Tähtien kutistuminen pääsarjaan

Tähtienvälisessä kaasupilvessä voi syntyä tihentymiä, jotka oman painovoimansa vetäminä kutistuvat pienemmiksi ja tiheämmiksi prototähdiksi. Tässä seurataan kaasupilveä sen jälkeen, kun kutistuminen on jostakin syystä alkanut.

Pilven kutistuessa vapautuu potentiaalienergiaa, josta osa muuttuu kaasuhiukkasten kineettiseksi energiaksi ja osa säteilyksi. Aluksi säteily pääsee etenemään esteettä pitkiä matkoja, koska kaasu on harvaa ja sen opasiteetti (eli läpinäkymättömyys) pieni. Siksi suurin osa vapautuneesta energiasta karkaa säteilynä, eikä pilven lämpötila nouse kovin nopeasti. Kutistuminen tapahtuu kiihtyvällä nopeudella dynaamisessa aikaskaalassa: kaasupilvi on aluksi lähes vapaan putoamisen tilassa.

Tiheys ja paine kasvavat nopeasti pilven keskustassa. Tiheyden kasvun myötä kaasun opasiteetti kasvaa ja säteilyn eteneminen vaikeutuu. Tästä seuraa, että vapautuvasta energiasta yhä suurempi osa muuttuu lämmöksi. Lämpötila alkaa voimakkaasti kohota kaasupilven keskustassa ja nopeasti kasvava paine vastustaa yhä enemmän kutistumista. Pilven kutistuminen hidastuu keskustassa. Ulko-osat sen sijaan ovat vielä vapaassa putoamisliikkeessä. Kaasupilvi, jota tässä vaiheessa voidaan jo kutsua prototähdeksi, koostuu pääasiassa vedystä, joka alun perin on ollut molekyylimuodossa. Kun lämpötila on noussut noin 1800 kelviniin, vetymolekyylit hajoavat eli dissosioituvat atomeiksi. Dissosiaatio vaatii paljon energiaa ja lämpötilan nousu hidastuu. Tästä seuraa, että myös paineen kasvu hidastuu ja prototähden luhistuminen kiihtyy. Lämpötilan edelleen kohotessa noin 104 kelviniin vetyatomit ionisoituvat (elektronit irtoavat protoneista). Kun lämpötila edelleen kasvaa, myös heliumatomit ionisoituvat. Peräkkäiset ionisaatiot vaativat myös hyvin paljon energiaa ja kiihdyttävät osaltaan prototähden luhistumista. Kun lämpötila on noussut noin 105 kelviniin, on heliumkin lähes täysin ionisoitunut.

Prototähden luhistuminen päättyy vasta, kun suurin osa kaasusta on muuttunut plasmaksi ja on täysin ionisoitunutta. Tällöin tähti saavuttaa tasapainon, jota voidaan kuvata hydrostaattisen tasapainon yhtälöllä. Tästä eteenpäin kehitys tapahtuu termisessä aikaskaalassa, huomattavasti hitaammin kuin aikaisemmin. Alkuperäinen noin 100 AU:n säteinen kaasupilvi on luhistunut noin 1/4 AU:n säteiseksi tähdeksi. Se on tavallisesti laajan tähtienvälisen pilven keskellä ja siksi se kerää ainetta suurelta alueelta ympäriltään. Prototähden massa kasvaa, mikä edelleen nostaa keskiosien painetta ja lämpötilaa.

Tasapainon saavuttaneen tähden lämpötila on vielä niin alhainen, että kaasun opasiteetti on suuri. Tästä seuraa, että koko tähden sisus on konvektiivinen. Konvektiovirtaukset kuljettavat erittäin tehokkaasti lämpöenergiaa ulospäin, ja sen vuoksi tähden pinta on melko kirkas.

Tarkastellaan nyt tähden kehitystä HR-diagramman avulla. Alunperin pintaosiltaan hyvin himmeä ja kylmä prototähti sijaitsee HR-diagrammassa kaukana alhaalla oikealla. Nopean luhistumisen aikana pinta kirkastuu ja kuumenee voimakkaasti ja prototähti siirtyy nopeasti ylöspäin vasemmalle. Luhistumisen jälkeen tähti asettuu HR-diagrammassa massansa määräämälle paikalle Hayashi-käyrälle, jolle sijoittuvat erimassaiset kokonaan konvektiiviset tähdet. Hayashi-käyrä on HR-diagrammassa raja, jonka oikealla puolella olevat tähdet eivät voi olla tasapainossa, vaan luhistuvat dynaamisessa aikaskaalassa.

Tähti kehittyy nyt siis termisessä aikaskaalassa. HR-diagrammassa tähti liikkuu lähes pystysuoraan alaspäin pitkin Hayashi-käyrää, kun sen säde pienenee ja luminositeetti laskee. Lämpötila kohoaa jatkuvasti tähden keskustassa, minkä vuoksi opasiteetti pienenee ja energia alkaa siirtyä säteilemällä, ts. ydin muuttuu radiatiiviseksi. Radiatiivisen osan massa kasvaa vähitellen ja lopulta suurin osa tähdestä on radiatiivinen. Samanaikaisesti lämpötila on tähden keskustassa kohonnut niin suureksi, että ydinreaktiot käynnistyvät. Tähän mennessä tähti on saanut kaiken energiansa vapautuneesta potentiaalienergiasta, mutta nyt ydinreaktiot tuottavat lisäenergiaa ja tähden luminositeetti alkaa kasvaa. Tähden pinta kuumenee ja se liikkuu HR-diagrammassa vasemmalle loivasti ylöspäin. Raskailla tähdillä kääntyminen vasemmalle tapahtuu suhteellisesti paljon aikaisemmin kuin kevyillä tähdillä, koska suuremmasta keskustan lämpötilasta johtuen ydinreaktiot käynnistyvät varhaisemmassa vaiheessa.

Kaasupilven nopea luhistuminen kestää Auringon massaiselle tähdelle vain muutamia satoja vuosia. Tiivistymisen loppuvaihe on paljon hitaampi ja kestää Auringon massaiselle tähdelle joitakin kymmeniä miljoonia vuosia. Kesto riippuu voimakkaasti tähden massasta, mikä taas seuraa termisen aikaskaalan luminositeettiriippuvuudesta. Esimerkiksi 15 Auringon massainen tähti tiivistyy kaasupilvestä pääsarjaan noin 60 000 vuodessa, kun taas 0.1 Auringon massaiselta tähdeltä tähän kuluu satoja miljoonia vuosia.

Eräät vedyn palamisreaktiot alkavat jo muutaman miljoonan asteen lämpötilassa. Tällaisia ovat mm. muutamat pp-ketjun ja hiilisyklin reaktiot. Esimerkiksi litium, beryllium ja boori muuttuvat pp-ketjun ppII- ja ppIII-haaroissa heliumiksi jo huomattavasti aikaisemmin kuin pp-ketju käynnistyy täydellisenä. Koska tähti on tiivistymisen aikana kokonaan konvektiivinen ja siis sekoittunut, on pinta-ainekin käynyt kuumassa keskustassa. Vaikka mainittuja alkuaineita on tähdissä vähän, niiden runsaudet kuitenkin kertovat tähden sisuksen lämpötilasta.

Vedyn palaminen pp-ketjussa, mikä merkitsee siirtymistä pääsarjavaiheeseen, alkaa noin 4 × 106 K:n lämpötilassa. Uusi energiantuottomekanismi korvaa täysin kutistumisesta aiheutuneen energiantuoton ja kutistuminen lakkaa. Tähden rakenne mukautuu voimakkaasti uusiin olosuhteisiin ja tähti heilahtelee muutaman kerran HR-diagrammassa. Pian tähti saavuttaa kuitenkin tasapainon ja aloittaa pitkän ja rauhallisen pääsarjavaiheen.

Tiivistymisvaiheessa olevien tähtien havaitseminen on vaikeaa, koska syntyvät tähdet ovat tähtienvälisten kaasu- ja pölypilvien keskellä. Interstellaarisissa pilvissä on kuitenkin havaittu tiivistymiä ja näiden lähellä hyvin nuoria tähtiä. Esimerkkinä ovat T Tauri -tähdet, joissa litiumia on suhteellisen runsaasti. Ne ovat todennäköisesti juuri syntyneitä tähtiä, joiden sisustan lämpötila on vielä liian pieni, jotta litium olisi hajonnut. T Tauri -tähtien lähellä on havaittu pieniä tähtimäisiä kirkkaita sumuja, Herbig-Haro -kohteita. Niiden oletetaan syntyneen tähtituulen osuessa tähtienväliseen aineeseen.