Svijet zvijezda pokazuje veliku raznolikost, čiji su znaci 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 postepeno doći do razumijevanja procesa koji upravljaju evolucijom zvijezda.
U opštem slučaju, uslovi pod kojima je došlo do formiranja zvezde određuju njene glavne karakteristike. Ovi uslovi mogu biti veoma različiti. Međutim, generalno, 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 gustina galaktičkog medija
Što se tiče zemaljskih uslova, međuzvjezdani prostor je najdublji vakuum. Ali na galaktičkoj skali, tako izuzetno razrijeđen medij sa karakterističnom gustinom od oko 1 atom po kubnom centimetru su plin i prašina, a njihov omjer u sastavu međuzvjezdanog medija je 99 prema 1.
Glavna komponenta gasa je vodonik (oko 90% sastava, ili 70% mase), tu je i helijum (otprilike 9%, a po masi - 28%) i druge supstance u malim količine. Osim toga, tokovi kosmičkih zraka i magnetna polja se odnose na međuzvjezdani galaktički medij.
Gdje se rađaju zvijezde
Gas i prašina u prostoru galaksija su raspoređeni veoma neujednačeno. Međuzvjezdani vodonik, ovisno o uvjetima u kojima se nalazi, može imati različite temperature i gustine: od visoko razrijeđene plazme s temperaturom reda desetina hiljada kelvina (tzv. HII zone) do ultrahladne - samo nekoliko kelvina - molekularno stanje.
Regije u kojima je koncentracija čestica materije povećana iz bilo kog razloga, nazivaju se međuzvjezdani oblaci. Najgušći oblaci, koji mogu sadržavati do milion čestica po kubnom centimetru, formirani su od hladnog molekularnog plina. Imaju puno prašine koja upija svjetlost, pa se nazivaju i tamnim maglinama. Upravo su na takve "kosmičke frižidere" ograničena mjesta odakle su zvijezde nastale. HII regioni su takođe povezani sa ovim fenomenom, ali se zvezde ne formiraju direktno u njima.
Lokalizacija i tipovi "zvezdanih kolijevki"
U spiralnim galaksijama, uključujući naš Mliječni put, molekularni oblaci se nalaze ne nasumično, već uglavnom unutar ravni diska - u spiralnim krakovima na određenoj udaljenosti od galaktičkog centra. U neregularnomU galaksijama, lokalizacija takvih zona je nasumična. Što se tiče eliptičnih galaksija, u njima se ne uočavaju strukture gasa i prašine i mlade zvezde, a opšte je prihvaćeno da se taj proces tamo praktično ne dešava.
Oblaci mogu biti i džinovski - 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.
Uslovi formiranja zvijezda
Rođenje nove zvezde zahteva neophodan razvoj gravitacione nestabilnosti u oblaku gasa i prašine. Zbog različitih dinamičkih procesa unutrašnjeg i vanjskog porijekla (na primjer, različite brzine rotacije u različitim područjima oblaka nepravilnog oblika ili prolazak udarnog vala tokom eksplozije supernove u susjedstvu), gustina distribucije materije u oblaku fluktuira.. Ali ne svaka nova fluktuacija gustine dovodi do dalje kompresije gasa i pojave zvezde. Magnetno polje u oblaku i turbulencija tome se suprotstavljaju.
Oblast povećane koncentracije supstance mora imati dovoljnu dužinu da osigura da gravitacija može da se odupre elastičnoj sili (gradijent pritiska) medija gasa i prašine. Takva kritična veličina naziva se Jeans radijus (engleski fizičar i astronom koji je postavio temelje teorije gravitacijske nestabilnosti početkom 20. stoljeća). Masa sadržana u farmerkamapoluprečnik također ne smije biti manji od određene vrijednosti, a ova vrijednost (masa Jeansa) je proporcionalna temperaturi.
Jasno je da što je medij hladniji i gušći, to je manji kritični radijus na kojem se fluktuacija ne izglađuje, već nastavlja da se zbija. Nadalje, formiranje zvijezde se odvija u nekoliko faza.
Kolaps i fragmentacija dijela oblaka
Kada se gas komprimuje, energija se oslobađa. U ranim fazama procesa, bitno je da se kondenzirajuća jezgra u oblaku može efikasno ohladiti zbog zračenja u infracrvenom opsegu, koje izvode uglavnom molekuli i čestice prašine. Stoga, u ovoj fazi, zbijanje je brzo i postaje nepovratno: fragment oblaka se urušava.
U takvom području koje se skuplja i istovremeno hladi, ako je dovoljno veliko, mogu se pojaviti nova jezgra kondenzacije materije, jer s povećanjem gustine kritična Jeans masa opada ako se temperatura ne povećava. Ovaj fenomen se naziva fragmentacija; zahvaljujući njemu, formiranje zvijezda se najčešće dešava ne jedna po jedna, već u grupama - asocijacijama.
Trajanje faze intenzivne kompresije, prema savremenim konceptima, je malo - oko 100 hiljada godina.
Zagrijavanje fragmenta oblaka i formiranje protozvijezde
U nekom trenutku, gustina oblasti kolapsa postaje previsoka i ona gubi transparentnost, usled čega gas počinje da se zagreva. Vrijednost Jeans mase se povećava, daljnja fragmentacija postaje nemoguća, a kompresija ispodsamo fragmenti koji su se do tada već formirali testirani su djelovanjem vlastite gravitacije. Za razliku od prethodne faze, zbog stalnog porasta temperature i, shodno tome, pritiska gasa, ova faza traje mnogo duže - oko 50 miliona godina.
Objekat formiran tokom ovog procesa naziva se protozvijezda. Odlikuje se aktivnom interakcijom sa zaostalom materijom gasa i prašine matičnog oblaka.
Karakteristike protozvijezda
Novorođena zvijezda teži izbacivanju energije gravitacijske kontrakcije prema van. U njemu se razvija proces konvekcije, a vanjski slojevi emituju intenzivno zračenje u infracrvenom, a zatim u optičkom opsegu, zagrijavajući okolni plin, što doprinosi njegovom razrjeđivanju. Ako dođe do formiranja zvijezde velike mase, sa visokom temperaturom, ona je u stanju da gotovo potpuno "očisti" prostor oko sebe. Njegovo zračenje će jonizirati zaostali plin - tako se formiraju HII regije.
U početku se roditeljski fragment oblaka, naravno, na ovaj ili onaj način, rotirao, a kada je komprimiran, zbog zakona održanja ugaonog momenta, rotacija se ubrzava. Ako se rodi zvijezda uporediva sa Suncem, okolni plin i prašina će nastaviti padati na nju u skladu s ugaonim momentom, a protoplanetarni akrecijski disk će se formirati u ekvatorijalnoj ravni. Zbog velike brzine rotacije, vrući, djelomično jonizirani plin iz unutrašnjeg područja diska izbacuje protozvezda u obliku polarnih mlaznih struja sabrzinama stotinama kilometara u sekundi. Ovi mlazovi, sudarajući se sa međuzvjezdanim plinom, formiraju udarne valove vidljive u optičkom dijelu spektra. Do danas je već otkriveno nekoliko stotina takvih fenomena - Herbig-Haro objekata.
Vruće protozvezde bliske po masi Suncu (poznate kao zvezde T Bika) pokazuju haotične varijacije sjaja i visoku osvetljenost povezanu sa velikim radijusima dok nastavljaju da se skupljaju.
Početak nuklearne fuzije. Mlada zvijezda
Kada temperatura u centralnim regijama protozvezde dostigne nekoliko miliona stepeni, 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, tokom koje je izvor njegove energije nuklearna fuzija helijuma iz vodonika. Oslobađanje ove energije balansira gravitacionu kontrakciju i stabilizuje zvijezdu.
Osobine toka svih daljih faza evolucije zvijezda su određene masom s kojom su rođene, te hemijskim sastavom (metaličnost), koji u velikoj mjeri ovisi o sastavu nečistoća elemenata težih od helijuma u početnom oblaku. Ako je zvijezda dovoljno masivna, preradit će dio helija u teže elemente - ugljik, kisik, silicijum i druge - koji će na kraju svog života postati dio međuzvjezdanog plina i prašine i poslužiti kao materijal za formiranje novih zvijezda.
