Kotkasumun (M16) kaasupilareissa on käynnissä uusien tähtien synty.

**Tähdet** 

 

Nimeäminen · Luokittelu  
Kehitys · HR-kaavio · Nukleosynteesi  

Tähtijärjestelmä · Eksoplaneetta  

Luettelot tähdistä

Synty ja kehitys 

Synty · Prototähti · Esipääsarja · Pääsarja  
Horisontaalihaara · Asymptoottihaara  
Esiplanetaarinen sumu · Planetaarinen sumu  
Wolfin–Rayetin tähti · Valesupernova  
Supernova · Hypernova

Luminositeettiluokitus 

Alikääpiö · Kääpiö (Punainen · Keltainen · Sininen)  
Alijättiläinen · Jättiläinen (Punainen · Sininen)  
Kirkas jättiläinen · Ylijättiläinen (Punainen · Sininen)  
Hyperjättiläinen

Spektriluokitus 

O · B · A · F · G · K · M  
Bariumtähti · Hiilitähti · Teknetiumtähti

Jäänteet 

Valkoinen kääpiö · Musta kääpiö · Heliumplaneetta  
Neutronitähti (Pulsari · Magnetar) · Musta aukko

Nukleosynteesi 

Alfareaktio · Kolmialfareaktio · Heliumleimahdus  
Hiilisykli · Hiilen fuusio · Neutronisieppaus · Nova

Yleiset ominaisuudet 

Ikä · Magnitudi · Metallisuus · Luminositeetti

Aiheeseen liittyvää 

Ruskea kääpiö · Ruskea alikääpiö · Planeetta  
Tähtijoukko (Avoin · Pallomainen) · Tähdistö  
Auringon ominaisuudet

 n • k • m 

**Tähtien synty** tapahtuu suurten, kylmien kaasupilvien kutistuessa oman painovoimansa ansiosta. Kaasupilvestä syntyvä tähtialkio kuumenee hyvin kuumaksi, koska sen kaasun painovoimaenergia muuttuu kaasuosasten keskinäisen kitkan takia lämmöksi. Tämä hajottaa ensin molekyylit, ionisoi kaasun ja käynnistää lopulta ydinreaktiot ja näin tähti syntyy.

Tähtien synty molekyylipilvistä
-------------------------------

Tähtiä syntyy jättiläismäisissä tähtienvälisissä molekyylipilvissä, jotka ovat ympäristöään huomattavasti tiheämpiä. Suurten molekyylipilvien pilvien tarkkaa syntymekanismia ei tunneta, mutta niitä on havaittu lukuisia. Näiden läheltä on löydetty nuoria tähtiä. Galaksin sisällä tähtienvälinen avaruus sisältää tavallisesti 0,1–1 kaasuhiukkasta (atomia isompaa hiukkasta) kuutiosenttimetriä kohden, kun tiheys pienen ja hyvin tiheän pimeän sumun, globulin, sisällä voi olla useita miljoonia hiukkasia kuutiosenttimetrissä. Jättiläismolekyylipilven koko on 50–300 valovuotta ja massa 100 000–10 miljoonaa Auringon massaa. Massa riittää siten kokonaisen tähtijoukon syntymiseen samalla kertaa. Mikä saa molekyylipilven ytimen kutistumaan, on yhä tutkimuksen kohde.
Kiertäessään Linnunradan ympäri molekyylipilvet saattavat törmätä toisiinsa, kulkea tiheiden spiraalihaarojen läpi tai joutua supernovan šokkiaallon läpäisemäksi. Galaksien törmätessä toisiinsa niiden tähtienväliset pilvet sekoittuvat toisiinsa. Jokin näistä tekijöistä saattaa aloittaa molekyylipilven tiivistymisen oman painovoimansa vaikutuksesta. Esim. supernovaräjähdyksen aikaansaama kuuma kaasukupla puristaa molekyylipilven osasia kokoon globuleiksi, joiden sisälle syntyy tähtiä.

Vähitellen kaasupilvi hajaantuu yhä pienempiin erillisiin osiin, jotka samoin jatkavat tiivistymistä. Näiden osien välillä tapahtuu kilpailua mikä pilvi saa haalittua eniten kaasua. Miten eri prototähden vaikuttavat toisiinsa, on osin arvoitus. Kokoon kerääntyvä kaasu alkaa lämmetä, koska kaasun potentiaalienergiaa vapautuu. 
Syntyvän tähden aiheuttama säteilypaine ja pilven pyörteisyys hidastavat kutistumista.

Lopulta pilven keskelle syntyy pyörivä kaasupallo, prototähti, jonka lämpötila ei ole kuitenkaan vielä noussut riittävän korkeaksi fuusioreaktion aikaansaamiseksi. Prototähtivaihe on sitä ympäröivän tiheän kaasu- ja pölykiekon peittämä, jolloin se on havaittavissa vain siluettina sijaitessaan esimerkiksi kirkkaan emissiosumun edessä, kuten Orionin suuressa kaasusumussa.

T Tauri on erittäin nuori tähti, joka ei ole vielä siirtynyt pääsarjaan.
Nykyisten tutkimusten mukaan noin sadan auringon massaiseen pilveen syntyy ensin suuri prototähti, jonka ympärille massiivinen kaasukiekko. Siihen syntyy tiheitä spiraalihaaroja, joista syntyy toinen suuri prototähti, ja kiekosta syntyy pienempiä prototähtiä. Useimmat näistä ovat hyvin pieniä..

Mikäli prototähden massa on yli 0,1 Auringon massaa, sen ytimen lämpötila saavuttaa lopulta 4 miljoonan kelvinin rajan, jolloin vety alkaa fuusioitua heliumiksi. Tähti alkaa tuottaa suuria määriä säteilyä, jonka paine saa aikaan hydrostaattisen tasapainon, jolloin tähden romahtaminen painovoiman vaikutuksesta lakkaa. Vastasyntynyt tähti on saavuttanut vakaan tilan. Mikäli prototähden massa jää alle 0,1 Auringon massan, se alkaa vähitellen jäähtyä ennen kuin on saavuttanut kriittisen lämpötilan ja muuttuu ruskeaksi kääpiöksi tai tähteä kiertäväksi kaasuplaneetaksi.

Kaasupilven luhistuminen prototähdeksi kestää tavallisesti vain muutamia satoja vuosia, mutta prototähdestä pääsarjaan kehittyminen vie tähden koosta riippuen muutamia kymmeniä tai satoja tuhansia vuosia suurimassaisilta tähdiltä ja jopa satoja miljoonia huomattavasti Aurinkoa kevyemmiltä tähdiltä. Vähitellen tähtituuli saa aikaan ympäröivän tähtienvälisen aineen kaikkoamisen ja mahdollisesti myös hehkumisen, jolloin tähti tulee näkyville myös Maasta katsottuna. Tunnettuja tällaisia tähtiä ovat *T Tauri -tähdet*, jotka sisältävät yhä runsaasti litiumia lämpötilan ollessa riittämätön sen hajottamiseen. Niiden lähellä on usein pieniä sumuja, joita kutsutaan *Herbig-Haro-kohteiksi*.
T Tauri -tähtiä kutsutaan sumumuuttujaksi, koska ne ovat yhteydessä tähtienvälisiin sumumaisiin kaasu- ja pölypilviin.

Koska tähtienvälisen kaasupilven massa riittää usein useamman kuin yhden tähden raaka-aineeksi, esiintyvät nuoret tähdet usein avoimissa tähtijoukoissa. Esimerkiksi Seulaset ovat ryhmä kuumia sinisiä tähtiä, joiden seassa on yhä havaittavissa voimakkaan tähtituulen riepottelemia haituvia aiemmin paikalla sijainneesta pilvestä. Suhteellisen lyhyessä ajassa tähdet ylittävät kuitenkin yksi toisensa jälkeen joukon pakonopeuden, ja tähdet ajautuvat erilleen toisistaan. Suurimassaiset tähdet eivät elinaikanaan ehdi kovin kauaksi synnyinsijoiltaan, ja ne muodostavat selkeästi erottuvia *OB-assosiaatioita*.

Lähteet
-------

1. ↑  Cloudy with a chance of stars, Erick T. Young, Vol 302, 2010 n:o 2, Febryary 2010, s. 32-
2. 1 2 3  Young 2010
3. 1 2  Tähtinen, Leena: Universumi tietokoneessa, 2010, s. 76
4. ↑  Tähtinen 2010, s. 82, alkup lähde Mark Krumholz 2009, Kalifornian yliopisto

Aiheesta muualla
----------------

* Esitelmä tähtien synnystä
* Esitelmä vetymolekyyleistä ja tähtien synnystä