Od oblaka do zvezde
Hladen oblak. Redek plin in prah s temperaturo blizu absolutne ničle. Sam po sebi je stabilen.
Sunek. Udarni val bližnje eksplozije ali trk oblakov poruši ravnovesje in začne se sesedanje.
Segrevanje središča. Snov pada navznoter, tlak in temperatura naraščata. Nastane zametek bodoče zvezde.
Začetek reakcij. Pri nekaj milijonih stopinjah se začne zlivanje jeder, tlak od znotraj pa ustavi sesedanje.
Drugi korak pojasni, zakaj zvezde ne nastajajo enakomerno. Oblak lahko milijone let ostane nespremenjen, nato pa ga sproži zunanji sunek. Pogosto je to eksplozija bližnje zvezde - smrt ene sproži rojstvo drugih.
Četrti korak je trenutek vzpostavitve ravnovesja, v katerem zvezda preživi večino svojega življenja. Gravitacija vleče navznoter, tlak vroče snovi potiska navzven in dokler je na voljo gorivo, sta ti sili uravnoteženi.
Masa odloča o vsem
Če mase ni dovolj, se reakcije sploh ne začnejo: nastane medel objekt, ki se počasi ohlaja. Takšnih neuspelih zvezd najdemo veliko in imenujemo jih rjave pritlikavke.
Masa določa tudi življenjsko dobo zvezde, in sicer v nasprotju z intuicijo: težja ko je zvezda, hitreje porablja svoje gorivo. Najbolj masivne živijo milijone let, majhne pa stotine milijard let, dlje od sedanje starosti vesolja.
Zvezde se skoraj vedno rojevajo v skupinah: en sam oblak jih hkrati ustvari na desetine ali stotine. Sčasoma se kopica razprši in zvezde iste starosti se razidejo po galaksiji ter izgubijo stik druga z drugo.
Rojstva od začetka do konca ni mogoče opazovati: proces traja stotisoče let. Zato raziskovalci poiščejo številne oblake in zvezdne zametke na različnih stopnjah ter jih razporedijo v zaporedje, kot filmske kadre.
Pomaga tudi to, da prah v oblakih zadržuje vidno svetlobo, infrardečo pa prepušča. Opazovanja v tem območju omogočajo pogled v notranjost neprozornega oblaka in razkrivajo, kaj tam nastaja.
Kaj sproži rojstvo zvezde?
Kaj določa usodo zvezde?
Viri
- Zvezde nastajajo z gravitacijskim sesedanjem hladnih molekularnih oblakov, ki ga običajno sproži zunanja motnja
- za začetek termonuklearnih reakcij je potrebna masa najmanj približno osem stotink Sončeve mase, življenjska doba zvezde pa se z večanjem njene mase skrajšuje
Naprej v seriji „Zvezde“
2 članka v celoti na spletni strani, še 2 v aplikaciji
