Svijet zvijezda pokazuje veliku raznolikost, čiji su znakovi već vidljivi kada se noćno nebo gleda golim okom. Proučavanje zvijezda uz pomoć astronomskih instrumenata i metoda astrofizike omogućilo je njihovu sistematizaciju na određeni način i zahvaljujući tome postupno doći do razumijevanja procesa koji upravljaju zvjezdanom evolucijom.
U općem slučaju, uvjeti pod kojima se odvijalo formiranje zvijezde određuju njezine glavne karakteristike. Ti uvjeti mogu biti vrlo različiti. Međutim, općenito, ovaj proces je iste prirode za sve zvijezde: one se rađaju iz difuzne - raspršene - plina i prašine, koja ispunjava galaksije, zbijajući je pod utjecajem gravitacije.
Sastav i gustoća galaktičkog medija
Što se tiče zemaljskih uvjeta, međuzvjezdani prostor je najdublji vakuum. Ali na galaktičkoj ljestvici, tako izuzetno rijedak medij s karakterističnom gustoćom od oko 1 atom po kubičnom centimetru su plin i prašina, a njihov omjer u sastavu međuzvjezdanog medija je 99 prema 1.
Glavna komponenta plina je vodik (oko 90% sastava, odnosno 70% mase), tu je i helij (otprilike 9%, a po masi - 28%) i druge tvari u malom količine. Osim toga, tokovi kozmičkih zraka i magnetska polja odnose se na međuzvjezdani galaktički medij.
Gdje se rađaju zvijezde
Plin i prašina u prostoru galaksija raspoređeni su vrlo nejednoliko. Međuzvjezdani vodik, ovisno o uvjetima u kojima se nalazi, može imati različite temperature i gustoće: od vrlo razrijeđene plazme s temperaturom reda desetina tisuća kelvina (tzv. HII zone) do ultrahladne - samo nekoliko kelvina - molekularno stanje.
Regije u kojima je koncentracija čestica materije povećana iz bilo kojeg razloga, nazivaju se međuzvjezdanim oblacima. Najgušći oblaci, koji mogu sadržavati i do milijun čestica po kubičnom centimetru, nastaju hladnim molekularnim plinom. Imaju puno prašine koja upija svjetlost pa se nazivaju i tamnim maglicama. Upravo su na takve "kozmičke hladnjake" ograničena mjesta odakle su zvijezde nastale. HII regije također su povezane s ovim fenomenom, ali zvijezde se ne formiraju izravno u njima.
Lokalizacija i vrste "zvjezdanih kolijevki"
U spiralnim galaksijama, uključujući i našu vlastitu Mliječnu stazu, molekularni oblaci se nalaze ne nasumično, već uglavnom unutar ravnine diska - u spiralnim krakovima na određenoj udaljenosti od galaktičkog središta. U nepravilnimU galaksijama, lokalizacija takvih zona je nasumična. Što se tiče eliptičnih galaksija, u njima se ne opažaju strukture plina i prašine i mlade zvijezde, a općenito je prihvaćeno da se taj proces tamo praktički ne događa.
Oblaci mogu biti i divovski - desetine i stotine svjetlosnih godina - molekularni kompleksi sa složenom strukturom i velikim razlikama u gustoći (na primjer, poznati Orionov oblak udaljen je samo 1300 svjetlosnih godina od nas), i izolirane kompaktne formacije tzv. Bok globule.
Uvjeti formiranja zvijezda
Rođenje nove zvijezde zahtijeva neophodan razvoj gravitacijske nestabilnosti u oblaku plina i prašine. Zbog različitih dinamičkih procesa unutarnjeg i vanjskog podrijetla (na primjer, različite brzine rotacije u različitim područjima oblaka nepravilnog oblika ili prolazak udarnog vala tijekom eksplozije supernove u susjedstvu), gustoća distribucije tvari u oblaku fluktuira. No, svaka fluktuacija gustoće u nastajanju ne dovodi do daljnjeg kompresije plina i pojave zvijezde. Magnetska polja u oblaku i turbulencija tome se suprotstavljaju.
Područje povećane koncentracije tvari mora imati dovoljnu duljinu da osigura da gravitacija može odoljeti elastičnoj sili (gradijentu tlaka) medija plina i prašine. Takva kritična veličina naziva se Jeansov radijus (engleski fizičar i astronom koji je početkom 20. stoljeća postavio temelje teorije gravitacijske nestabilnosti). Masa sadržana u trapericamapolumjer također ne smije biti manji od određene vrijednosti, a ova vrijednost (masa traperica) proporcionalna je temperaturi.
Jasno je da što je medij hladniji i gušći, to je manji kritični radijus na kojem se fluktuacija ne izglađuje, već se nastavlja zbijati. Nadalje, formiranje zvijezde odvija se u nekoliko faza.
Kolaps i fragmentacija dijela oblaka
Kada se plin komprimira, oslobađa se energija. U ranim fazama procesa bitno je da se kondenzirajuća jezgra u oblaku može učinkovito ohladiti zbog zračenja u infracrvenom području, koje provode uglavnom molekule i čestice prašine. Stoga je u ovoj fazi zbijanje brzo i postaje nepovratno: fragment oblaka se urušava.
U takvom području koje se skuplja i istovremeno hladi, ako je dovoljno veliko, mogu se pojaviti nove kondenzacijske jezgre tvari, jer s povećanjem gustoće kritična Jeansova masa opada ako se temperatura ne povećava. Taj se fenomen naziva fragmentacija; zahvaljujući njemu, formiranje zvijezda najčešće se ne događa jedna po jedna, već u skupinama - asocijacijama.
Trajanje faze intenzivne kompresije, prema modernim konceptima, je malo - oko 100 tisuća godina.
Zagrijavanje fragmenta oblaka i formiranje protozvijezde
U nekom trenutku gustoća područja urušavanja postaje previsoka i ono gubi prozirnost, uslijed čega se plin počinje zagrijavati. Vrijednost Jeans mase se povećava, daljnja fragmentacija postaje nemoguća, a kompresija ispodsamo se fragmenti koji su do tog vremena već formirali testirani djelovanjem vlastite gravitacije. Za razliku od prethodne faze, zbog stalnog porasta temperature i, sukladno tome, tlaka plina, ova faza traje mnogo duže - oko 50 milijuna godina.
Objekat formiran tijekom ovog procesa naziva se protozvijezda. Odlikuje se aktivnom interakcijom s ostatkom plina i prašine matičnog oblaka.
Značajke protozvijezda
Novorođena zvijezda teži izbacivanju energije gravitacijske kontrakcije prema van. Unutar njega se razvija proces konvekcije, a vanjski slojevi emitiraju intenzivno zračenje u infracrvenom, a zatim u optičkom rasponu, zagrijavajući okolni plin, što pridonosi njegovom razrjeđivanju. Ako dođe do formiranja zvijezde velike mase, s visokom temperaturom, ona je u stanju gotovo potpuno "očistiti" prostor oko sebe. Njegovo zračenje će ionizirati preostali plin - tako nastaju HII regije.
U početku se roditeljski fragment oblaka, naravno, na ovaj ili onaj način, rotirao, a kada je komprimiran, zbog zakona održanja kutnog momenta, rotacija se ubrzava. Ako se rodi zvijezda usporediva sa Suncem, okolni plin i prašina nastavit će padati na nju u skladu s kutnim momentom, a u ekvatorijalnoj ravnini će se formirati protoplanetarni akrecijski disk. Zbog velike brzine rotacije, vrući, djelomično ionizirani plin iz unutarnjeg područja diska izbacuje protozvijezda u obliku polarnih mlaznih struja sbrzinama stotinama kilometara u sekundi. Ti mlazovi, sudarajući se s međuzvjezdanim plinom, tvore udarne valove vidljive u optičkom dijelu spektra. Do danas je već otkriveno nekoliko stotina takvih fenomena - Herbig-Haro objekata.
Vruće protozvijezde bliske po masi Suncu (poznate kao zvijezde T Tauri) pokazuju kaotične varijacije svjetline i visoku svjetlinu povezanu s velikim radijusima dok se nastavljaju skupljati.
Početak nuklearne fuzije. Mlada zvijezda
Kada temperatura u središnjim područjima protozvijezde dosegne nekoliko milijuna stupnjeva, tamo počinju termonuklearne reakcije. Proces rođenja nove zvijezde u ovoj fazi može se smatrati završenim. Mlado sunce, kako kažu, "sjeda na glavnu sekvencu", odnosno ulazi u glavnu fazu svog života, tijekom koje je izvor njegove energije nuklearna fuzija helija iz vodika. Oslobađanje ove energije uravnotežuje gravitacijsku kontrakciju i stabilizira zvijezdu.
Obilježja tijeka svih daljnjih faza evolucije zvijezda određena su masom s kojom su rođene, te kemijskim sastavom (metaličnost), koji uvelike ovisi o sastavu nečistoća elemenata težih od helija u početnom oblaku. Ako je zvijezda dovoljno masivna, preradit će dio helija u teže elemente - ugljik, kisik, silicij i druge - koji će na kraju svog života postati dio međuzvjezdanog plina i prašine i poslužiti kao materijal za stvaranje novih zvijezda.
