseks piisavalt massi ja muutub pruunideks kääbusteks - tähe all olevad objektid pole erinevalt tõeliselt suurest Jupiterist, mis jahenevad miljardite aastate jooksul aeglaselt.
Kui tähel on piisavalt materjali, võib see tekitada tuumas piisavalt rõhku ja temperatuuri, et alustada deuteeriumisulamist - vesiniku raskemat isotoopi. See aeglustab kokkuvarisemist ja valmistab tähe ette sisenemiseks tõelisse põhijärjestuse faasi. See on etapp, kus meie oma Päike on, ja algab siis, kui algab vesiniku ühinemine.
Kui protostar sisaldab meie Päikese massi või vähem, toimub see prootoni-prootoni ahelreaktsiooni teel vesiniku muundamiseks heeliumiks. Kuid kui tähe mass on Päikese massist umbes 1,3 korda suurem, läbib see vesiniku heeliumiks muundamiseks süsiniku-lämmastiku-hapniku tsükli. Kui kaua see vast moodustatud täht kestab, sõltub selle massist ja sellest, kui kiiresti ta vesinikku tarbib. Väikesed punased kääbustähed võivad kesta sadu miljardeid aastaid, samal ajal kui suured superkanged võivad oma vesiniku tarbida mõne miljoni aasta jooksul ja plahvatada supernoovadena. Kuid kuidas tähed plahvatavad ja oma elemente universumis ümbritsevad? See on veel üks episood.
Oleme ajakirjas Space Magazine kirjutanud palju tähti tähtede moodustumisest. See on artikkel tähtede moodustumisest suures Magelani pilves ja siin on veel üks tähe moodustumisest NGC 3576-s.
Kas soovite tähete kohta lisateavet? Siit leiate Hubblesite'i uudisteateid tähtede kohta ja lisateavet NASA kujutatud universumi kohta.
Oleme salvestanud mitu tähte astronoomiaosast. Siin on kaks, mis võiks teile abiks olla: Episood 12: Kust tulevad beebitähed, ja Episood 13: kuhu lähevad tähed, kui nad surevad?
Allikas: NASA
Podcast (heli): allalaadimine (kestus: 3:03 - 2,8 MB)
Telli: Apple'i taskuhäälingusaated | Android | RSS
Podcast (video): allalaadimine (50,5 MB)
Telli: Apple'i taskuhäälingusaated | Android | RSS
