Tähtien maailmassa on suurta monimuotoisuutta, jonka merkit näkyvät jo yötaivasta paljaalla silmällä katsoessa. Tähtitieteellisten instrumenttien ja astrofysiikan menetelmien avulla tähtien tutkiminen mahdollisti niiden systematisoinnin tietyllä tavalla ja tämän ansiosta vähitellen ymmärtämään tähtien evoluutiota ohjaavat prosessit.
Yleisessä tapauksessa olosuhteet, joissa tähden muodostuminen eteni, määräävät sen tärkeimmät ominaisuudet. Nämä ehdot voivat olla hyvin erilaisia. Yleisesti ottaen tämä prosessi on kuitenkin luonteeltaan samanlainen kaikille tähdille: ne syntyvät diffuusista - hajallaan olevasta - kaasu- ja pölyaineesta, joka täyttää galakseja tiivistämällä sitä painovoiman vaikutuksesta.
Galaktisen väliaineen koostumus ja tiheys
Maanpäällisissä olosuhteissa tähtienvälinen avaruus on syvin tyhjiö. Mutta galaktisessa mittakaavassa tällainen erittäin harvinainen väliaine, jonka ominaistiheys on noin 1 atomi kuutiosenttimetriä kohti, on kaasua ja pölyä, ja niiden suhde tähtienvälisen väliaineen koostumuksessa on 99:1.
Kaasun pääkomponentti on vety (noin 90 % koostumuksesta tai 70 % massasta), myös heliumia (noin 9 % ja painon mukaan - 28 %) ja muita aineita pienissä määriä. Lisäksi kosmiset säteilyvirrat ja magneettikentät viittaavat tähtienväliseen galaktiseen väliaineeseen.
Missä tähdet syntyvät
Kaasu ja pöly galaksien avaruudessa jakautuvat hyvin epätasaisesti. Tähtienvälisellä vedyllä voi sen sijaintiolosuhteista riippuen olla erilaisia lämpötiloja ja tiheyksiä: erittäin harvinaisesta plasmasta, jonka lämpötila on kymmenien tuhansien kelvinien luokkaa (ns. HII-vyöhykkeet) ultrakylmään - juuri muutama kelvin - molekyylitila.
Alueita, joilla ainehiukkasten pitoisuus kasvaa mistä tahansa syystä, kutsutaan tähtienvälisiksi pilviksi. Tiheimmät pilvet, jotka voivat sisältää jopa miljoona hiukkasta kuutiosenttimetriä kohden, muodostuvat kylmästä molekyylikaasusta. Niissä on paljon pölyä, joka imee valoa, joten niitä kutsutaan myös tummiksi sumuiksi. Juuri tällaisille "kosmisille jääkaapeille" paikat, joista tähdet ovat syntyneet, on rajoitettu. Myös HII-alueet liittyvät tähän ilmiöön, mutta tähdet eivät muodostu niihin suoraan.
Lokalisointi ja "tähtikehtojen" tyypit
Spiraaligalakseissa, mukaan lukien oma Linnunrattamme, molekyylipilvet eivät sijaitse satunnaisesti, vaan pääasiassa kiekon tasolla - spiraalihaaroissa, jotka ovat jonkin matkan päässä galaksin keskustasta. EpäsäännöllisestiGalakseissa tällaisten vyöhykkeiden sijainti on satunnainen. Mitä tulee elliptisiin galaksiin, niissä ei havaita kaasu- ja pölyrakenteita eikä nuoria tähtiä, ja on yleisesti hyväksyttyä, että tätä prosessia ei käytännössä tapahdu siellä.
Pilvet voivat olla sekä jättiläismäisiä - kymmeniä ja satoja valovuosia - molekyylikomplekseja, joilla on monimutkainen rakenne ja suuret tiheyserot (esimerkiksi kuuluisa Orion Cloud on vain 1300 valovuoden päässä meistä), että eristettyjä kompakteja muodostumia ns. Bok-pallot.
Tähden muodostumisolosuhteet
Uuden tähden synty edellyttää painovoiman epävakauden välttämätöntä kehittymistä kaasu- ja pölypilvessä. Erilaisten sisäistä ja ulkoista alkuperää olevien dynaamisten prosessien vuoksi (esimerkiksi erilaiset pyörimisnopeudet epäsäännöllisen muotoisen pilven eri alueilla tai iskuaallon kulku supernovaräjähdyksen aikana lähistöllä) aineen jakautumistiheys pilvessä vaihtelee.. Mutta jokainen esiin tuleva tiheyden vaihtelu ei johda kaasun puristumiseen ja tähden ilmestymiseen. Pilven magneettikentät ja turbulenssi vastustavat tätä.
Aineen suurennetun pitoisuuden alueen on oltava riittävän pitkä varmistamaan, että painovoima voi vastustaa kaasun ja pölyn väliaineen elastista voimaa (painegradienttia). Tällaista kriittistä kokoa kutsutaan Jeans-säteeksi (englannin fyysikko ja tähtitieteilijä, joka loi perustan gravitaatioepävakauden teorialle 1900-luvun alussa). Farkkujen sisällä oleva massasäde ei myöskään saa olla pienempi kuin tietty arvo, ja tämä arvo (farkkujen massa) on verrannollinen lämpötilaan.
On selvää, että mitä kylmempi ja tiheämpi väliaine, sitä pienempi on kriittinen säde, jolla vaihtelu ei tasoittu, vaan tiivistyy edelleen. Lisäksi tähden muodostuminen etenee useissa vaiheissa.
Pilven osan romahtaminen ja pirstoutuminen
Kun kaasu puristetaan, energiaa vapautuu. Prosessin alkuvaiheessa on oleellista, että pilvessä oleva kondensoituva ydin voi jäähtyä tehokkaasti infrapuna-alueen säteilyn vaikutuksesta, joka tapahtuu pääasiassa molekyylien ja pölyhiukkasten vaikutuksesta. Siksi tässä vaiheessa tiivistyminen on nopeaa ja muuttuu peruuttamattomaksi: pilvipala romahtaa.
Tällaisella kutistuvalla ja samalla jäähtyvällä alueella, jos se on riittävän suuri, voi ilmaantua uusia aineen kondensaatioytimiä, koska tiheyden kasvaessa Jeansin kriittinen massa pienenee, jos lämpötila ei nouse. Tätä ilmiötä kutsutaan pirstoutumiseksi; hänen ansiostaan tähtien muodostuminen ei useimmiten tapahdu yksitellen, vaan ryhmissä - yhdistyksissä.
Intensiivisen puristusvaiheen kesto nykyaikaisten käsitteiden mukaan on pieni - noin 100 tuhatta vuotta.
Pilvifragmentin lämmittäminen ja prototähden muodostaminen
Jossain vaiheessa romahtavan alueen tiheys kasvaa liian suureksi ja se menettää läpinäkyvyyden, minkä seurauksena kaasu alkaa lämmetä. Farkkumassan arvo kasvaa, edelleen pirstoutuminen tulee mahdottomaksi ja puristus allevain fragmentit, jotka ovat jo muodostuneet tähän aikaan, testataan oman painovoimansa vaikutuksesta. Toisin kuin edellinen vaihe, lämpötilan tasaisen nousun ja vastaavasti kaasun paineen vuoksi tämä vaihe kestää paljon kauemmin - noin 50 miljoonaa vuotta.
Tämän prosessin aikana muodostunutta objektia kutsutaan prototähdeksi. Se erottuu aktiivisesta vuorovaikutuksesta emopilven jäännöskaasu- ja pölyaineksen kanssa.
Prototähtien ominaisuudet
Vastasyntyneellä tähdellä on taipumus pudottaa painovoiman supistumisen energiaa ulospäin. Sen sisällä kehittyy konvektioprosessi, ja ulommat kerrokset lähettävät voimakasta säteilyä infrapunassa ja sitten optisella alueella lämmittäen ympäröivää kaasua, mikä edistää sen harvinaistumista. Jos muodostuu suurimassainen tähti, jolla on korkea lämpötila, se pystyy lähes täysin "tyhjentämään" ympärillään olevan tilan. Sen säteily ionisoi jäännöskaasun - näin muodostuu HII-alueita.
Aluksi pilven pääfragmentti tietysti tavalla tai toisella kiertyi, ja kun se puristetaan, liikemäärän säilymislain vuoksi pyöriminen kiihtyy. Jos Aurinkoon verrattavissa oleva tähti syntyy, ympäröivä kaasu ja pöly putoavat edelleen sen päälle kulmamomentin mukaisesti ja päiväntasaajan tasoon muodostuu protoplanetaarinen akretaatiokiekko. Suuresta pyörimisnopeudesta johtuen prototähti poistaa kuumaa, osittain ionisoitua kaasua levyn sisäalueelta polaaristen suihkuvirtojen muodossa.satojen kilometrien sekunnissa nopeuksilla. Nämä suihkut, jotka törmäävät tähtienväliseen kaasuun, muodostavat iskua altoja, jotka näkyvät spektrin optisessa osassa. Tähän mennessä useita satoja tällaisia ilmiöitä - Herbig-Haron esineitä - on jo löydetty.
Kuumat prototähdet, jotka ovat mass altaan lähellä Aurinkoa (tunnetaan nimellä T Tauri -tähdet) osoittavat kaoottisia kirkkausvaihteluita ja suurta kirkkautta, jotka liittyvät suuriin säteisiin, kun ne jatkavat supistumista.
Ydinfuusion alku. Nuori tähti
Kun lämpötila prototähden keskialueilla saavuttaa useita miljoonia asteita, lämpöydinreaktiot alkavat siellä. Uuden tähden syntymäprosessi tässä vaiheessa voidaan katsoa päättyneeksi. Nuori aurinko, kuten sanotaan, "istuu alas pääsekvenssille", eli astuu elämänsä päävaiheeseen, jonka aikana sen energian lähde on heliumin ydinfuusio vedystä. Tämän energian vapautuminen tasapainottaa painovoiman supistumista ja vakauttaa tähden.
Tähtien evoluution kaikkien muiden vaiheiden kulun ominaisuudet määräytyvät niiden syntymismassan ja kemiallisen koostumuksen (metallisuuden) mukaan, joka riippuu suurelta osin heliumia raskaampien alkuaineiden epäpuhtauksien koostumuksesta alkupilvessä. Jos tähti on tarpeeksi massiivinen, se prosessoi osan heliumista raskaammiksi alkuaineiksi - hiileksi, hapeksi, piiksi ja muiksi -, jotka elinkaarensa lopussa muuttuvat osaksi tähtienvälistä kaasua ja pölyä ja toimivat muodostumisen materiaalina. uusista tähdistä.
