Žvaigždėdara
Žvaigždėdara (žvaigždžių formavimasis) - procesas, kai medžiagos sutankėjimai molekuliniuose debesyse kolapsuoja (susitraukia), suformuodami plazmos kamuolius - prožvaigždes, vėliau virstančias žvaigždėmis. Žvaigždėdaros teorijos nagrinėja tarpžvaigždinę medžiagą, molekulinius debesis, gravitacinio nestabilumo mechanizmus, aplinkžvaigždinių diskų ir planetų formavimąsi. Ji taip pat turi paaiškinti dvinarių ir daugianarių žvaigždžių sistemų formavimąsi ir pradinę masės funkciją (angl. IMF - initial mass function).
Formavimosi etapai
[redaguoti | redaguoti vikitekstą]Pagal dabartines žvaigždėdaros teorijas, tankesnės sritys molekuliniuose debesyse tampa gravitaciškai nestabilios (pavyzdžiui, dėl Džinso nestabilumo), fragmentuoja ir ima kolapsuoti (taip vadinamoji spontaninė žvaigždėdara) arba supernovų (ar karštų jaunų žvaigždžių) smūginės bangos priverčia aplinkinę medžiagą susispausti (taip vadinamoji indukuotoji žvaigždėdara). Dalis kolapso gravitacinės energijos išspinduliuojama infraraudonuoju spinduliavimu, kita dalis įkaitina būsimosios žvaigždės šerdį. Vėlesnė akrecija vyksta iš aplinkžvaigždinio disko. Kuomet temperatūra ir tankis pakankamai padidėja, šerdyje pradeda degti deuteris. Nors traukimasis sulėtėja, bet visiškai nesustoja. Šioje vystymosi stadijoje atsiranda čiurkšlės iš polinių disko sričių. Galų gale žvaigždės centre ima degti vandenilis, o supantis žvaigždę apvalkalas ir diskas labai smarkiai praretėja - žvaigždė tampa matoma išoriniam stebėtojui.
Šios vystymos stadijos labai priklauso nuo žvaigždės masės - kuo masyvesnė žvaigždė, tuo greitesni ir trumpesni evoliuciniai procesai.
Stebėjimai
[redaguoti | redaguoti vikitekstą]
Nors kartais dujų - dulkių kokonai, iš kurių susidaro žvaigždės yra stebimi kaip tamsūs dariniai švieiame fone (Boko globulės), paprastai besiformuojančią žvaigždę galima aptikti tik ilgesniuose nei matomoji šviesa bangų ilgiuose: artimoji infraraudonoji sritis (šiluminis gana šaltų objektų spinduliavimas), milimetrinis ir radijo diapazonas (pavyzdžiui, anglies monoksido molekulių emisija). Tai sukelia nemažus sunkumus, kadangi Žemės atmosfera yra neskaidri nuo 20 μm iki 850 μm, su labai siaurais pralaidumo langais ties 200 ir 450 μm.
Atskirų žvaigždžių formavimasis tiesigiai gali būti stebimas tik mūsų Galaktikoje. Tolimose galaktikose žvaigždėdara analizuojama, pasinaudojant netiesioginiais spektriniais požymiais.
Žymūs objektai
[redaguoti | redaguoti vikitekstą]- MWC 349 -- atrastas 1978 m., manoma, kad jo amžius tik apie 1000 metų. Kadangi atstumas iki jo yra apie 10 000 šviesmečių, tikrasis jo dabartinis amžius yra 11000 metų.
- VLA 1623 -- Pirmoji 0 klasės prožvaigždė - prožvaigždė, į kurią dar vyksta aktyvi medžiagos akrecija. Atrasta 1993 m., yra jaunesnė nei 10 000 metų[1].
- L1014 -- Labai silpnas objektas, atrastas tik su naujausios kartos teleskopais. Greičiausiai tai yra jauniausia 0 klasės mažos masės prožvaigždė (panaši į rudąją nykštukę arba net planemą). [2] Archyvuota kopija 2006-02-21 iš Wayback Machine projekto..
- IRS 8* -- Jauniausia pagrindinės sekos žvaigždė, atrasta 2006 metais. Jos amžius yra apie 3,5 milijono metų [3].
Mažos ir didelės masių žvaigždžių formavimasis
[redaguoti | redaguoti vikitekstą]Mažos masės žvaigždės turėtų formuotis iš sutankėjimų molekuliniuose debesyse. Tačiau masyvesnių, nei 8 Saulės masės žvaigždių formavimasis nėra iki galo aiškus.
Masyvios žvaigždės turėtų smarkiai spinduliuoti ir „nupūsti“ įkrentančią medžiagą. Dėl to didesnės masė žvaigždžių lyg ir negalėtų susidaryti. Tačiau paskutiniai teoriniai tyrinėjimai parodė, kad susidarančios čiurkšlės iš polinių prožvaigždės sričių gali išvalyti apvalkale „skyles“, pro kurias spinduliavimas lengviau išeina, netrukdydamas medžiagos akrecijai iš disko į prožvaigždę. Taigi, masyvių žvaigždžių susiformavimas neturėtų iš esmės skirtis nuo mažos masės žvaigždėdaros. Žinoma, yra ir kitų masyvių žvaigždžių formavimosi teorijų - tarkim kelių mažesnės masės žvaigždžių susiliejimas.
Nuorodos
[redaguoti | redaguoti vikitekstą]