Stjärnornas värld uppvisar stor mångfald, tecken på det är redan uppenbara när man tittar på natthimlen med blotta ögat. Studiet av stjärnor med hjälp av astronomiska instrument och astrofysikmetoder gjorde det möjligt att systematisera dem på ett visst sätt och tack vare detta gradvis komma till en förståelse av de processer som styr stjärnutvecklingen.
I det allmänna fallet bestämmer de förhållanden under vilka bildandet av en stjärna fortgick dess huvudsakliga egenskaper. Dessa förhållanden kan vara väldigt olika. Men i allmänhet är denna process av samma karaktär för alla stjärnor: de föds från diffus - spridd - gas och stoft, som fyller galaxer, genom att komprimera den under inverkan av gravitationen.
Det galaktiska mediets sammansättning och densitet
När det gäller markförhållanden är det interstellära rymden det djupaste vakuumet. Men på en galaktisk skala är ett sådant extremt förtärt medium med en karakteristisk densitet på cirka 1 atom per kubikcentimeter gas och damm, och deras förhållande i det interstellära mediets sammansättning är 99 till 1.
Huvudkomponenten i gasen är väte (cirka 90 % av sammansättningen, eller 70 % av massan), det finns också helium (cirka 9 %, och i vikt - 28 %) och andra ämnen i små kvantiteter. Dessutom hänvisas kosmiska strålflöden och magnetfält till det interstellära galaktiska mediet.
Där stjärnor föds
Gas och damm i galaxernas utrymme fördelas mycket ojämnt. Interstellärt väte, beroende på de förhållanden som det befinner sig i, kan ha olika temperaturer och densiteter: från en mycket försållad plasma med en temperatur i storleksordningen tiotusentals kelviner (de så kallade HII-zonerna) till en ultrakall - bara några kelviner - molekylärt tillstånd.
Regioner där koncentrationen av partiklar av materia ökar av någon anledning kallas interstellära moln. De tätaste molnen, som kan innehålla upp till en miljon partiklar per kubikcentimeter, bildas av kall molekylär gas. De har mycket damm som absorberar ljus, så de kallas även mörka nebulosor. Det är till sådana "kosmiska kylskåp" som platserna där stjärnorna har sitt ursprung är begränsade. HII-regioner är också associerade med detta fenomen, men stjärnor bildas inte direkt i dem.
Lokalisering och typer av "stjärnvaggor"
I spiralgalaxer, inklusive vår egen Vintergatan, finns molekylära moln inte slumpmässigt, utan huvudsakligen inom skivplanet - i spiralarmar på ett visst avstånd från det galaktiska centrumet. I oregelbundnaI galaxer är lokaliseringen av sådana zoner slumpmässig. När det gäller elliptiska galaxer observeras inte gas- och stoftstrukturer och unga stjärnor i dem, och det är allmänt accepterat att denna process praktiskt taget inte sker där.
Moln kan vara både gigantiska - tiotals och hundratals ljusår - molekylära komplex med en komplex struktur och stora densitetsskillnader (till exempel är det berömda Orionmolnet bara 1300 ljusår från oss), och isolerade kompakta formationer som kallas Bokkulor.
Stjärnbildningsvillkor
Födelsen av en ny stjärna kräver den oumbärliga utvecklingen av gravitationsinstabilitet i gas- och dammmolnet. På grund av olika dynamiska processer av internt och externt ursprung (till exempel olika rotationshastigheter i olika regioner av ett oregelbundet format moln eller passage av en stötvåg under en supernovaexplosion i grannskapet), fluktuerar distributionstätheten av materia i molnet. Men inte varje framväxande densitetsfluktuation leder till ytterligare komprimering av gasen och uppkomsten av en stjärna. Magnetfälten i molnet och turbulensen motverkar detta.
Området med ökad koncentration av ett ämne måste ha en längd som är tillräcklig för att säkerställa att gravitationen kan motstå den elastiska kraften (tryckgradienten) från gasen och dammmediet. En sådan kritisk storlek kallas Jeans radius (en engelsk fysiker och astronom som lade grunden till teorin om gravitationsinstabilitet i början av 1900-talet). Massan som finns i jeansenradien får inte heller vara mindre än ett visst värde, och detta värde (jeansmassan) är proportionell mot temperaturen.
Det är tydligt att ju kallare och tätare mediet är, desto mindre är den kritiska radien där fluktuationen inte jämnar ut sig utan fortsätter att kompaktera. Vidare fortsätter bildandet av en stjärna i flera steg.
Kollaps och fragmentering av en del av molnet
När en gas komprimeras frigörs energi. I de tidiga faserna av processen är det väsentligt att den kondenserande kärnan i molnet effektivt kan svalna på grund av strålning i det infraröda området, som huvudsakligen utförs av molekyler och dammpartiklar. Därför, i detta skede, är komprimeringen snabb och blir oåterkallelig: molnfragmentet kollapsar.
I ett sådant krympande och samtidigt svalkande område, om det är tillräckligt stort, kan nya kondensationskärnor av materia uppstå, eftersom med en ökning av densiteten minskar den kritiska Jeans-massan om temperaturen inte ökar. Detta fenomen kallas fragmentering; tack vare honom sker bildandet av stjärnor oftast inte en efter en, utan i grupper - föreningar.
Varaktigheten av stadiet med intensiv kompression, enligt moderna koncept, är liten - cirka 100 tusen år.
Värmar upp ett molnfragment och bildar en protostjärna
Vid någon tidpunkt blir densiteten i den kollapsande regionen för hög och den förlorar transparens, vilket gör att gasen börjar värmas upp. Värdet på Jeansmassan ökar, ytterligare fragmentering blir omöjlig, och kompression underendast fragment som redan har bildats vid denna tidpunkt testas genom verkan av sin egen gravitation. Till skillnad från föregående steg, på grund av den stadiga ökningen av temperatur och följaktligen gastryck, tar detta steg mycket längre tid - cirka 50 miljoner år.
Objektet som bildas under denna process kallas en protostjärna. Det kännetecknas av aktiv växelverkan med kvarvarande gas och stoft från modermolnet.
Funktioner hos protostjärnor
En nyfödd stjärna tenderar att dumpa energin från gravitationssammandragningen utåt. En konvektionsprocess utvecklas inuti den, och de yttre skikten avger intensiv strålning i det infraröda och sedan i det optiska området, vilket värmer upp den omgivande gasen, vilket bidrar till dess sällsynthet. Om det finns en bildning av en stjärna med stor massa, med hög temperatur, kan den nästan helt "rensa" utrymmet runt den. Dess strålning kommer att jonisera restgasen - det är så HII-regioner bildas.
Initi alt roterade molnets moderfragment, naturligtvis, på ett eller annat sätt, och när det komprimeras, på grund av lagen om bevarande av rörelsemängd, accelererar rotationen. Om en stjärna jämförbar med solen föds kommer den omgivande gasen och stoftet att fortsätta att falla på den i enlighet med rörelsemängden, och en protoplanetär ackretionsskiva kommer att bildas i ekvatorialplanet. På grund av den höga rotationshastigheten stöts het, delvis joniserad gas från skivans inre del ut av protostjärnan i form av polära jetströmmar medhastigheter på hundratals kilometer per sekund. Dessa strålar, som kolliderar med interstellär gas, bildar chockvågor som är synliga i den optiska delen av spektrumet. Hittills har flera hundra sådana fenomen - Herbig-Haro-objekt - redan upptäckts.
Het protostjärnor nära solen i massa (kända som T Tauri-stjärnor) uppvisar kaotiska ljusstyrkavariationer och hög ljusstyrka förknippad med stora radier när de fortsätter att dra ihop sig.
Början av kärnfusion. Ung stjärna
När temperaturen i protostjärnans centrala delar når flera miljoner grader börjar termonukleära reaktioner där. Processen för födelsen av en ny stjärna i detta skede kan anses vara avslutad. Den unga solen, som de säger, "sätter sig på huvudsekvensen", det vill säga går in i huvudstadiet av sitt liv, under vilket källan till sin energi är kärnfusionen av helium från väte. Frigörandet av denna energi balanserar gravitationskontraktionen och stabiliserar stjärnan.
Särdrag i förloppet för alla ytterligare stadier av stjärnornas utveckling bestäms av den massa som de föddes med och den kemiska sammansättningen (metalliciteten), som till stor del beror på sammansättningen av föroreningar i grundämnen som är tyngre än helium i det inledande molnet. Om en stjärna är tillräckligt massiv kommer den att bearbeta en del av heliumet till tyngre grundämnen - kol, syre, kisel och andra - som i slutet av sin livstid kommer att bli en del av interstellär gas och stoft och tjäna som material för bildningen av nya stjärnor.
