Świat gwiazd jest bardzo zróżnicowany, czego oznaki są już widoczne gołym okiem na nocnym niebie. Badanie gwiazd za pomocą instrumentów astronomicznych i metod astrofizyki umożliwiło ich usystematyzowanie w określony sposób i dzięki temu stopniowe zrozumienie procesów rządzących ewolucją gwiazd.
W ogólnym przypadku warunki, w jakich przebiegało formowanie się gwiazdy, określają jej główne cechy. Te warunki mogą być bardzo różne. Jednak ogólnie rzecz biorąc, proces ten ma tę samą naturę dla wszystkich gwiazd: powstają one z rozproszonej - rozproszonej - materii gazowej i pyłowej, która wypełnia galaktyki, zagęszczając ją pod wpływem grawitacji.
Skład i gęstość ośrodka galaktycznego
Jeśli chodzi o warunki ziemskie, przestrzeń międzygwiezdna to najgłębsza próżnia. Ale w skali galaktycznej tak niezwykle rozrzedzony ośrodek o charakterystycznej gęstości około 1 atomu na centymetr sześcienny to gaz i pył, a ich stosunek w składzie ośrodka międzygwiazdowego wynosi 99 do 1.
Głównym składnikiem gazu jest wodór (około 90% składu, czyli 70% masy), jest też hel (około 9%, a wagowo - 28%) i inne substancje w niewielkich ilościach wielkie ilości. Ponadto strumienie promieniowania kosmicznego i pola magnetyczne odnoszą się do międzygwiazdowego ośrodka galaktycznego.
Gdzie rodzą się gwiazdy
Gaz i pył w przestrzeni galaktyk są rozłożone bardzo nierównomiernie. Wodór międzygwiazdowy, w zależności od warunków, w jakich się znajduje, może mieć różne temperatury i gęstości: od wysoce rozrzedzonej plazmy o temperaturze rzędu kilkudziesięciu tysięcy kelwinów (tzw. strefy HII) do ultrazimnej – właśnie kilka kelwinów - stan molekularny.
Regiony, w których z jakiegokolwiek powodu wzrasta koncentracja cząstek materii, nazywane są obłokami międzygwiazdowymi. Najgęstsze chmury, które mogą zawierać do miliona cząstek na centymetr sześcienny, są tworzone przez zimny gaz molekularny. Mają dużo pyłu, który pochłania światło, dlatego nazywane są również ciemnymi mgławicami. To właśnie do takich "kosmicznych lodówek" zamykają się miejsca, w których powstały gwiazdy. Regiony HII są również związane z tym zjawiskiem, ale gwiazdy nie tworzą się w nich bezpośrednio.
Lokalizacja i rodzaje „gwiazdowych kołysek”
W galaktykach spiralnych, w tym w naszej Drodze Mlecznej, obłoki molekularne są zlokalizowane nie losowo, ale głównie w płaszczyźnie dysku - w ramionach spiralnych w pewnej odległości od centrum galaktyki. W nieregularnymW galaktykach lokalizacja takich stref jest losowa. Jeśli chodzi o galaktyki eliptyczne, nie obserwuje się w nich struktur gazowych i pyłowych oraz młodych gwiazd i ogólnie przyjmuje się, że proces ten praktycznie tam nie zachodzi.
Chmury mogą być zarówno gigantyczne - dziesiątki i setki lat świetlnych - kompleksy molekularne o złożonej strukturze i dużych różnicach gęstości (np. słynny Obłok Oriona znajduje się tylko 1300 lat świetlnych od nas), jak i wyizolowane formacje zwarte zwane Kulki Boka.
Warunki formowania się gwiazd
Narodziny nowej gwiazdy wymagają niezbędnego rozwoju niestabilności grawitacyjnej w chmurze gazu i pyłu. Ze względu na różne procesy dynamiczne pochodzenia wewnętrznego i zewnętrznego (na przykład różne prędkości rotacji w różnych obszarach chmury o nieregularnym kształcie lub przejście fali uderzeniowej podczas wybuchu supernowej w sąsiedztwie), gęstość rozkładu materii w chmurze zmienia się. Ale nie każda pojawiająca się fluktuacja gęstości prowadzi do dalszej kompresji gazu i pojawienia się gwiazdy. Przeciwdziałają temu pola magnetyczne w chmurze i turbulencje.
Obszar zwiększonego stężenia substancji musi mieć wystarczającą długość, aby zapewnić, że grawitacja może wytrzymać siłę sprężystości (gradient ciśnienia) medium gazowego i pyłowego. Taki krytyczny rozmiar nazywa się promieniem Jeansa (angielski fizyk i astronom, który na początku XX wieku położył podwaliny pod teorię niestabilności grawitacyjnej). Masa zawarta w dżinsachpromień również nie może być mniejszy niż określona wartość, a ta wartość (masa Jeansa) jest proporcjonalna do temperatury.
Oczywiste jest, że im zimniejszy i gęstszy ośrodek, tym mniejszy promień krytyczny, przy którym fluktuacja nie wygładza się, ale nadal się zagęszcza. Co więcej, formowanie się gwiazdy przebiega w kilku etapach.
Zwinięcie się i fragmentacja części chmury
Gdy gaz jest sprężany, uwalniana jest energia. We wczesnych fazach procesu ważne jest, aby kondensujący rdzeń w chmurze mógł skutecznie schłodzić się pod wpływem promieniowania w zakresie podczerwieni, które jest realizowane głównie przez molekuły i cząsteczki pyłu. Dlatego na tym etapie zagęszczanie jest szybkie i staje się nieodwracalne: fragment chmury zapada się.
W tak kurczącym się i jednocześnie ochładzającym się obszarze, jeśli jest wystarczająco duży, mogą pojawić się nowe jądra kondensacji materii, ponieważ wraz ze wzrostem gęstości masa krytyczna Jeansa maleje, jeśli temperatura nie wzrasta. Zjawisko to nazywa się fragmentacją; dzięki niemu powstawanie gwiazd najczęściej następuje nie pojedynczo, ale w grupach - skojarzeniach.
Czas trwania fazy intensywnej kompresji według współczesnych koncepcji jest niewielki - około 100 tysięcy lat.
Podgrzewanie fragmentu chmury i formowanie protogwiazdy
W pewnym momencie gęstość zapadającego się obszaru staje się zbyt duża i traci przezroczystość, w wyniku czego gaz zaczyna się nagrzewać. Wartość masy Jeansów wzrasta, dalsze rozdrobnienie staje się niemożliwe, a kompresja poniżejtylko fragmenty, które już powstały do tego czasu, są testowane przez działanie własnej grawitacji. W przeciwieństwie do poprzedniego etapu, ze względu na stały wzrost temperatury i odpowiednio ciśnienia gazu, ten etap trwa znacznie dłużej - około 50 milionów lat.
Obiekt utworzony podczas tego procesu nazywany jest protogwiazdą. Wyróżnia się aktywnym oddziaływaniem z resztkową materią gazu i pyłu macierzystej chmury.
Cechy protogwiazd
Noworodzona gwiazda ma tendencję do wyrzucania energii grawitacyjnego skurczu na zewnątrz. Wewnątrz zachodzi proces konwekcji, a warstwy zewnętrzne emitują intensywne promieniowanie w podczerwieni, a następnie w zakresie optycznym, nagrzewając otaczający gaz, co przyczynia się do jego rozrzedzenia. Jeśli powstaje gwiazda o dużej masie, o wysokiej temperaturze, jest ona w stanie niemal całkowicie „oczyścić” przestrzeń wokół niej. Jego promieniowanie zjonizuje gaz resztkowy - tak tworzą się regiony HII.
Początkowo, macierzysty fragment chmury, oczywiście w taki czy inny sposób, obrócił się, a gdy jest skompresowany, zgodnie z prawem zachowania momentu pędu, rotacja przyspiesza. Jeśli urodzi się gwiazda porównywalna do Słońca, otaczający ją gaz i pył będą nadal opadać na nią zgodnie z momentem pędu, a protoplanetarny dysk akrecyjny utworzy się w płaszczyźnie równikowej. Ze względu na dużą prędkość obrotową, gorący, częściowo zjonizowany gaz z wewnętrznego obszaru dysku jest wyrzucany przez protogwiazdę w postaci polarnych strumieni dżetów oprędkości setek kilometrów na sekundę. Dżety te, zderzając się z gazem międzygwiazdowym, tworzą fale uderzeniowe widoczne w optycznej części widma. Do tej pory odkryto już kilkaset takich zjawisk - obiektów Herbiga-Haro.
Gorące protogwiazdy zbliżone masą do Słońca (znane jako gwiazdy T Tauri) wykazują chaotyczne zmiany jasności i wysoką jasność związaną z dużymi promieniami, gdy się kurczą.
Początek syntezy jądrowej. Młoda gwiazda
Kiedy temperatura w centralnych obszarach protogwiazdy osiąga kilka milionów stopni, rozpoczynają się tam reakcje termojądrowe. Proces narodzin nowej gwiazdy na tym etapie można uznać za zakończony. Młode słońce, jak mówią, „siada na głównej sekwencji”, czyli wchodzi w główny etap swojego życia, podczas którego źródłem jego energii jest synteza jądrowa helu z wodorem. Uwolnienie tej energii równoważy skurcz grawitacyjny i stabilizuje gwiazdę.
Cechy przebiegu wszystkich dalszych etapów ewolucji gwiazd są zdeterminowane masą z jaką się narodziły oraz składem chemicznym (metalicznością), który w dużej mierze zależy od składu domieszek pierwiastków cięższych od helu w początkowej chmurze. Jeśli gwiazda jest wystarczająco masywna, przetworzy część helu na cięższe pierwiastki - węgiel, tlen, krzem i inne - które pod koniec swojego życia staną się częścią międzygwiazdowego gazu i pyłu i posłużą jako materiał do formacji nowych gwiazdek.
