Zvaigžņu pasaulē ir redzama liela daudzveidība, kuras pazīmes jau ir redzamas, skatoties naksnīgajās debesīs ar neapbruņotu aci. Zvaigžņu izpēte ar astronomisko instrumentu un astrofizikas metožu palīdzību ļāva tās noteiktā veidā sistematizēt un, pateicoties tam, pakāpeniski izprast zvaigžņu evolūcijas procesus.
Vispārējā gadījumā apstākļi, kādos notika zvaigznes veidošanās, nosaka tās galvenās īpašības. Šie apstākļi var būt ļoti dažādi. Tomēr kopumā šis process visām zvaigznēm ir vienāds: tās dzimst no difūzās - izkliedētās - gāzes un putekļu vielas, kas piepilda galaktikas, sablīvējot to gravitācijas ietekmē.
Galaktiskās vides sastāvs un blīvums
Attiecībā uz zemes apstākļiem starpzvaigžņu telpa ir visdziļākais vakuums. Bet galaktikas mērogā šāda ārkārtīgi reta vide ar raksturīgo blīvumu aptuveni 1 atoms uz kubikcentimetru ir gāze un putekļi, un to attiecība starpzvaigžņu vides sastāvā ir 99 pret 1.
Gāzes galvenā sastāvdaļa ir ūdeņradis (apmēram 90% no sastāva jeb 70% no masas), ir arī hēlijs (apmēram 9% un pēc svara - 28%) un citas vielas mazās daļiņās. daudzumus. Turklāt kosmisko staru plūsmas un magnētiskie lauki tiek attiecināti uz starpzvaigžņu galaktisko vidi.
Kur dzimst zvaigznes
Gāzes un putekļi galaktiku telpā izplatās ļoti nevienmērīgi. Starpzvaigžņu ūdeņradis atkarībā no apstākļiem, kādos tas atrodas, var būt ar dažādu temperatūru un blīvumu: no ļoti retas plazmas ar temperatūru desmitiem tūkstošu kelvinu (tā sauktās HII zonas) līdz īpaši aukstai. daži kelvini - molekulārais stāvoklis.
Reģionus, kuros jebkāda iemesla dēļ palielinās vielas daļiņu koncentrācija, sauc par starpzvaigžņu mākoņiem. Blīvākos mākoņus, kas var saturēt līdz pat miljonam daļiņu uz kubikcentimetru, veido aukstā molekulārā gāze. Tajos ir daudz putekļu, kas absorbē gaismu, tāpēc tos sauc arī par tumšajiem miglājiem. Tieši šādiem "kosmiskiem ledusskapjiem" ir ierobežotas vietas, kur radušās zvaigznes. Ar šo parādību ir saistīti arī HII reģioni, taču zvaigznes tajos neveidojas tieši.
Zvaigžņu šūpuļu lokalizācija un veidi
Spirālveida galaktikās, tostarp mūsu pašu Piena Ceļā, molekulārie mākoņi atrodas nevis nejauši, bet galvenokārt diska plaknē - spirālveida zaros zināmā attālumā no galaktikas centra. NeregulāriGalaktikās šādu zonu lokalizācija ir nejauša. Kas attiecas uz eliptiskām galaktikām, tad tajās gāzu un putekļu struktūras un jaunas zvaigznes nav novērotas, un ir vispārpieņemts, ka tur šis process praktiski nenotiek.
Mākoņi var būt gan milzu - desmitiem un simtiem gaismas gadu - molekulāri kompleksi ar sarežģītu uzbūvi un lielām blīvuma atšķirībām (piemēram, slavenais Orion mākonis atrodas tikai 1300 gaismas gadu attālumā no mums), gan izolēti kompakti veidojumi, t.s. Bok lodītes.
Zvaigžņu veidošanās apstākļi
Jaunas zvaigznes dzimšanai ir obligāti jāattīsta gravitācijas nestabilitāte gāzu un putekļu mākonī. Dažādu iekšējas un ārējas izcelsmes dinamisku procesu dēļ (piemēram, dažādi rotācijas ātrumi dažādos neregulāras formas mākoņa reģionos vai triecienviļņa pāreja supernovas sprādziena laikā apkārtnē) svārstās matērijas izkliedes blīvums mākonī.. Bet ne visas jaunās blīvuma svārstības noved pie tālākas gāzes saspiešanas un zvaigznes parādīšanās. Mākoņa magnētiskie lauki un turbulence to novērš.
Vielas palielinātas koncentrācijas laukumam ir jābūt pietiekamam garumam, lai nodrošinātu, ka gravitācija var pretoties gāzes un putekļu vides elastības spēkam (spiediena gradientam). Šādu kritisko izmēru sauc par Džinsa rādiusu (angļu fiziķis un astronoms, kurš 20. gadsimta sākumā lika gravitācijas nestabilitātes teorijas pamatus). Masa, kas atrodas džinsosrādiuss arī nedrīkst būt mazāks par noteiktu vērtību, un šī vērtība (džinsu masa) ir proporcionāla temperatūrai.
Ir skaidrs, jo vēsāks un blīvāks vide, jo mazāks ir kritiskais rādiuss, pie kura svārstības neizlīdzinās, bet turpina sablīvēt. Turklāt zvaigznes veidošanās notiek vairākos posmos.
Mākoņa daļas sabrukums un sadrumstalotība
Kad gāze tiek saspiesta, tiek atbrīvota enerģija. Procesa sākuma fāzēs ir svarīgi, lai mākoņa kondensācijas kodols varētu efektīvi atdzist infrasarkanā starojuma dēļ, ko galvenokārt veic molekulas un putekļu daļiņas. Tāpēc šajā posmā sablīvēšanās notiek ātri un kļūst neatgriezeniska: mākoņa fragments sabrūk.
Šādā sarūkošā un tajā pašā laikā atdziestošā zonā, ja tā ir pietiekami liela, var parādīties jauni matērijas kondensācijas kodoli, jo, palielinoties blīvumam, Džinsu kritiskā masa samazinās, ja temperatūra nepaaugstinās. Šo parādību sauc par sadrumstalotību; pateicoties viņam, zvaigžņu veidošanās visbiežāk notiek nevis pa vienai, bet gan grupās – asociācijās.
Intensīvas saspiešanas stadijas ilgums, pēc mūsdienu koncepcijām, ir neliels - aptuveni 100 tūkstoši gadu.
Mākoņa fragmenta uzsildīšana un protozvaigznes veidošana
Kādā brīdī sabrukšanas apgabala blīvums kļūst pārāk augsts, un tas zaudē caurspīdīgumu, kā rezultātā gāze sāk uzkarst. Džinsu masas vērtība palielinās, turpmāka sadrumstalotība kļūst neiespējama un kompresija zemtikai tos fragmentus, kas jau izveidojušies šajā laikā, pārbauda to pašu gravitācijas iedarbība. Atšķirībā no iepriekšējā posma, pateicoties vienmērīgai temperatūras un attiecīgi gāzes spiediena pieaugumam, šis posms aizņem daudz ilgāku laiku - aptuveni 50 miljonus gadu.
Šā procesa laikā izveidoto objektu sauc par protozvaigzni. Tas izceļas ar aktīvu mijiedarbību ar galvenā mākoņa atlikušajām gāzēm un putekļiem.
Protozvaigžņu iezīmes
Jaundzimušai zvaigznei ir tendence izmest gravitācijas kontrakcijas enerģiju uz āru. Tā iekšpusē attīstās konvekcijas process, un ārējie slāņi izstaro intensīvu starojumu infrasarkanajā un pēc tam optiskajā diapazonā, sildot apkārtējo gāzi, kas veicina tās retināšanu. Ja veidojas lielas masas zvaigzne, ar augstu temperatūru, tā spēj gandrīz pilnībā “attīrīt” telpu ap to. Tā starojums jonizēs atlikušo gāzi - šādi veidojas HII apgabali.
Sākotnēji mākoņa vecākais fragments, protams, tā vai citādi, griezās, un, kad tas ir saspiests, leņķiskā impulsa nezūdamības likuma dēļ rotācija paātrinās. Ja piedzims Saulei pielīdzināma zvaigzne, apkārtējā gāze un putekļi turpinās krist uz tās atbilstoši leņķiskajam impulsam, un ekvatoriālajā plaknē izveidosies protoplanetārais akrecijas disks. Lielā griešanās ātruma dēļ protozvaigzne polāro strūklu plūsmu veidā izspiež karstu, daļēji jonizētu gāzi no diska iekšējā apgabala.ātrumu simtiem kilometru sekundē. Šīs strūklas, saduroties ar starpzvaigžņu gāzi, veido triecienviļņus, kas redzami spektra optiskajā daļā. Līdz šim jau ir atklāti vairāki simti šādu parādību - Herbig-Haro objekti.
Karstas protozvaigznes, kas pēc masas tuvu Saulei (pazīstamas kā T Tauri zvaigznes), uzrāda haotiskas spilgtuma izmaiņas un augstu spilgtumu, kas saistīts ar lieliem rādiusiem, tām turpinot saraušanos.
Kodolsintēzes sākums. Jaunā zvaigzne
Kad temperatūra protozvaigznes centrālajos reģionos sasniedz vairākus miljonus grādu, tur sākas kodoltermiskās reakcijas. Jaunas zvaigznes dzimšanas procesu šajā posmā var uzskatīt par pabeigtu. Jaunā saule, kā saka, "apsēžas uz galvenās secības", tas ir, ieiet galvenajā dzīves posmā, kura laikā tās enerģijas avots ir hēlija kodolsintēze no ūdeņraža. Šīs enerģijas atbrīvošanās līdzsvaro gravitācijas kontrakciju un stabilizē zvaigzni.
Visu turpmāko zvaigžņu evolūcijas posmu norises iezīmes nosaka masa, ar kādu tās piedzima, un ķīmiskais sastāvs (metāliskums), kas lielā mērā ir atkarīgs no par hēliju smagāku elementu piemaisījumu sastāva sākotnējā mākonī. Ja zvaigzne ir pietiekami masīva, tā daļu hēlija pārstrādās smagākos elementos - oglekli, skābekli, silīciju un citus -, kas savas dzīves beigās kļūs par starpzvaigžņu gāzes un putekļu daļu un kalpos par veidošanās materiālu. no jaunām zvaigznēm.
