Naktinis dangus, nusėtas daugybe žvaigždžių, tūkstantmečius žavėjo žmoniją. Kiekvienas iš šių tolimų šviesos taškų reiškia sudėtingą, dinamišką procesą, kuris trunka milijardus metų. Žvaigždės, pagrindiniai galaktikų statybiniai elementai, praeina gyvenimo ciklą, kuris yra toks pat sudėtingas ir įvairus kaip ir organizmai Žemėje. Siekdami suprasti, kaip iš tikrųjų susidarė kristalai nuo pat laiko pradžios, jau aptarėme ankstyvuosius visatos momentus. Dabar gilinamės į žvaigždžių formavimąsi ir sudėtingesnių struktūrų bei materijos atsiradimą. Ši istorija nėra tik apie kosmosą; ji yra apie jus. Tai pasakojimas apie tai, kaip jūs, ir viskas aplink jus, augote ir evoliucionavote.
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 pasklidusios 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 virš 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 dulkių 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 dulkių) 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 dulkių 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.
Besitraukiantys sutankėjimai ima suktis todėl, kad traukimosi pradžioje atskirų dujų dalelių ir dulkių 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 greitį. 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 dulkių 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 kada 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 dulkių 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. Sudėtingumą dar didina sąv...
1 pav. 30 (30 Dor) centrinė lalis. kompleksas yra vienas didžiausių žinomų žvaigždėdaros rajonų. per 1000 šm. užimtų per 30º . tikriausiai būsimąjį kamuolinį žvaigždžių spiečių, žymimą R136. keliolika tūkstančių 1-3 mln. metų amžiaus žvaigždžių. naujagimių žvaigždžių yra per 100 kartų masyvesnės už Saulę.
2 pav. “VLT-Antu” 8.2 m teleskopo nuotraukų IR spinduliais montažas. darytose nuotraukose. labai turtingo ir kompaktiško padrikojo spiečiaus centrinę dalį. dar iš kokonų neišsivadavusių žvaigždžių ir prožvaigždžių grupė. vadinamoji Kleinmano ir Lou (S. G. Kleinmann, K. Y. Noigebauerio (E. E. Becklin, G. Besitraukiantys sutankėjimai ima suktis todėl, kad traukimosi pradžioje atskirų dujų dalelių ir dulkių 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.
3 pav. teleskopo trijų “stulpų” nuotraukos dalis). ir suspaudė. esančio spiečiaus jaunų karščiausiųjų žvaigždžių spinduliai. garuoja, molekulės skyla į atomus, kurie jonizuojami ir ima švytėti. arba pailgais “lašeliais”. Tai vadinamosios garuojančios globulės. kurių masė dar tebedidėja dėl akrecijos. “lašeliai”. Erelio ūke aptiktos net 74 tokios garuojančios globulės. milžiniškuose emisiniuose ūkuose.
Mano gimdymo istorija
Žvaigždės gimsta didžiulėse dujų ir dulkių debesyse tarpžvaigždinėje terpėje, vadinamose ūkai. Šie žvaigždžių lopšiai yra vietos, kur atsiskleidžia kelionė nuo paprastų dulkių dalelių iki švytinčių žvaigždžių. Tarpžvaigždinė terpė (ISM) yra materija, esanti erdvėje tarp žvaigždžių galaktikoje. Ji sudaryta iš dujų, dulkių ir kosminių spindulių ir atlieka svarbų vaidmenį žvaigždžių gyvavimo cikle. ISM tankiausi regionai vadinami molekuliniais debesimis. Molekuliniai debesys yra šalti, jų temperatūra paprastai svyruoja nuo 10 iki 20 kelvinų. Jie taip pat yra masyvūs, kai kuriuose gali būti pakankamai medžiagos tūkstančiams žvaigždžių susidaryti.
Žvaigždžių formavimosi procesas prasideda, kai molekulinio debesies regionas tampa gravitaciškai nestabilus. Šią nestabilumą gali sukelti įvairūs įvykiai, tokie kaip supernovų sprogimai, molekulinių debesų susidūrimai arba netoliese esančių masyvių žvaigždžių smūginės bangos. Kolapsuojant debesiai suskyla į mažesnius fragmentus, kiekvienas iš kurių gali formuoti žvaigždę. Šis suskaldymas yra kritinis žvaigždžių formavimosi proceso etapas, nes jis lemia žvaigždžių skaičių ir dydį, kuris susiformuos.
Kol priešžvaigždinis branduolys kolapsuoja, jis evoliucionuoja į protostarą. Ši ankstyva žvaigždės formavimosi stadija pasižymi medžiagos kaupimusi į centrinį branduolį. Šioje fazėje protostarui dar nevyksta branduolinė sintezė jo branduolyje. Vietoj to, jis šviečia dėl gravitacinės energijos, kuri išsiskiria, kai medžiaga krenta ant branduolio. Akrecijos diskas aplink protostarą yra svarbus žvaigždžių formavimosi komponentas. Būtent šiame diske medžiaga palaipsniui sukasi į vidų, maitindama augantį protostarą. Bipoliniai išmetimai arba reaktyviniai išmetimai yra dar vienas protostaro fazės požymis. Šie galingi dujų srautai išmetami išilgai protostaro sukimosi ašies, statmenai akrecijos disko plokštumai.
Kol protostaras toliau evoliucionuoja, jis pereina į T Tauri fazę, pavadintą pagal pirmąją stebėtą tokio tipo žvaigždę. T Tauri žvaigždės yra jaunos, kintančios žvaigždės, kurios dar nėra pasiekusios pagrindinės sekos fazės. T Tauri fazėje žvaigždės vidinė temperatūra ir slėgis toliau didėja. Žvaigždės šviesumas yra varomas gravitacinės energijos išsiskyrimu, kai ji traukiasi.
Paskutinis žingsnis kelionėje nuo dulkių iki visiškai susiformavusios žvaigždės yra branduolinės sintezės užsidegimas branduolyje. Kol protostaras traukiasi ir jo branduolio temperatūra didėja, galiausiai ji pasiekia kritinę temperatūrą ir slėgį, reikalingą vandenilio branduoliams įveikti jų elektrostatinį atstumą ir pradėti jungtis į helį. Kai branduolinė sintezė prasideda, protostaras pereina į pagrindinės sekos žvaigždę, kurioje jis praleis didžiąją savo gyvenimo dalį. Žvaigždė dabar pasiekė hidrostatinę pusiausvyrą, stabilų būvį, kuriame į vidų traukianti gravitacija yra subalansuota išoriniu slėgiu nuo branduolinės sintezės branduolyje.
Magnetiniai laukai ir turbulencija molekuliniuose debesyse atlieka reikšmingus vaidmenis žvaigždžių formavimosi procese. Magnetiniai laukai gali palaikyti debesis prieš gravitacinį kolapsą, įtakoti debesies suskaldymą ir nukreipti medžiagos tekėjimą į formuojančią žvaigždę. Tiek magnetiniai laukai, tiek turbulencija pridėda sudėtingumo žvaigždžių formavimosi procesui, įtakodami galutinį žvaigždžių masės pasiskirstymą ir akrecijos diskų dinamiką.
Žvaigždžių formavimosi tyrimai reikalauja stebėjimų įvairiomis bangų ilgių juostomis. Optiniai teleskopai gali pateikti žvaigždžių formavimosi regionų vaizdus, tačiau juos dažnai užstoja dulkės. Kosminės observatorijos, tokios kaip Hablo kosminis teleskopas ir Spicerio kosminis teleskopas, pateikė detalius vaizdus ir duomenis apie žvaigždžių formavimosi regionus, leidžiančius astronomams tyrinėti protostarus ir jų aplinką.
Žvaigždžių formavimasis yra fundamentali visatos procesas, skatinantis galaktikų evoliuciją ir prisidedantis prie tarpžvaigždinės terpės cheminio praturtėjimo. Suprasti žvaigždžių formavimąsi taip pat yra svarbu norint suprasti planetų sistemų kilmę ir galimas sąlygas gyvybei.
Kelionė nuo dulkių iki protostarų yra sudėtingas ir žavus procesas, trunkantis milijonus metų. Ji prasideda tankiuose molekulinių debesų regionuose ir progresuoja per gravitacinio kolapso, protostarų formavimo ir branduolinės sintezės užsidegimo etapus. Žvaigždžių formavimosi tyrinėjimas ne tik praturtina mūsų supratimą apie visatą, bet ir suteikia įžvalgų apie planetų sistemų kilmę ir gyvybės potencialą už Žemės ribų.
Žvaigždžių evoliucija būna dviejų tipų. Proplanetinis diskas Tauro žvaigždyne, maždaug už 450 šviesmečių. Besiformuojančią žvaigždę supa žalsvai švytintis žiedinis dulkių bei dujų debesis (centrinė dalis matyt pridengta tamsaus dulkių sluoksnio). Žvaigždės gimsta tirštėjant šaltai tarpžvaigždinei medžiagai ūkuose. Teoriniai skaičiavimai rodo, kad bet koks medžiagos debesis negali būti vienalytis - jame būtinai atsiranda tankio nevienodumų (Džinso nestabilumas), kurie traukiasi į vis tankesnius fragmentus - prožvaigždes.
Visos traukimosi stadijoje esančios prožvaigždės sukasi aplink savo ašį ir sukasi tuo greičiau, kuo mažesnis yra jų skersmuo. Dėl sukimosi formuojasi medžiagos žiedas ir susidaro būsimoji planetų sistemos užuomazga. Vienas artimas žvaigždėdaros pavyzdys yra Oriono ūkas, esantis per 5° į pietus nuo Oriono juostos viduriniosios žvaigždės. Tai 29 šviesmečių skersmens šviesiausias difuzinis ūkas, nutolęs nuo mūsų 1500 šviesmečių. Jame pasklidusių dujų užtektų 10 000 tokių žvaigždžių kaip Saulė susidaryti. Ūko centre yra O ir B poklasių naujagimių žvaigždžių grupė - garsioji Trapecija. Šios žvaigždės yra labai karštos ir smarkiai spinduliuoja elektromagnetiniame diapazone, jonizuodamos aplink esančias dujas.
Kai žvaigždės centre temperatūra pasiekia 10 mln. K, prasideda branduolinės vandenilio virtimo heliu reakcijos (protonų ciklas Saulės tipo ir CNO ciklas masyvesnėse nei Saulė žvaigždėse) - sakoma, kad žvaigždė atsiduria pagrindinėje sekoje. Būtent šioje stadijoje žvaigždė ir praleidžia daugiausiai laiko. Čia būdama žvaigždė yra stabili - išoriniai sluoksniai ją spaudžia, o šerdyje vykstančios branduolinės reakcijos spaudimą atlaiko.
Daugelio žvaigždžių, kai jos išeikvoja vandenilio atsargas, jų išorinis sluoksnis išsiplečia ir atvėsta. Jei žvaigždės masė yra mažesnė nei 8 Saulių masė, išoriniai sluoksniai ima spausti žvaigždę, dėl energijos pagausėjimo ji pučiasi, bet šerdis traukiasi, jos temperatūra kyla, ir, kai pasiekia 350 mln. K, prasideda helio virtimo anglimi reakcijos (žr. trijų alfa dalelių procesas). Tuo būdu susiformuoja raudonosios milžinės. Saulė po 5 mlrd. Mažesnėse nei 2,25 Saulių masė žvaigždėse helis užsidega staiga (įvyksta taip vadinamasis helio žybsnis). Didesnėse nei 8 Saulių masių žvaigždėse temperatūra labai padidėja, ir vandenilis šerdyje sudega labai greitai. Kuo aukštesnė temperatūra, tuo sparčiau vyksta reakcijos. Dėl tos pačios priežasties, helis virsta anglimi, o ši iš karto reaguoja su 4He (alfa dalelėmis) ir virsta deguonimi, šis vėl reaguoja su 4He ir susidaro neonas, tada magnis ir t. t. (žr. Saulės tipo žvaigždės vietoje susidaręs Sraigės ūkas.
Jei žvaigždė yra mažesnė negu 8 Saulių masė, ji mirs ramiai. Tiek vandenilio virtimo heliu, tiek helio virtimo anglimi reakcijų sluoksniai artėja prie paviršiaus. Kai prie paviršiaus labai priartėja helio degimo reakcijos, jos ima daryti įtaką žvaigždės paviršiui ir ši nusimeta viršutinius sluoksnius planetiškojo ūko pavidalu. Neišsisklaido tik labai karšta šerdis, ši žvaigždės liekana vadinama baltąja nykštuke.
Jei žvaigždės masė didesnė, negu 8 Saulių masė, savo gyvenimą ji baigs dramatiškai. Žvaigždės šerdyje susidariusi geležis - ypatingas elementas, ji žvaigždės sąlygomis nebeperdirbama į nieką kitą. Geležinė šerdis nebegamina energijos, nebespinduliuoja ir todėl negali atlaikyti virš jo slūgsančių sluoksnių slėgio. Medžiaga žvaigždės centre sutankėja tiek, kad elektronai įspaudžiami į atomų branduolius, kur atsidūrę kartu su protonais jungiasi į neutronus. Žvaigždės šerdis per kelias sekundes virsta neutronų telkiniu - būsima neutronine žvaigžde. Kolapso metu išsiskyrusi energija bei išspinduliuotų neutrinų lavina nubloškia žvaigždės apvalkalą net 20 000 km/s greičiu. Susprogusios žvaigždės spindesys padidėja apie 20 ryškių, ji kurį laiką spinduliuoja kaip visa galaktika. Krabo ūkas Tauro žvaigždyne. Supernovos sprogimas - palyginti retas reiškinys. Žinoma tik 9 per pastaruosius 2000 metų Galaktikoje sprogusios supernovos. 8 iš jų buvo galima matyti plika akimi. Artimiausia (3000 šm) ir ryškiausia (-8 ryškio) supernova 1006 m. Po 1670 m. mūsų galaktikoje daugiau supernovų neužregistruota, tačiau tai nereiškia, kad jų nebuvo. Spėjama, kad mūsų galaktikoje supernovos sproginėja maždaug kas 30 metų. Geriausiai pažįstamas Krabo ūkas - tai ryškiausia supernovos liekana. Spėjama, kad sprogusios žvaigždės masė buvo lygi 8-10 Saulių. Ūko suminė masė prilygsta 1-1,5 Saulės masėms. Ūko temperatūra yra 17000 K, ūkas plečiasi 1200 km/s greičiu. Krabo ūko pulsaro nuotrauka (regimoji šviesa + rentgeno spinduliai). Po supernovos sprogimo lieka maždaug 3 Saulių masės buvusios žvaigždės liekana - neutroninė žvaigždė, dar kitaip vadinama pulsaru. Sukdamiesi pulsarai spinduliuoja šviesos ir radijo bangų pluoštus. Iki šiol atrasta apie 1000 pulsarų. Visų jų sukimosi greitis skirtingas ir astronomai mano, kad jis palaipsniui lėtėja, senkant energijai. Daugumos pulsarų spinduliavimo impulsų dažnis svyruoja tarp 5 kartų per sekundę ir 1 karto per 2 sekundes. Jei po supernovos sprogimo likusi liekana yra didesnė negu 3 Saulių masė, žvaigždė ir toliau traukiasi. Pabėgimo greitis iš tokio kūno yra didesnis už šviesos greitį, todėl iš jo gravitacijos lauko negali ištrūkti nei medžiaga, nei elektromagnetinės bangos, t. y. šviesa. Juodoji bedugnė yra nematoma, bet mokslininkai ją gali susekti pagal poveikį gretimoms žvaigždėms. Įdomu tai, kad dujos lekiančios į juodąją bedugnę, įkaista iki 100 milijonų laipsnių.
Mažosios žvaigždės (vadinamosios raudonosios nykštukės) savo kurą degina labai lėtai ir gyvuoja šimtus milijardų metų (žymiai ilgesnį laiką nei yra praėjęs nuo Visatos susidarymo). Iš ūko formuojasi žvaigždė. Ūko centras įkaista, temperatūra didėja. Centre medžiagos masė didėja, tankėja ir kaista. Kai masė ir temperatūra pasiekia kritinį tašką, centre prasideda branduolinės reakcijos. Centro forma virsta milžinišku rutuliu ir gimsta žvaigždė. Ji gyvena vidutiniškai 10 milijardų metų. Po 5 milijardų metų žvaigždės šviesis daug mažesnis, paviršiaus temperatūra nukrenta vos ne iki pusės buvusios, o branduolinio kuro kiekis mažėja. Praėjus 5 milijardams metų branduolinis kuras baigiasi, ir žvaigždės branduolys įkaista iki 100 milijonų laipsnių karščio, jis kolapsuoja. Kiti sluoksniai suyra ir pradeda plėstis. Taip žvaigždė padidėja 100 kartų jos šviesis kur kas didesnis prieš išsiplėtimą. Jos vadinamos raudonosiomis milžinėmis. Kai baigiasi branduolinis kuras (He) raudonoji milžinė kolapsuoja į baltąją nykštukę. Ji be galo tanki ir šimtą kartų mažesnė nei Saulė. Baltoji nykštukė nebetenka energijos ir nebešviečia jokios šviesos. Ji tampa juodąja nykštuke.
Žvaigždės yra pagrindiniai visatos elementai, atliekantys svarbų vaidmenį galaktikų struktūroje ir evoliucijoje. Tarp įvairių žvaigždžių gyvenimo etapų pagrindinės sekos fazė yra ilgiausia ir stabiliausia. Ši fazė pasižymi nuolatine vandenilio sinteze į helį žvaigždės branduolyje, suteikiančia nuoseklų energijos šaltinį, leidžiantį žvaigždei šviesti milijonus ar net milijardus metų.
Pagrindinės sekos žvaigždės yra tos, kurios yra stabilioje žvaigždžių evoliucijos fazėje, kurioje jos branduolyje vyksta vandenilio sintezė į helį. Šis procesas išlaisvina didžiulį energijos kiekį, kuris atsveria gravitacines jėgas, bandančias sugniuždyti žvaigždę. Pagrindinės sekos fazė gali trukti nuo kelių milijonų metų masyviausioms žvaigždėms iki dešimčių milijardų metų mažiausioms žvaigždėms.
Hercšprungo-Raselo (H-R) diagrama yra pagrindinis astronomijos įrankis žvaigždžių evoliucijai suprasti. Pagrindinės sekos žvaigždės užima nepertraukiamą juostą, einančią nuo viršutinio kairiojo (karštos, ryškios žvaigždės) iki apatinio dešiniojo (vėsios, blankios žvaigždės) H-R diagramos.
