A csillagok világa nagy változatosságot mutat, ennek jelei már az éjszakai égboltra szabad szemmel nézve is megmutatkoznak. A csillagok csillagászati műszerekkel és az asztrofizikai módszerekkel történő tanulmányozása lehetővé tette bizonyos rendszerezésüket, és ennek köszönhetően fokozatosan a csillagfejlődést irányító folyamatok megértéséhez.
Általános esetben a csillag kialakulásának körülményei határozzák meg a fő jellemzőit. Ezek a feltételek nagyon eltérőek lehetnek. Ez a folyamat azonban általában minden csillag esetében azonos természetű: diffúz - szórt - gáz- és poranyagból születnek, amely kitölti a galaxisokat, a gravitáció hatására tömörödve.
A galaktikus közeg összetétele és sűrűsége
A földi viszonyokat tekintve a csillagközi tér a legmélyebb vákuum. De galaktikus léptékben egy ilyen rendkívül ritka közeg, amelynek jellemző sűrűsége körülbelül 1 atom köbcentiméterenként, a gáz és a por, és ezek aránya a csillagközi közeg összetételében 99:1.
A gáz fő összetevője a hidrogén (az összetétel kb. 90%-a, vagy a tömeg 70%-a), hélium (körülbelül 9%, tömeg szerint - 28%) és egyéb anyagok is találhatók benne. mennyiségeket. Ezenkívül a kozmikus sugáráramokat és a mágneses mezőket a csillagközi galaktikus közegnek tekintik.
Ahol a csillagok születnek
A gáz és a por a galaxisok terében nagyon nem egyenletesen oszlik el. A csillagközi hidrogén, attól függően, hogy milyen körülmények között helyezkedik el, különböző hőmérsékletű és sűrűségű lehet: a rendkívül ritka, több tízezer kelvines hőmérsékletű plazmától (az úgynevezett HII zónák) az ultrahideg plazmáig. néhány kelvin – molekuláris állapot.
Azokat a régiókat, ahol az anyagrészecskék koncentrációja bármilyen okból megnő, csillagközi felhőknek nevezzük. A legsűrűbb felhők, amelyek köbcentiméterenként akár egymillió részecskét is tartalmazhatnak, hideg molekuláris gáz hatására jönnek létre. Rengeteg por van bennük, ami elnyeli a fényt, ezért sötét ködnek is nevezik őket. Az ilyen "kozmikus hűtőszekrények" korlátozzák azokat a helyeket, ahol a csillagok keletkeztek. A HII régiók is kapcsolódnak ehhez a jelenséghez, de a csillagok nem közvetlenül bennük keletkeznek.
A „csillagbölcsők” lokalizációja és típusai
A spirálgalaxisokban, beleértve a mi Tejútrendszerünket is, a molekulafelhők nem véletlenszerűen, hanem főleg a korong síkjában helyezkednek el – spirálkarokban, bizonyos távolságra a galaktikus központtól. SzabálytalanulA galaxisokban az ilyen zónák elhelyezkedése véletlenszerű. Ami az elliptikus galaxisokat illeti, bennük nem figyelhetők meg gáz- és porszerkezetek, valamint fiatal csillagok, és általánosan elfogadott, hogy ott ez a folyamat gyakorlatilag nem megy végbe.
A felhők egyaránt lehetnek óriási - több tíz és több száz fényév hosszúságú - összetett szerkezetű és nagy sűrűségkülönbségű molekulakomplexek (például a híres Orion-felhő mindössze 1300 fényévre van tőlünk), és elszigetelt kompakt képződmények, ún. Bok-gömbök.
Csillagképződés feltételei
Egy új csillag születéséhez elengedhetetlenül szükséges a gravitációs instabilitás kialakulása a gáz- és porfelhőben. A különböző belső és külső eredetű dinamikus folyamatok miatt (például eltérő forgási sebesség egy szabálytalan alakú felhő különböző régióiban vagy egy lökéshullám áthaladása szupernóva-robbanás során a környéken) a felhőben lévő anyag eloszlási sűrűsége ingadozik.. De nem minden fellépő sűrűségingadozás vezet a gáz további összenyomásához és egy csillag megjelenéséhez. A felhőben lévő mágneses mezők és a turbulencia ellensúlyozzák ezt.
Az anyag megnövekedett koncentrációjú területének olyan hosszúságúnak kell lennie, hogy a gravitáció ellenálljon a gáz és por közeg rugalmas erejének (nyomásgradiensének). Az ilyen kritikus méretet Jeans-sugárnak nevezik (angol fizikus és csillagász, aki a XX. század elején lefektette a gravitációs instabilitás elméletének alapjait). A farmerben lévő masszaa sugár sem lehet kisebb egy bizonyos értéknél, és ez az érték (a farmer tömege) arányos a hőmérséklettel.
Egyértelmű, hogy minél hidegebb és sűrűbb a közeg, annál kisebb az a kritikus sugár, amelynél az ingadozás nem enyhül, hanem tovább tömörül. Továbbá egy csillag kialakulása több szakaszban zajlik.
A felhő egy részének összeomlása és feldarabolódása
Amikor egy gázt összenyomnak, energia szabadul fel. A folyamat korai fázisaiban elengedhetetlen, hogy a felhőben kondenzálódó mag az infravörös tartományba eső sugárzás hatására hatékonyan le tudjon hűlni, amit főként molekulák és porszemcsék hajtanak végre. Ezért ebben a szakaszban a tömörítés gyors és visszafordíthatatlanná válik: a felhőrészlet összeomlik.
Egy ilyen zsugorodó és egyben lehűlő területen, ha elég nagy, új kondenzációs anyagmagok jelenhetnek meg, hiszen a sűrűség növekedésével a kritikus Jeans tömeg csökken, ha a hőmérséklet nem emelkedik. Ezt a jelenséget töredezettségnek nevezik; neki köszönhetően a csillagok kialakulása leggyakrabban nem egyesével, hanem csoportosan - asszociációban - történik.
Az intenzív kompresszió szakaszának időtartama a modern fogalmak szerint kicsi - körülbelül 100 ezer év.
Felhőrészlet felmelegítése és protocsillag kialakítása
Egy ponton az összeeső tartomány sűrűsége túl nagy lesz, és elveszti az átlátszóságát, aminek következtében a gáz felmelegszik. A Jeans masszának értéke megnő, a további töredezettség lehetetlenné válik, és a kompresszió alácsak az addigra már kialakult töredékeket teszteli saját gravitációjuk. Az előző szakasztól eltérően a hőmérséklet folyamatos emelkedése és ennek megfelelően a gáznyomás miatt ez a szakasz sokkal tovább tart - körülbelül 50 millió évig.
A folyamat során keletkezett objektumot protocsillagnak nevezzük. Az alapfelhő maradék gáz- és poranyagával való aktív kölcsönhatás jellemzi.
A protosztárok jellemzői
Egy újszülött csillag hajlamos arra, hogy a gravitációs összehúzódás energiáját kifelé dobja. Konvekciós folyamat alakul ki benne, és a külső rétegek az infravörös, majd az optikai tartományban intenzív sugárzást bocsátanak ki, felmelegítve a környező gázt, ami hozzájárul annak ritkulásához. Ha nagy tömegű, magas hőmérsékletű csillag képződik, az képes szinte teljesen "megtisztítani" a körülötte lévő teret. Kisugárzása ionizálja a maradék gázt – így jönnek létre a HII régiók.
Kezdetben a felhő szülőtöredéke természetesen így vagy úgy elfordult, és amikor összenyomják, a szögimpulzus megmaradásának törvénye miatt a forgás felgyorsul. Ha a Naphoz hasonló csillag születik, a környező gáz és por a szögimpulzusnak megfelelően tovább hullik rá, és az egyenlítői síkban protoplanetáris akkréciós korong képződik. A nagy forgási sebességnek köszönhetően a protocsillag a korong belső tartományából forró, részben ionizált gázt bocsát ki poláris sugárfolyamok formájában.másodpercenként több száz kilométeres sebességgel. Ezek a sugarak a csillagközi gázzal ütközve lökéshullámokat képeznek, amelyek a spektrum optikai részében láthatók. A mai napig több száz ilyen jelenséget – Herbig-Haro objektumot – fedeztek fel.
A Naphoz tömegükben közel álló forró protocsillagok (amelyek T Tauri csillagokként ismertek) kaotikus fényerő-ingadozást és nagy sugarú fényerőt mutatnak, miközben folyamatosan összehúzódnak.
A magfúzió kezdete. Fiatal sztár
Amikor a protocsillag középső régióiban a hőmérséklet eléri a több millió fokot, ott termonukleáris reakciók indulnak be. Egy új csillag születésének folyamata ebben a szakaszban befejezettnek tekinthető. A fiatal nap, ahogy mondják, "leül a főszekvenciára", vagyis belép életének fő szakaszába, melynek során energiája a hélium magfúziója hidrogénből. Ennek az energiának a felszabadulása egyensúlyba hozza a gravitációs összehúzódást és stabilizálja a csillagot.
A csillagok fejlődésének minden további szakaszának jellemzőit a tömeg, amellyel születtek, és a kémiai összetétel (fémesség), amely nagymértékben függ a héliumnál nehezebb elemek szennyeződéseinek összetételétől a kezdeti felhőben. Ha egy csillag elég nagy tömegű, akkor a hélium egy részét nehezebb elemekké – szénné, oxigénné, szilíciuná és másoké – dolgozza fel, amelyek élete végén a csillagközi gáz és por részévé válnak, és anyagul szolgálnak a képződéshez. új csillagok.
