Žvaigždžių pasaulis pasižymi didele įvairove, kurios ženklai jau matomi žiūrint į naktinį dangų plika akimi. Žvaigždžių tyrimas naudojant astronominius prietaisus ir astrofizikos metodus leido jas tam tikru būdu susisteminti ir dėl to palaipsniui suprasti žvaigždžių evoliuciją valdančius procesus.
Bendruoju atveju žvaigždės formavimosi sąlygos lemia pagrindines jos charakteristikas. Šios sąlygos gali būti labai skirtingos. Tačiau apskritai šis procesas yra vienodas visoms žvaigždėms: jos gimsta iš difuzinės – išsklaidytos – dujų ir dulkių medžiagos, kuri užpildo galaktikas, jas sutankindama veikiama gravitacijos.
Galaktikos terpės sudėtis ir tankis
Kalbant apie antžemines sąlygas, tarpžvaigždinė erdvė yra giliausias vakuumas. Tačiau galaktikos mastu tokia itin reta terpė, kurios būdingas tankis yra apie 1 atomas kubiniame centimetre, yra dujos ir dulkės, o jų santykis tarpžvaigždinės terpės sudėtyje yra 99:1.
Pagrindinis dujų komponentas yra vandenilis (apie 90% sudėties arba 70% masės), taip pat yra helio (apie 9%, o pagal svorį - 28%) ir kitų medžiagų mažose kiekiai. Be to, kosminių spindulių srautai ir magnetiniai laukai yra susiję su tarpžvaigždine galaktikos terpe.
Kur gimsta žvaigždės
Dujos ir dulkės galaktikų erdvėje pasiskirsto labai netolygiai. Tarpžvaigždinis vandenilis, priklausomai nuo sąlygų, kuriomis jis yra, gali turėti skirtingą temperatūrą ir tankį: nuo labai išretintos plazmos, kurios temperatūra siekia dešimtis tūkstančių kelvinų (vadinamosios HII zonos), iki itin š altos. keli kelvinai – molekulinė būsena.
Regionai, kuriuose dėl bet kokios priežasties padidėja medžiagos dalelių koncentracija, vadinami tarpžvaigždiniais debesimis. Tankiausi debesys, kuriuose gali būti iki milijono dalelių viename kubiniame centimetre, susidaro dėl š altų molekulinių dujų. Juose daug dulkių, kurios sugeria šviesą, todėl dar vadinamos tamsiais ūkais. Būtent prie tokių „kosminių šaldytuvų“yra apribotos žvaigždžių atsiradimo vietos. HII regionai taip pat yra susiję su šiuo reiškiniu, tačiau žvaigždės juose tiesiogiai nesusidaro.
Žvaigždžių lopšių lokalizacija ir tipai
Spiralinėse galaktikose, įskaitant mūsų Paukščių Taką, molekuliniai debesys išsidėstę neatsitiktinai, o daugiausia disko plokštumoje – spiralinėse atšakose tam tikru atstumu nuo galaktikos centro. Esant nereguliariamGalaktikose tokių zonų lokalizacija yra atsitiktinė. Kalbant apie elipsines galaktikas, jose nepastebima dujų ir dulkių struktūrų bei jaunų žvaigždžių, ir visuotinai priimta, kad šis procesas ten praktiškai nevyksta.
Debesys gali būti ir milžiniški – dešimčių ir šimtų šviesmečių – sudėtingos struktūros ir didelių tankio skirtumų molekuliniai kompleksai (pavyzdžiui, garsusis Oriono debesis nuo mūsų yra tik 1300 šviesmečių atstumu), ir izoliuoti kompaktiški dariniai, vadinami Bok rutuliukai.
Žvaigždžių formavimo sąlygos
Kad gimtų nauja žvaigždė, būtina sukurti gravitacinį nestabilumą dujų ir dulkių debesyje. Dėl įvairių dinaminių vidinės ir išorinės kilmės procesų (pavyzdžiui, skirtingo sukimosi greičio skirtinguose netaisyklingos formos debesies regionuose ar smūginės bangos pratekėjimo supernovos sprogimo metu kaimynystėje) medžiagos pasiskirstymo tankis debesyje svyruoja.. Tačiau ne kiekvienas atsirandantis tankio svyravimas lemia tolesnį dujų suspaudimą ir žvaigždės atsiradimą. Debesyje esantys magnetiniai laukai ir turbulencija tam priešinasi.
Medžiagos padidintos koncentracijos plotas turi būti pakankamo ilgio, kad gravitacija galėtų atsispirti dujų ir dulkių terpės elastinei jėgai (slėgio gradientui). Toks kritinis dydis vadinamas Jeans radius (anglų fizikas ir astronomas, XX a. pradžioje padėjęs gravitacijos nestabilumo teorijos pagrindus). Džinsuose esanti masėspindulys taip pat neturi būti mažesnis už tam tikrą reikšmę, o ši vertė (džinsų masė) yra proporcinga temperatūrai.
Akivaizdu, kad kuo š altesnė ir tankesnė terpė, tuo mažesnis kritinis spindulys, kuriame svyravimai neišsilygina, o toliau tankėja. Be to, žvaigždės formavimas vyksta keliais etapais.
Debesio dalies žlugimas ir suskaidymas
Kai dujos suspaudžiamos, išsiskiria energija. Ankstyvosiose proceso fazėse labai svarbu, kad debesyje esanti kondensuojanti šerdis galėtų efektyviai atvėsti dėl infraraudonųjų spindulių spinduliuotės, kurią daugiausia vykdo molekulės ir dulkių dalelės. Todėl šiame etape tankinimas vyksta greitai ir tampa negrįžtamas: debesies fragmentas subyra.
Tokioje susitraukiančioje ir tuo pačiu vėstančioje zonoje, jei ji pakankamai didelė, gali atsirasti naujų medžiagų kondensacijos branduolių, nes padidėjus tankiui kritinė džinsų masė mažėja, jei temperatūra nekyla. Šis reiškinys vadinamas fragmentacija; jo dėka žvaigždžių formavimasis dažniausiai vyksta ne po vieną, o grupėmis – asociacijomis.
Intensyvaus suspaudimo stadijos trukmė, remiantis šiuolaikinėmis sampratomis, nedidelė – apie 100 tūkstančių metų.
Debesų fragmento pašildymas ir protožvaigždės formavimas
Tam tikru momentu griūvančios srities tankis tampa per didelis ir praranda skaidrumą, dėl to dujos pradeda kaisti. Džinsų masės vertė didėja, tolimesnis suskaidymas tampa neįmanomas ir suspaudimas apačiojetik iki to laiko jau susiformavę fragmentai yra tikrinami veikiant jų pačių gravitacijai. Skirtingai nuo ankstesnio etapo, dėl tolygiai didėjančios temperatūros ir atitinkamai dujų slėgio šis etapas trunka daug ilgiau – apie 50 milijonų metų.
Šio proceso metu susidaręs objektas vadinamas protožvaigžde. Jis išsiskiria aktyvia sąveika su pirminio debesies likutinėmis dujomis ir dulkėmis.
Protožvaigždžių ypatybės
Naujagimė žvaigždė linkusi išmesti gravitacinio susitraukimo energiją į išorę. Jo viduje vystosi konvekcinis procesas, o išoriniai sluoksniai skleidžia intensyvią infraraudonąją spinduliuotę, o po to optiniame diapazone, kaitindami aplinkines dujas, o tai prisideda prie jų retėjimo. Jei susidaro didelės masės žvaigždė su aukšta temperatūra, ji gali beveik visiškai „išvalyti“erdvę aplink ją. Jo spinduliuotė jonizuos likusias dujas – taip susidaro HII sritys.
Iš pradžių pirminis debesies fragmentas, žinoma, vienaip ar kitaip sukosi, o jį suspaudus dėl kampinio momento išsaugojimo dėsnio sukimasis pagreitėja. Jei gims žvaigždė, panaši į Saulę, aplinkinės dujos ir dulkės toliau kris ant jos pagal kampinį impulsą, o pusiaujo plokštumoje susiformuos protoplanetinis akrecinis diskas. Dėl didelio sukimosi greičio protožvaigždė išmeta karštas, iš dalies jonizuotas dujas iš vidinės disko srities poliarinių srautų pavidalu sušimtų kilometrų per sekundę greičiu. Šie purkštukai, susidūrę su tarpžvaigždinėmis dujomis, sudaro smūgines bangas, matomas optinėje spektro dalyje. Iki šiol jau buvo atrasti keli šimtai tokių reiškinių – Herbig-Haro objektų.
Karštos protožvaigždės masės arti Saulės (žinomos kaip T Tauri žvaigždės) pasižymi chaotiškais ryškumo svyravimais ir dideliu skaisčiu, susijusiu su dideliais spinduliais, kai jos toliau traukiasi.
Branduolinės sintezės pradžia. Jauna žvaigždė
Kai temperatūra centriniuose protožvaigždės regionuose pasiekia kelis milijonus laipsnių, ten prasideda termobranduolinės reakcijos. Naujos žvaigždės gimimo procesas šiame etape gali būti laikomas baigtu. Jauna saulė, kaip sakoma, „atsisėda ant pagrindinės sekos“, tai yra, patenka į pagrindinį savo gyvenimo etapą, kurio metu jos energijos š altinis yra helio branduolių sintezė iš vandenilio. Šios energijos išsiskyrimas subalansuoja gravitacinį susitraukimą ir stabilizuoja žvaigždę.
Visų tolesnių žvaigždžių evoliucijos etapų eigos ypatumus lemia masė, su kuria jos gimė, ir cheminė sudėtis (metališkumas), kuri labai priklauso nuo sunkesnių už helią elementų priemaišų sudėties pradiniame debesyje. Jei žvaigždė yra pakankamai masyvi, dalį helio ji perdirbs į sunkesnius elementus – anglį, deguonį, silicį ir kitus, kurie savo gyvavimo pabaigoje taps tarpžvaigždinių dujų ir dulkių dalimi ir taps formavimosi medžiaga. naujų žvaigždžių.
