Šiandien astronomijos mokslas jau neabejotinai patvirtina didžiojo lietuvių kilmės vokiškai rašiusio 18-ojo amžiaus filosofo, Karaliaučiaus universiteto profesoriaus Emanuelio Kanto numatymą, kad žvaigždės susidarė iš pasklidos difuzinės medžiagos. Dar ir dabar ne visa ši medžiaga sunaudota žvaigždžių susidarymui. Jos likučių yra spiralinėse ir ypač netaisyklingosiose galaktikose, kur vis dar tebegimsta naujos žvaigždės. Šie žvaigždžių statybinės medžiagos likučiai vadinami tarpžvaigždine medžiaga.
Tai labai mažu tankiu pasklidusios dujos, vietomis su mikroskopinio dydžio dulkelių priemaišomis. Dujų cheminė sudėtis maždaug tokia pat, kaip ir jaunų žvaigždžių. Būtent: vandeniliui tenka net 90% visų atomų, heliui - 9%, o likusį 1% pasidalija visi kiti už helį sunkesnių elementų atomai. Dulkelės daugiausiai esti grafitinės arba silikatinės.
Spiralinėse galaktikose, kokia yra ir mūsų Galaktika, ši tarpžvaigždinė medžiaga daugiausiai koncentruojasi į galaktikos diską ir centrinį telkinį. Čia ji yra susiskaldžiusi į atskirus labai mažo tankio debesis. Difuzinių debesų viename cm3 tėra vos 2-50 dujų atomų. Temperatūra neviršija 50-150 K. Debesų skersmenys siekia nuo kelių iki 100 ar net dar daugiau šviesmečių (šm).
Molekuliniuose debesyse į molekules susijungę daugiau nei pusė arba net 95% visų atomų (žinoma, išskyrus helį ir kitas inertines dujas, kurios nesijungia į molekules). Dažniausiai tokiame debesyje į vieną cm3 telpa keli šimtai molekulių, o sutankėjimuose jų skaičius viename cm3 gali siekti tūkstančius, milijonus, kai kur net milijardus. Čia ir dulkelių labai daug. Pro debesį sklindančią šviesą jos susilpnina milijonus ar milijardus kartų. Už jų visiškai nematyti žvaigždžių ir kitų spinduolių.
Taigi ten labai nejauku - baisiai šalta ir visiškai tamsu, nesimato net žvaigždėto dangaus. Molekuliniai debesys skirstomi į paprastuosius ir didžiuosius. Ypač įspūdingi yra didieji molekuliniai debesys. Kiekvieno jų masė 105 ar 106 kartų didesnė už Saulės masę. Jų skersmenys - dešimtys ar šimtai šviesmečių. Jų forma netaisyklinga, jie visaip išsidraikę ir išsišakoję, jų vidaus sandara sudėtinga, su žymiais sutankėjimais, tartum kokiais branduoliais, o vietomis ir mažesnio tankio ertmėmis.
Daugelis molekulinių debesų ar bent tankiausios ir šalčiausios jų vietos yra per stambios, per mažai išskydusios ir per šaltos, kad galėtų atsispirti savo dalelių (dujų ir dulkelių) tarpusavio traukos (gravitacijos) jėgai. Sakoma, kad tokios vietos tenkina vadinamąją Džinso (J. H. Jeans) gravitacinio nestabilumo sąlygą. Dėl to jos iš lėto traukiasi. Kartu mažėja jų potencinė energija, susijusi su dujų ir dulkelių gravitacine sąveika, - tai vadinamoji gravitacinė energija. Ji virsta šilumine energija. Dėl to turėtų kilti tų vietų temperatūra. Tačiau iš pradžių ji nekyla, o neretai netgi krinta.
Mat, didėjant tankiui, debesis vis stipriau ima skleisti infraraudonuosius (toliau - IR) spindulius ir radijo bangas, šitaip prarasdamas vis daugiau savo šiluminės energijos. Tuo būdu Džinso sąlygą tenkinti darosi vis lengviau, ji ima galioti ir atskiriems sutankėjimams besitraukiančių vietų viduje. Tuomet, nuo traukimosi pradžios praėjus šimtams tūkstančių ar milijonams metų, tie sutankėjimai patys ima trauktis kiekvienas į savo centrą, o dar vėliau gali pradėti skaidytis ir į vis smulkesnius fragmentus, kurie vėlgi kiekvienas sau traukiasi. Toliau traukdamiesi, daugelis tokių fragmentų labai greitai (per dešimtis ar šimtus tūkstančių metų) pagaliau virsta žvaigždėmis. Vadinasi, kai kurių molekulinių debesų didžiausio tankio vietose vyksta žvaigždėdara, formuojasi nauji žvaigždžių spiečiai ir įvairios jų grupės.
Šį traukimosi ir skaidymosi vaizdą gerokai painioja magnetiniai laukai, turbulencinės srovės ir sūkuriai, smūginės bangos. Tarpžvaigždinės medžiagos gniužulo fragmentui traukiantis, jame esančios magnetinio lauko jėgų linijos sutankėja, t. y. besitraukiantys sutankėjimai ima suktis todėl, kad traukimosi pradžioje atskirų dujų dalelių ir dulkelių chaotiški judesiai nebūna visiškai simetriški. Gniužului traukiantis visuomet išryškėja jų vyraujanti kryptis - tai ir yra sukimosi pradžia. Toliau traukiantis, linijinis sukimosi greitis vis didėja dėl judesio kiekio momento tvermės dėsnio. Dėl to net gali būti pristabdytas tolesnis traukimasis ašiai statmena kryptimi.
O traukimuisi išilgai ašies sukimasis visiškai netrukdo. Todėl ilgainiui besitraukiantys debesys arba jų atskiros dalys susiploja. Judesio kiekio momento perskirstymas prasideda skaldantis į fragmentus, kurie ima individualiomis orbitomis skrieti apie buvusio vientiso gniužulo masės centrą. Didesnioji visos sistemos judesio kiekio momento dalis atitenka orbitiniam judėjimui, mažesnė - atskirų fragmentų sukimuisi apie savo ašis. Šitokį pasiskirstymą lemia magnetinis laukas, kurio jėgų linijos jungia atskirus fragmentus, o jiems sukantis, yra apie juos vyniojamos. Besipriešindamos vyniojimui, magnetinės linijos stumia fragmentus vieną nuo kito tolyn ir slopina fragmentų sukimosi apie savo ašis. O toliau besitraukiantys fragmentai vis bando didinti greitį.
Molekulinių debesų sutankėjimai savo traukimąsi pradeda labai iš lėto, nes dar labai silpna būna dalelių tarpusavio trauka. Atstumai tarp dalelių dideli, slėgis visai mažas, todėl traukimuisi beveik nėra pasipriešinimo. Besitraukiančio gniužulo arba jo fragmento dalelės tiesiog krinta centro link, įgaudamos vos ne laisvojo kritimo pagreitį. Todėl traukimosi greitis po truputį didėja. Traukimosi pradžioje gravitacinės energijos išlaisvinama visai nedaug. Tačiau jau ir tada besitraukiančio tarpžvaigždinės medžiagos gniužulo IR ir radijo spinduliavimo galia daug kartų pranoksta Saulės skleidžiamų visų bangų ilgių spindulių galią. Mat iš pradžių išsiskiriančiai gravitacinei energijai labai padeda energija, kurią besitraukianti medžiaga gauna iš šalies - iš pralekiančių rentgeno, kosminių ir ypač subkosminių spindulių.
Centrinė fragmento dalis traukiasi greičiau. Pagaliau tankis joje tiek išauga, kad ji pasidaro beveik nebeskaidri savo skleidžiamiems IR spinduliams. Didelė išsilaisvinusios gravitacinės energijos dalis ima kauptis šiluminės energijos pavidalu. Tokį ir toliau tebesitraukiantį, tačiau daugiau nebesiskaldantį fragmentą jau galima pavadinti prožvaigžde. Temperatūra jos gelmėse ima kilti, slėgis einant gilyn ima smarkiai didėti. Tai labai sulėtina tolesnį prožvaigždės centrinės dalies traukimąsi. Nuo centro labiau nutolę sluoksniai krisdami pagaliau pasiveja gilesniuosius ir į juos atsitrenkia. Centrinės, neskaidrios prožvaigždės dalies traukimasis dar keletą kartų tai spartėja, tai vėl lėtėja.
Susitraukimas paspartėja kaskart, kai gravitacinė energija pradedama naudoti medžiagos faziniams virsmams: išardyti molekulėms, vandenilio, o vėliau ir helio atomams jonizuoti, dulkelėms išgarinti. Šiais atvejais gravitacinė energija naudojama ne tiek šiluminei ir spinduliavimo energijai didinti, kiek medžiagos ryšiams suardyti. Taip palaipsniui susidaro vis labiau tankėjantis ir kaistantis branduolys - žvaigždės užuomazga. Tačiau nuo mūsų akių ją slepia patys aukščiausi, dar šalti prožvaigždės sluoksniai - prožvaigždės apvalkalas - kurio dulkelės iš giliau ateinančius visų bangų ilgių spindulius paverčia ilgųjų bangų IR spinduliais.
Žvaigždės užuomazgoje medžiagos kiekis sparčiai didėja, nes ant jos be paliovos krinta dujos iš tolesnių prožvaigždės vietų. Tai vadinamoji akrecija. Jos metu išsilaisvina daug gravitacinės energijos, kuri padeda palaikyti didelę prožvaigždės infraraudonojo spinduliavimo galią. Žvaigždės užuomazgos centre temperatūra išauga iki dešimčių tūkstančių, o vėliau ir iki milijonų laipsnių. Susidaro labai didelis temperatūros skirtumas tarp gelmių ir aukštesnių sričių. Dėl to centre susikaupusi didžiulė šiluminė energija ten nebeužsilaiko ir pradeda nesustabdomai skverbtis į paviršių.
Jei taip formuojasi žvaigždė, kurios galutinė masė nėra didesnė nei maždaug 10 Saulės masių, tai į ją sukrinta didžioji apvalkalo medžiagos dalis. Dar viena jos dalis nubloškiama į diską pusiaujo plokštumoje. O apvalkalo likučius išsklaido naujagimės žvaigždės galingas vėjas, spindulių slėgis, išorinių sluoksnių audringumo apraiškos. Atsiradusi žvaigždė apsinuogina ir pasirodo HR diagramos viršutinėje dalyje. Taip tolimųjų IR spindulių šaltinis - prožvaigždė - virsta gelsva ar raudona didelio šviesio pirmojo evoliucijos etapo žvaigžde, kuri dar traukiasi ir toliau, nes joje dar neprasidėjusios vandenilio virtimo heliu branduolinės reakcijos.
Šis traukimosi etapas užtrunka dar šimtus tūkstančių, milijonus, šimtus milijonų metų (kuo didesnė masė, tuo greičiau susitraukia). O jei žvaigždės masei lemta išaugti iki 10 Saulės masių ir daugiau, atitinkama prožvaigždė turi būti keliasdešimt ar kelis šimtus kartų masyvesnė už Saulę. Šiuo atveju didžioji jos medžiagos dalis negali nukristi ant labai masyvios žvaigždės užuomazgos - išlieka sulaikyta jos aplinkoje, o vėliau išsklaidoma. Akrecija susilpnėja, o vėliau ir visai nutrūksta dėl žvaigždės užuomazgos spindulių srauto ir vėjo. Labai išaugus žvaigždės užuomazgos masei, šie darosi itin galingi. Spindulių srautas savo slėgiu nebeleidžia dulkelėms kristi, stumia jas tolyn. Žvaigždės vėjo greitos dalelės krintančias molekules bei dulkeles irgi pasitinka stipriais smūgiais.
Aišku, kad krintančios medžiagos apatinėje dalyje turi susidaryti grūstis. Molekulių koncentracija pasiekia 1010 cm-3. Labai sutirštėja ir dulkelių šydas. Tačiau šios naujagimės žvaigždės vis dar neįmanoma pamatyti - jos spindulių visiškai neišleidžia buvusios prožvaigždės periferijos medžiaga, kuri taip ir nesuspėjo sukristi į žvaigždę. Šios medžiagos vidinė, sutankėjusi dalis vadinama vidiniu kokonu. Jis, lyg kokie labai stori vystyklai, visiškai apgaubia naująją žvaigždę ir sugeria visus jos spindulius. Apatinė vidinio kokono dalis dėl to įkaista iki 1000-3000 K, viršutinė dalis - iki 300-700 K. Tačiau kurį laiką ir šie spinduliai mūsų nepasiekia - juos sugeria dar aukštesni ir šaltesni buvusios prožvaigždės sluoksniai, iš kurių, veikiant vidinio kokono artimųjų IR spindulių slėgiui, susidaro vadinamasis išorinis kokonas. Jo temperatūra tik 50-200 K. Jis visą iš giliau atlekiančių spindulių energiją paverčia tolimųjų IR spindulių energija.
Kai vidinio kokono artimieji IR spinduliai šiek tiek išsklaido išorinio kokono medžiagą, ji išsipučia ir praretėja, pro ją pradeda prasišviesti vidinis kokonas, pats besiplečiantis nuo viduje esančios žvaigždės spindulių. Šiuo metu, o gal ir anksčiau vidinio kokono vidinėje dalyje tai šen tai ten ima veikti keli ar keli šimtai galingų H2O mazerių, dalį kokono IR spindulių energijos paverčiančių 1.348 cm mazerinės radijo emisijos linijos energija.
Per tūkstančius ar dešimtis tūkstančių metų kokonų viduje esanti masyvi žvaigždė galutinai susitraukia ir tampa labai karšta O spektrinės klasės ar ankstyvųjų B poklasių žvaigžde. Jos trumpabangiai ultravioletiniai spinduliai pradeda jonizuoti vidinio kokono vidinę dalį: aplink jaunutę žvaigždę susidaro greitai besiplečianti, iš pradžių labai maža ir kompaktiška HII zona - emisinio ūkio užuomazga. Kai vidiniame kokone molekulių koncentracija sumažėja iki kelių milijonų cm-3, H2O mazeriai gęsta, o jų vietoje ima atsirasti OH mazeriai, pasižymintys 18.599, 18.001, 17.980 ir 17.424 cm siauromis, bet stipriomis radijo emisijos linijomis.
Kai atsiradusi HII zona šiek tiek padidėja, jos skleidžiamos radijo bangos, laisvai praėjusios pro abu besiplečiančius kokonus, gali būti užregistruotos radioteleskopais. Svarbiausias šių nematomų HII zonų skiriamasis bruožas - vandenilio, o kai kada ir helio rekombinacinės kilmės radioemisijos linijos (Ridbergo linijos). Plečiantis jaunoms H II zonoms, žvaigždės tolimieji UV spinduliai, visiškai suardę ir jonizavę vidinį kokoną, pasiekia išorinį. Tokių objektų radijo švytėjimo zonos jau didesnės ir praktiškai sutampa su pačiais IR spindulių šaltiniais. Jei kokonai gaubia vėsesnes B-A spektrinių klasių žvaigždes, jos nepajėgia sukurti HII zonų.
Sparčiai besitraukdamos masyvios žvaigždės per trumpą laiką išlaisvina milžiniškus gravitacinės energijos kiekius, o tai reiškia, kad ir šią energiją perspinduliuojantys kokonai turi būti labai galingi spinduoliai - tūkstančius ir net šimtus tūkstančių kartų galingesni už Saulę. Taigi visos naujagimės žvaigždės labai greitai sukasi apie savo ašis, skleidžia labai stiprų ir gūsingą vėją, yra stipriai įsimagnetinusios, jų išoriniai sluoksniai labai audringi. Herbigo žvaigždės, orionidės, cetidės ir kitos joms giminingos jaunos žvaigždės pasižymi daug stipresniu negu Saulė aktyvumu.
Jų išoriniuose sluoksniuose vyksta magnetinių laukų anihiliacija, susidaro stiprios infragarso, smūginės, magnetohidrodinaminės bangos, išmetami plazmos fontanai, generuojami kosminiai spinduliai. Orionidžių ir cetidžių aktyvumą labai skatina konvekcijos srovės, kurios ten iš išorinės pusės apima didžiąją žvaigždės tūrio dalį. Pačios karščiausios O ir B spektrinių klasių žvaigždės dar skleidžia ir labai daug UV spindulių. Šių reiškinių sukeltos smūginės bangos plinta tolyn pro molekulinių debesų kompleksą ir gali sužadinti žvaigždėdarą tolesnėse jo srityse.
O aplinkžvaigždiniai dujų ir dulkelių diskai žvaigždžių pusiaujo plokštumose dar ilgai supa daugelį jaunų žvaigždžių, išskyrus masyvias ir karštas O, B, iš dalies A spektrinių klasių žvaigždes, kurios savo galingais spinduliais ir vėju tokį diską turėtų greitai išsklaidyti. Jei diskas yra pakankamai storas, tai jis užstoja kelią iš žvaigždės lekiantiems fotonams ir dujų dalelėms ne tik pusiaujo plokštumoje, bet ir toli į šonus nuo jos. Laisvesnis kelias lieka išlėkti tik iš atokiau nuo pusiaujo esančių žvaigždės plotų.
Taigi plazma iš šitokių žvaigždžių veržiasi ne į visas, o tik į dvi priešingas puses plačiai prasiskleidžiančiu kūgiu išilgai sukimosi ašies. Greitas žvaigždės sukimasis, stipri konvekcija, audros išoriniuose sluoksniuose labai sukomplikuoja magnetinio lauko struktūrą.
Visatos pažinimas per paskutiniuosius penkiasdešimt metų labai daug pažengė pirmyn. Atsirado visai naujos astronomijos šakos, o kai kurios iš buvusių svarbiausių jos šakų nuslinko į antraeilę vietą. Dabar aktualiausi klausimai yra: pavienių žvaigždžių struktūra, galaktikos struktūra, visatos struktūra, o taip pat jų visų atsiradimas ir išsivystymas.
Palyginti, dar ne daug dešimtmečių praėjo nuo to laiko, kai žvaigždė buvo vadinta "ugnies rutuliu". Tai buvo laikyta gana aiškia ir tikslia jos definicija. Pirmiausia pravartu pakalbėti apie mūsų saulę, kaip artimiausią žvaigždę, nes ją mes geriau pažįstame, negu bet kurį kitą dangaus kūną.
Žvaigždės formuojasi iš didelių tarpžvaigždinių dujų debesų, kurių sutankėjimai ima trauktis ir byrėti į gabaliukus. Nors žvaigždės susiformuoja grupėse ar spiečiuose, dviem žvaigždėm atsirasti taip arti viena kitos, kad taptų dvinare sistema, yra kiek sudėtingiau. Vienas iš būdų - jei aplink žvaigždę besiformuojantis diskas yra nesimetriškas, jis gali tapti nestabilus ir suformuoti masyvią kompanionę dar iki planetų formavimosi pradžios. Keleto gimstančių žvaigždžių aplinkoje matomi nesimetriški diskai, tačiau iš kur kyla pati nesimetrija?
Artimiausios žvaigždės yra Saulė ir Kentauro Proksima. Žvaigždės susiformuoja tarpžvaigždiniuose debesyse iš juos sudarančios medžiagos (žvaigždžių evoliucija). Žvaigždės centrinės dalies plazmą išorėje gaubia atmosfera, kurią skirtingomis proporcijomis sudaro plazma, neutralios atominės bei molekulinės dujos (priklauso nuo žvaigždės masės, paviršiaus temperatūros bei cheminės sudėties). Kai kurias žvaigždes gaubia iš dujų ir dulkių sudaryti išoriniai apvalkalai.
Žvaigždžių temperatūra, slėgis ir tankis didėja artėjant prie žvaigždės centro. Energija žvaigždės centrinėje dalyje generuojama vykstant termobranduolinėms reakcijoms. Žvaigždėse vykstantys termobranduolinių reakcijų pagrindiniai ciklai: protonų-protonų (pp) ciklas (vandenilio virsmas heliu), CNO ciklas (vandenilio virsmas heliu dalyvaujant tarpiniams anglies, azoto ir deguonies atomų branduoliams), 3α reakcija (helio virsmas anglimi), anglies, deguonies ir silicio ciklai.
Termobranduolinių reakcijų metu generuojama energija į žvaigždžių paviršių pernešama spinduliuotės ir konvekcijos būdu. Kai žvaigždės masė didesnė nei 1,2 M⨀, energija iš centrinės žvaigždės dalies į išorę pernešama konvekcija, išorinėje dalyje - spinduliuote. Konvekcija t. p. perneša į žvaigždės paviršių jos gelmėse susintetintus cheminius elementus, kurie vėliau, kai žvaigždė praranda dalį savo medžiagos dėl žvaigždžių vėjo arba kai žvaigždė sprogsta kaip supernova, patenka į tarpžvaigždinę erdvę.
Mūsų ir kitose galaktikose jauniausios, didžiausia sunkiųjų elementų gausa pasižyminčios žvaigždės yra I populiacijos, ankstyvesnės kartos žvaigždės su mažesne sunkiųjų elementų gausa - II populiacijos, pačios ankstyviausios, kol kas neatrastos - III populiacijos.
Žvaigždžių evoliucijos pagrindinėje sekoje - ilgiausias žvaigždžių raidos etapas, priklausantis nuo žvaigždžių masės ir trunkantis nuo apie 6 mln. metų (apie 25 M⨀ masės žvaigždžių) iki apie 10 mlrd. metų (apie 1 M⨀ masės žvaigždžių). Žvaigždės raidą po pagrindinės sekos daugiausia lemia jos masė.
Pasibaigus branduolinėms reakcijoms žvaigždės centre mažesnės masės (mažesnė nei 8 M⨀) žvaigždės evoliucionuoja submilžinių sekoje (HR diagramoje beveik horizontaliai iš kairės į dešinę), vėliau - raudonųjų milžinių sekoje (HR diagramoje - beveik vertikaliai į viršų). Šiuose žvaigždžių evoliucijos etapuose vandenilio virsmo heliu reakcijos vyksta žiede aplink žvaigždės branduolį, sudarytą praktiškai vien iš helio. Submilžinių ir raudonųjų milžinių sekose žvaigždės išorinė dalis labai išsiplečia, tuo tarpu centrinė dalis pamažu traukiasi, didėja jos tankis ir temperatūra.
Arti raudonųjų milžinių sekos viršūnės, kai temperatūra žvaigždės centre pasiekia apie 108 K, o tankis apie 107 kg/m3, centrinėje dalyje prasideda helio virsmo anglimi branduolinės reakcijos (3α reakcija). Žvaigždės centrinė dalis kiek išsiplečia, išorinė dalis susitraukia ir žvaigždė atsiduria horizontaliojoje sekoje (HR diagramoje - kairėje ir žemiau raudonųjų milžinių sekos viršūnės). Šiame žvaigždžių evoliucijos etape žvaigždės centre vyksta 3α reakcijos, formuojasi žvaigždės branduolys, sudarytas iš anglies ir deguonies, o žiede aplink jį vyksta vandenilio virsmo heliu reakcijos.
Sumažėjus helio koncentracijai 3α reakcijos žvaigždės centre sustoja, tačiau jos toliau vyksta žiede, gaubiančiame žvaigždės branduolį. Žvaigždės centrinei daliai pamažu traukiantis, o išorinei - plečiantis, žvaigždė pasiekia asimptotinę milžinių seką (HR diagramoje judėdama aukštyn ir dešinėn). Asimptotinėje milžinių sekoje HR diagramoje žvaigždė juda beveik vertikaliai aukštyn, energija generuojama arba vykstant 3α reakcijoms (ankstyvoji asimptotinė seka), arba pakaitomis vykstant vandenilio virsmo heliu ir 3α reakcijoms (termiškai pulsuojanti asimptotinė seka); visais atvejais branduolinės reakcijos vyksta žiedo pavidalo sluoksniuose. Pamažu didėjant terminių pulsacijų amplitudei viršutinėje asimptotinės sekos dalyje išoriniai žvaigždės sluoksniai žvaigždžių vėjo pavidalu palieka žvaigždę suformuodami planetinį ūką, kuris pamažu plėsdamasis išsisklaido tarpžvaigždinėje erdvėje; centrinė žvaigždės dalis virsta baltąja nykštuke.
Didelės masės (didenė nei 8 M⨀) žvaigždės po pagrindinės sekos virsta raudonosiomis supermilžinėmis, kuriose vandenilio virsmo heliu reakcijos vyksta žiede, gaubiančiame žvaigždės branduolį, sudarytą praktiškai vien iš helio. Vėliau, žvaigždės branduoliui traukiantis ir didėjant jo temperatūrai bei tankiui, žvaigždės centre pradeda vykti 3α reakcijos, o žiede aplink branduolį - vandenilio virsmo heliu reakcijos. Sumažėjus helio koncentracijai ir pasibaigus 3α reakcijoms didelės masės žvaigždės branduolyje žvaigždės centrinė dalis vėl pradeda trauktis, temperatūra ir tankis vėl didėja tol, kol prasideda anglies virsmo kitais elementais reakcijos.
Kuo didesnė žvaigždės masė, tuo aukštesnė temperatūra jos centre, todėl ypač didelės masės žvaigždėse vėliau dar gali vykti ir deguonies, neono bei silicio virsmų kitais elementais reakcijos. Be to, vienu metu jose gali vykti keli reakcijų ciklai: vienas - žvaigždės branduolyje, kiti - sferiniuose sluoksniuose. Kiekvienas iš šių žvaigždės branduolyje vykstančių ciklų trunka vis trumpiau (pvz., 15 M⨀ masės žvaigždėje vandenilio virsmo heliu reakcijos vyksta apie 10 mln. metų, helio virsmo anglimi - apie 2 mln. metų, anglies virsmo neonu ir magniu - apie 2000 metų, deguonies virsmo siliciu, argonu, siera, kalciu - apie 2,6 metus, silicio virsmo geležimi, neonu, titanu - apie 18 d).
Žvaigždės - tai didelės masės ir didelio skersmens įkaitusios plazmos rutuliai, sudaryti daugiausia iš vandenilio ir helio su nedidele sunkesnių cheminių elementų priemaiša. Žvaigždės skleidžia elektromagnetines bangas ir elektringąsias daleles (protonus bei elektronus). Žvaigždžių gelmėse vyksta branduolinės reakcijos, kurių metu vandenilis virsta heliu ir išsiskiria milžiniška energija. Žvaigždės susidarė ne tik formuojantis galaktikoms - jos įsižiebia netgi mūsų laikais. Saulės masės žvaigždė susiformuoja maždaug per 40 milijonų metų.
žymės:
Panašus:
- Kaip pastatyti vaikišką namelį: žingsnis po žingsnio instrukcija ir idėjos
- Kaip užmigdyti kūdikį be ašarų: patarimai tėvams
- Kaip pripratinti vaiką prie darželio: patarimai tėvams
- Motinystės Išmoka Lietuvoje: Sužinokite Dydį ir Viską, Ką Tėvai Privalo Žinoti!
- Trakų Gimdymo Namai: Atraskite Unikalią Istoriją, Gilias Tradicijas ir Modernią Viziją