Stjernenes verden viser et stort mangfold, som allerede er tydelige tegn når man ser på nattehimmelen med det blotte øye. Studiet av stjerner ved hjelp av astronomiske instrumenter og metoder for astrofysikk gjorde det mulig å systematisere dem på en bestemt måte og takket være dette gradvis komme til en forståelse av prosessene som styrer stjernenes utvikling.
I det generelle tilfellet bestemmer forholdene for dannelsen av en stjerne dens hovedkarakteristika. Disse forholdene kan være svært forskjellige. Imidlertid er denne prosessen generelt sett av samme natur for alle stjerner: de er født fra diffus - spredt - gass og støvstoff, som fyller galakser, ved å komprimere den under påvirkning av tyngdekraften.
Komposisjon og tetthet av det galaktiske mediet
Når det gjelder terrestriske forhold, er det interstellare rommet det dypeste vakuumet. Men på en galaktisk skala er et slikt ekstremt foreldet medium med en karakteristisk tetthet på omtrent 1 atom per kubikkcentimeter gass og støv, og forholdet mellom sammensetningen av det interstellare mediet er 99 til 1.
Hovedkomponenten i gassen er hydrogen (omtrent 90% av sammensetningen, eller 70% av massen), det er også helium (omtrent 9%, og etter vekt - 28%) og andre stoffer i små mengder. I tillegg henvises kosmiske stråleflukser og magnetiske felt til det interstellare galaktiske mediet.
Hvor stjerner er født
Gass og støv i galaksens rom er svært ujevnt fordelt. Interstellart hydrogen, avhengig av forholdene det befinner seg i, kan ha forskjellige temperaturer og tettheter: fra et svært forseldet plasma med en temperatur i størrelsesorden titusenvis av kelviner (de såk alte HII-sonene) til en ultrakald - bare noen få kelviner - molekylær tilstand.
Regioner der konsentrasjonen av partikler av materie øker av en eller annen grunn, kalles interstellare skyer. De tetteste skyene, som kan inneholde opptil en million partikler per kubikkcentimeter, dannes av kald molekylær gass. De har mye støv som absorberer lys, så de kalles også mørke tåker. Det er til slike "kosmiske kjøleskap" at stedene der stjernene oppsto er begrenset. HII-regioner er også assosiert med dette fenomenet, men stjerner dannes ikke direkte i dem.
Lokalisering og typer "stjernevugger"
I spiralgalakser, inkludert vår egen Melkevei, befinner molekylære skyer seg ikke tilfeldig, men hovedsakelig innenfor skiveplanet – i spiralarmer i et stykke fra det galaktiske sentrum. I uregelmessigI galakser er lokaliseringen av slike soner tilfeldig. Når det gjelder elliptiske galakser, observeres ikke gass- og støvstrukturer og unge stjerner i dem, og det er generelt akseptert at denne prosessen praktisk t alt ikke skjer der.
Skyer kan være både gigantiske - titalls og hundrevis av lysår - molekylære komplekser med en kompleks struktur og store tetthetsforskjeller (for eksempel er den berømte Orion-skyen bare 1300 lysår fra oss), og isolerte kompakte formasjoner k alt Bokkuler.
Stjerneformasjonsbetingelser
Fødselen til en ny stjerne krever uunnværlig utvikling av gravitasjonsustabilitet i gass- og støvskyen. På grunn av forskjellige dynamiske prosesser av intern og ekstern opprinnelse (for eksempel forskjellige rotasjonshastigheter i forskjellige regioner av en uregelmessig formet sky eller passasje av en sjokkbølge under en supernovaeksplosjon i nabolaget), varierer distribusjonstettheten av stoffet i skyen. Men ikke hver fremkommende tetthetssvingning fører til ytterligere komprimering av gassen og utseendet til en stjerne. Magnetfeltene i skyen og turbulensen motvirker dette.
Området med økt konsentrasjon av et stoff må ha en lengde som er tilstrekkelig til å sikre at tyngdekraften kan motstå den elastiske kraften (trykkgradienten) til gassen og støvmediet. En slik kritisk størrelse kalles Jeans-radius (en engelsk fysiker og astronom som la grunnlaget for teorien om gravitasjonsustabilitet på begynnelsen av 1900-tallet). Massen inneholdt i jeansenradius må heller ikke være mindre enn en viss verdi, og denne verdien (jeansmassen) er proporsjonal med temperaturen.
Det er klart at jo kaldere og tettere mediet er, desto mindre er den kritiske radius der svingningen ikke jevner seg ut, men fortsetter å komprimere. Videre fortsetter dannelsen av en stjerne i flere stadier.
Sammenbrudd og fragmentering av en del av skyen
Når en gass komprimeres, frigjøres energi. I de tidlige fasene av prosessen er det essensielt at den kondenserende kjernen i skyen effektivt kan kjøle seg ned på grunn av stråling i det infrarøde området, som hovedsakelig utføres av molekyler og støvpartikler. Derfor, på dette stadiet, er komprimeringen rask og blir irreversibel: skyfragmentet kollapser.
I et slikt krympende og samtidig avkjølende område, hvis det er stort nok, kan det oppstå nye kondensasjonskjerner av materie, siden med en økning i tettheten avtar den kritiske Jeans-massen hvis temperaturen ikke øker. Dette fenomenet kalles fragmentering; takket være ham skjer dannelsen av stjerner oftest ikke én etter én, men i grupper - assosiasjoner.
Varigheten av stadiet med intens kompresjon, ifølge moderne konsepter, er liten - omtrent 100 tusen år.
Varmer opp et skyfragment og danner en protostjerne
På et tidspunkt blir tettheten til den kollapsende regionen for høy, og den mister gjennomsiktighet, som et resultat av at gassen begynner å varmes opp. Verdien av Jeans-massen øker, ytterligere fragmentering blir umulig, og kompresjon underbare fragmenter som allerede har dannet seg på dette tidspunktet blir testet av virkningen av deres egen tyngdekraft. I motsetning til forrige trinn, på grunn av den jevne økningen i temperatur og følgelig gasstrykk, tar dette stadiet mye lengre tid - omtrent 50 millioner år.
Objektet som dannes under denne prosessen kalles en protostjerne. Den utmerker seg ved aktiv interaksjon med gjenværende gass- og støvstoff i moderskyen.
Features of protostars
En nyfødt stjerne har en tendens til å dumpe energien fra gravitasjonssammentrekning utover. En konveksjonsprosess utvikler seg inne i den, og de ytre lagene sender ut intens stråling i det infrarøde, og deretter i det optiske området, og varmer opp den omkringliggende gassen, noe som bidrar til at den sjeldner. Hvis det er en dannelse av en stjerne med stor masse, med høy temperatur, er den i stand til å nesten fullstendig "rydde" rommet rundt den. Dens stråling vil ionisere restgassen - dette er hvordan HII-regioner dannes.
Til å begynne med roterte skyens overordnede fragment, selvfølgelig, på en eller annen måte, og når den er komprimert, på grunn av loven om bevaring av vinkelmomentum, akselererer rotasjonen. Hvis en stjerne som kan sammenlignes med Solen blir født, vil den omkringliggende gassen og støvet fortsette å falle på den i samsvar med vinkelmomentet, og en protoplanetær akkresjonsskive vil danne seg i ekvatorialplanet. På grunn av den høye rotasjonshastigheten blir varm, delvis ionisert gass fra det indre området av skiven slynget ut av protostjernen i form av polare jetstrømmer medhastigheter på hundrevis av kilometer i sekundet. Disse jetflyene, som kolliderer med interstellar gass, danner sjokkbølger som er synlige i den optiske delen av spekteret. Til dags dato er flere hundre slike fenomener - Herbig-Haro-objekter - allerede oppdaget.
Varme protostjerner nær solen i masse (kjent som T Tauri-stjerner) viser kaotiske lysstyrkevariasjoner og høy lysstyrke assosiert med store radier når de fortsetter å trekke seg sammen.
Begynnelsen av kjernefysisk fusjon. Ung stjerne
Når temperaturen i de sentrale delene av protostjernen når flere millioner grader, begynner termonukleære reaksjoner der. Prosessen med fødselen av en ny stjerne på dette stadiet kan betraktes som fullført. Den unge solen, som de sier, "setter seg ned på hovedsekvensen", det vil si går inn i hovedstadiet av livet, der energikilden er kjernefysisk fusjon av helium fra hydrogen. Frigjøringen av denne energien balanserer gravitasjonssammentrekningen og stabiliserer stjernen.
Trekkene i forløpet til alle videre stadier av utviklingen av stjerner bestemmes av massen de ble født med, og den kjemiske sammensetningen (metallisiteten), som i stor grad avhenger av sammensetningen av urenheter i grunnstoffer som er tyngre enn helium i den første skyen. Hvis en stjerne er massiv nok, vil den bearbeide noe av heliumet til tyngre grunnstoffer - karbon, oksygen, silisium og andre - som på slutten av sin levetid vil bli en del av interstellar gass og støv og tjene som materiale for dannelsen av nye stjerner.
