Stjernernes verden viser stor mangfoldighed, som allerede er tydelige tegn, når man ser på nattehimlen med det blotte øje. Studiet af stjerner ved hjælp af astronomiske instrumenter og astrofysiske metoder gjorde det muligt at systematisere dem på en bestemt måde og takket være dette gradvist komme til en forståelse af de processer, der styrer stjernernes evolution.
I det generelle tilfælde bestemmer de betingelser, hvorunder dannelsen af en stjerne forløb, dens hovedkarakteristika. Disse forhold kan være meget forskellige. Men generelt er denne proces af samme karakter for alle stjerner: de er født af diffust - spredt - gas- og støvstof, som fylder galakser, ved at komprimere det under påvirkning af tyngdekraften.
Det galaktiske mediums sammensætning og tæthed
Med hensyn til jordiske forhold er det interstellare rum det dybeste vakuum. Men på en galaktisk skala er sådan et ekstremt fordærvet medium med en karakteristisk tæthed på omkring 1 atom pr. kubikcentimeter gas og støv, og deres forhold i sammensætningen af det interstellare medium er 99 til 1.
Gassens hovedkomponent er brint (ca. 90% af sammensætningen eller 70% af massen), der er også helium (ca. 9%, og efter vægt - 28%) og andre stoffer i små mængder. Derudover henvises kosmiske strålefluxer og magnetiske felter til det interstellare galaktiske medium.
Hvor stjerner er født
Gas og støv i galaksernes rum er meget uensartet fordelt. Interstellar brint, afhængigt af forholdene, hvorunder det befinder sig, kan have forskellige temperaturer og tætheder: fra et stærkt forsælnet plasma med en temperatur i størrelsesordenen titusindvis af kelviner (de såkaldte HII-zoner) til en ultrakold - bare et par kelviner - molekylær tilstand.
Regioner, hvor koncentrationen af stofpartikler af en eller anden grund øges, kaldes interstellare skyer. De tætteste skyer, som kan indeholde op til en million partikler per kubikcentimeter, er dannet af kold molekylær gas. De har meget støv, der absorberer lys, så de kaldes også mørke tåger. Det er til sådanne "kosmiske køleskabe", at de steder, hvor stjernerne stammer fra, er begrænset. HII-regioner er også forbundet med dette fænomen, men stjerner dannes ikke direkte i dem.
Lokalisering og typer af "stjernevugger"
I spiralgalakser, inklusive vores egen Mælkevej, er molekylære skyer ikke placeret tilfældigt, men hovedsageligt inden for skiveplanet - i spiralarme i nogen afstand fra det galaktiske centrum. I uregelmæssigI galakser er lokaliseringen af sådanne zoner tilfældig. Hvad angår elliptiske galakser, observeres gas- og støvstrukturer og unge stjerner ikke i dem, og det er almindeligt accepteret, at denne proces praktisk t alt ikke finder sted der.
Skyer kan være både gigantiske - titusinder og hundredvis af lysår - molekylære komplekser med en kompleks struktur og store tæthedsforskelle (f.eks. er den berømte Orion-sky kun 1300 lysår fra os), og isolerede kompakte formationer kaldet Bokkugler.
Stjernedannelsesbetingelser
Fødslen af en ny stjerne kræver den uundværlige udvikling af gravitationel ustabilitet i gas- og støvskyen. På grund af forskellige dynamiske processer af intern og ekstern oprindelse (for eksempel forskellige rotationshastigheder i forskellige områder af en uregelmæssigt formet sky eller passage af en chokbølge under en supernovaeksplosion i nabolaget), svinger fordelingstætheden af stof i skyen. Men ikke alle fremkommende tæthedsudsving fører til yderligere komprimering af gassen og udseendet af en stjerne. De magnetiske felter i skyen og turbulens modvirker dette.
Området med øget koncentration af et stof skal have en længde, der er tilstrækkelig til at sikre, at tyngdekraften kan modstå den elastiske kraft (trykgradient) fra gas- og støvmediet. En sådan kritisk størrelse kaldes Jeans-radius (en engelsk fysiker og astronom, der lagde grundlaget for teorien om gravitationel ustabilitet i begyndelsen af det 20. århundrede). Massen indeholdt i Jeanseneradius må heller ikke være mindre end en vis værdi, og denne værdi (jeans massen) er proportional med temperaturen.
Det er klart, at jo koldere og tættere mediet er, desto mindre er den kritiske radius, hvor fluktuationen ikke udjævnes, men fortsætter med at komprimere. Yderligere forløber dannelsen af en stjerne i flere trin.
Sammenbrud og fragmentering af en del af skyen
Når en gas komprimeres, frigives energi. I de tidlige faser af processen er det væsentligt, at den kondenserende kerne i skyen effektivt kan køle ned på grund af stråling i det infrarøde område, som hovedsageligt udføres af molekyler og støvpartikler. Derfor er komprimeringen på dette stadium hurtig og bliver irreversibel: skyfragmentet kollapser.
I et sådant krympende og samtidig kølende område, hvis det er stort nok, kan der opstå nye kondensationskerner af stof, da med en stigning i tætheden falder den kritiske Jeans-masse, hvis temperaturen ikke stiger. Dette fænomen kaldes fragmentering; takket være ham sker dannelsen af stjerner oftest ikke én efter én, men i grupper - associationer.
Varigheden af stadiet med intens kompression, ifølge moderne koncepter, er lille - omkring 100 tusind år.
Opvarmning af et skyfragment og dannelse af en protostjerne
På et tidspunkt bliver tætheden af den kollapsende region for høj, og den mister gennemsigtighed, som et resultat af, at gassen begynder at varme op. Værdien af Jeans-massen stiger, yderligere fragmentering bliver umulig, og kompression underkun fragmenter, der allerede er dannet på dette tidspunkt, testes af deres egen tyngdekraft. I modsætning til det foregående trin tager dette trin meget længere på grund af den konstante stigning i temperatur og følgelig gastryk - omkring 50 millioner år.
Det objekt, der dannes under denne proces, kaldes en protostjerne. Det er kendetegnet ved aktiv interaktion med den resterende gas og støv fra moderskyen.
Features of protostars
En nyfødt stjerne har en tendens til at dumpe energien fra gravitationssammentrækning udad. En konvektionsproces udvikler sig inde i den, og de ydre lag udsender intens stråling i det infrarøde og derefter i det optiske område, hvorved den omgivende gas opvarmes, hvilket bidrager til dens sjældenhed. Hvis der er en dannelse af en stjerne med stor masse, med en høj temperatur, er den i stand til næsten helt at "rydde" rummet omkring den. Dens stråling vil ionisere restgassen - det er sådan HII-regioner dannes.
Initi alt roterede skyens overordnede fragment naturligvis på den ene eller den anden måde, og når det komprimeres, på grund af loven om bevarelse af vinkelmomentum, accelererer rotationen. Hvis der fødes en stjerne, der kan sammenlignes med Solen, vil den omgivende gas og støv fortsætte med at falde på den i overensstemmelse med vinkelmomentet, og der vil dannes en protoplanetarisk tilvækstskive i ækvatorialplanet. På grund af den høje rotationshastighed udstødes varm, delvist ioniseret gas fra det indre område af skiven af protostjernen i form af polære jetstrømme medhastigheder på hundredvis af kilometer i sekundet. Disse jetfly, der kolliderer med interstellar gas, danner chokbølger, der er synlige i den optiske del af spektret. Til dato er flere hundrede sådanne fænomener - Herbig-Haro-objekter - allerede blevet opdaget.
Varme protostjerner tæt på Solen (kendt som T Tauri-stjerner) udviser kaotiske lysstyrkevariationer og høj lysstyrke forbundet med store radier, mens de fortsætter med at trække sig sammen.
Begyndelsen af nuklear fusion. Ung stjerne
Når temperaturen i de centrale områder af protostjernen når adskillige millioner grader, begynder termonukleare reaktioner der. Processen med fødslen af en ny stjerne på dette stadium kan betragtes som afsluttet. Den unge sol, som de siger, "sætter sig på hovedsekvensen", det vil sige, går ind i hovedstadiet af sit liv, hvor kilden til dens energi er kernefusionen af helium fra brint. Frigivelsen af denne energi afbalancerer gravitationssammentrækningen og stabiliserer stjernen.
Trækkene i forløbet af alle yderligere stadier af stjernernes udvikling bestemmes af den masse, de blev født med, og den kemiske sammensætning (metallicitet), som i høj grad afhænger af sammensætningen af urenheder i grundstoffer, der er tungere end helium i den indledende sky. Hvis en stjerne er massiv nok, vil den bearbejde noget af heliumet til tungere grundstoffer - kulstof, ilt, silicium og andre - som i slutningen af sin levetid vil blive en del af interstellar gas og støv og tjene som materiale til dannelsen af nye stjerner.
