Tähtien synty

Ensimmäiset vähäiset tihentymät eri kaasupilvissä alkoivat ensin verkkaisesti, mutta jatkuvasti kiihtyen, kerätä yhteen ainetta. Kaikkeuteen muodostui kaasupilviä, galaksijoukkojen ja galaksien alkioita, jotka aluksi olivat lähekkäin, mutta loittonivat koko ajan toisistaan maailmankaikkeuden laajentuessa. Näiden laajojen kasautumien sisäiset epätasaisuudet tihentyivät ja jäsentyivät edelleen yhä tiukemmiksi ja painavammiksi pilviksi. Mitä enemmän ainetta kertyi yhteen, sitä suurempi oli kasan vetovoima ja lopulta kaikki vaikutuksen piirissä oleva aine puristui kohti massakeskusta.Puristuva kaasu kuumeni ja säteili ympäristöönsä infrapunan aallonpituuksilla. Kaasupilven keskus tiheni eikä säteily päässyt karkaamaan sieltä. Pilvistä syntyi valtavia punaisia prototähtiä, joiden säteet olivat useita tähtitieteellisiä yksiköitä, Maan ja Auringon välimatkoja. Nämä puristuivat edelleen tähdiksi. Näin kävi miljardeja vuosia sitten ja käy edelleen. Tähtien syntyprosessi on parhaillaan käynnissä esimerkiksi Orionin kaasusumussa.
Kun prototähden lämpötila nousee 2000 asteeseen, kaksiatomiset vetymolekyylit hajoavat ja lämpötila nousee edelleen. Sitten vetyatomit ionisoituvat (elektronit eroavat protoneista) ja kun lämpötila nousee 100 000 asteeseen, heliumikin ionisoituu, mutta kaasupilven tiheneminen jatkuu. Massakeskuksen vetovoima on suurempi kuin reaktioiden aiheuttama säteily, nääs. Prototähti kutistuu ns. pääsarjan tähdeksi, mutta sen hahmo on edelleen pilvimäinen. Pilven keskustan lämpötila jatkaa nousuaan ja ydinreaktiot lähtevät siinä käyntiin. Vety alkaa fuusioitua keskustassa heliumiksi. Silloin pilvimäinen prototähti muuttuu nuoreksi pääsarjan tähdeksi, sen keskustan säteily voimistuu rajusti, ympäröivä kaasupilvi "puhaltuu" säteilyn voimasta avaruuteen ja tähti paljastuu. Eli nyt massakeskuksen vetovoima häviää säteilylle.Vasta tällöin voimme nähdä tähden.
Mitä suurempi on tähden massa, sitä lyhyempi ja rajumpi on ydinreaktioiden rytinä sen keskuksessa ja sitä raskaampia aineita sen ydinreaktioissa tapahtuu. Kevyimmissä tähdissä ydinreaktiot eivät edes pääse alkuun. Tähtein kokojen mukaan määräytyvien fuusioiden reaktioissa syntyy raskaimpia alkuaineita rautaan asti. Joukossa on elämälle tärkeä hiili. Voimme nykyään havaita kuinka nämä alkuaineet leviävät avaruuteen tähtien räjähdyksen jälkeisessä laajenevassa pilvessä.

Lainattu: Megaevoluutio - Eero Paloheimo ja
-Maailmankaikkeutta tutkimassa - Mauri Valtonen (Ursa)

Jos tähtien kaltaisia systeemejä syntyy itsekseen luonnonvoimien vaikutuksesta, niin mihin vedetään raja suunnitellun- ja itsestään tapahtuvan systeemiin välille? Asian tekee vaikeaksi juuri tuo molempien samankaltaisuus.