دنیای ستارگان تنوع زیادی از خود نشان می دهد که نشانه های آن از قبل با نگاه کردن به آسمان شب با چشم غیرمسلح آشکار می شود. مطالعه ستارگان با کمک ابزارهای نجومی و روش‌های اخترفیزیک این امکان را فراهم می‌آورد که آنها را به روشی خاص نظام‌بندی کنیم و به لطف این امر، به تدریج به درک فرآیندهای حاکم بر تکامل ستاره‌ها دست یابیم.
در حالت کلی، شرایطی که در آن شکل گیری یک ستاره انجام شد، مشخصه های اصلی آن را تعیین می کند. این شرایط می تواند بسیار متفاوت باشد. با این حال، به طور کلی، این فرآیند برای همه ستارگان یکسان است: آنها از گاز و غبار منتشر - پراکنده - که کهکشان ها را با متراکم کردن آنها تحت تأثیر گرانش پر می کنند، متولد می شوند.
ترکیب و چگالی محیط کهکشانی
با توجه به شرایط زمینی، فضای بین ستاره ای عمیق ترین خلاء است. اما در مقیاس کهکشانی، چنین محیط بسیار کمیاب با چگالی مشخصه حدود 1 اتم بر سانتی متر مکعب گاز و غبار است و نسبت آنها در ترکیب محیط بین ستاره ای 99 به 1 است.
جزء اصلی گاز هیدروژن است (حدود 90٪ ترکیب یا 70٪ جرم)، همچنین هلیوم (تقریباً 9٪ و وزن - 28٪) و سایر مواد به صورت کوچک وجود دارد. مقادیر. علاوه بر این، شار پرتوهای کیهانی و میدان های مغناطیسی به محیط کهکشانی بین ستاره ای اشاره می شود.
جایی که ستاره ها متولد می شوند
گاز و غبار در فضای کهکشان ها بسیار غیر یکنواخت توزیع شده اند. هیدروژن بین‌ستاره‌ای، بسته به شرایطی که در آن قرار دارد، می‌تواند دما و چگالی متفاوتی داشته باشد: از یک پلاسمای بسیار کمیاب با دمایی در حدود ده‌ها هزار کلوین (به‌اصطلاح مناطق HII) تا یک دمای فوق‌سرد. چند کلوین - حالت مولکولی.
مناطقی که غلظت ذرات ماده به هر دلیلی در آنها افزایش می یابد، ابرهای بین ستاره ای نامیده می شوند. متراکم ترین ابرها که می توانند حاوی یک میلیون ذره در هر سانتی متر مکعب باشند، توسط گاز مولکولی سرد تشکیل شده اند. آنها غبار زیادی دارند که نور را به خود جذب می کند، بنابراین به آنها سحابی تاریک نیز می گویند. در چنین «یخچال‌های کیهانی» است که مکان‌هایی که ستاره‌ها از آنجا سرچشمه می‌گیرند، محدود می‌شوند. نواحی HII نیز با این پدیده مرتبط هستند، اما ستاره ها مستقیماً در آنها تشکیل نمی شوند.
بومی سازی و انواع "گهواره های ستاره"
در کهکشان های مارپیچی، از جمله راه شیری خودمان، ابرهای مولکولی نه به طور تصادفی، بلکه عمدتاً در صفحه دیسک - در بازوهای مارپیچی در فاصله ای از مرکز کهکشان قرار دارند. به صورت نامنظمدر کهکشان ها، مکان یابی چنین مناطقی تصادفی است. در مورد کهکشان های بیضوی، ساختارهای گاز و غبار و ستارگان جوان در آنها مشاهده نمی شود و به طور کلی پذیرفته شده است که این فرآیند عملاً در آنجا اتفاق نمی افتد.
ابرها می توانند هم غول پیکر باشند - ده ها و صدها سال نوری - مجتمع های مولکولی با ساختار پیچیده و تفاوت های چگالی زیاد (مثلاً ابر معروف شکارچی تنها 1300 سال نوری با ما فاصله دارد) و هم تشکیلات فشرده ایزوله ای به نام گلبول های بوک.
شرایط تشکیل ستاره
تولد یک ستاره جدید مستلزم توسعه ضروری بی ثباتی گرانشی در ابر گاز و غبار است. به دلیل فرآیندهای دینامیکی مختلف با منشاء داخلی و خارجی (به عنوان مثال، سرعت چرخش متفاوت در مناطق مختلف یک ابر با شکل نامنظم یا عبور یک موج ضربه ای در حین انفجار ابرنواختر در همسایگی)، چگالی توزیع ماده در ابر در نوسان است.. اما هر نوسان چگالی در حال ظهور منجر به فشرده شدن بیشتر گاز و ظهور یک ستاره نمی شود. میدان های مغناطیسی در ابر و تلاطم با این کار مقابله می کنند.
منطقه افزایش غلظت یک ماده باید دارای طول کافی باشد تا اطمینان حاصل شود که گرانش می تواند در برابر نیروی کشسان (شیب فشار) محیط گاز و غبار مقاومت کند. چنین اندازه بحرانی شعاع جین نامیده می شود (فیزیکدان و ستاره شناس انگلیسی که پایه های نظریه ناپایداری گرانشی را در آغاز قرن بیستم پایه ریزی کرد). جرم موجود در شلوار جینشعاع نیز نباید از مقدار معینی کمتر باشد و این مقدار (جرم جین) متناسب با دما است.
واضح است که هر چه محیط سردتر و متراکم تر باشد، شعاع بحرانی که در آن نوسان هموار نمی شود، اما به فشرده شدن ادامه می دهد، کوچکتر است. علاوه بر این، تشکیل یک ستاره در چندین مرحله انجام می شود.
فروپاشی و تکه تکه شدن بخشی از ابر
وقتی گاز فشرده می شود، انرژی آزاد می شود. در مراحل اولیه فرآیند، ضروری است که هسته متراکم در ابر به دلیل تشعشعات در محدوده مادون قرمز، که عمدتاً توسط مولکول ها و ذرات غبار انجام می شود، به طور موثر خنک شود. بنابراین، در این مرحله، تراکم سریع است و برگشت ناپذیر می شود: قطعه ابر فرو می ریزد.
در چنین ناحیه‌ای در حال انقباض و در عین حال خنک‌کننده، اگر به اندازه کافی بزرگ باشد، هسته‌های تراکم جدیدی از ماده ظاهر می‌شوند، زیرا با افزایش چگالی، اگر دما افزایش نیابد، جرم بحرانی جین کاهش می‌یابد. این پدیده قطعه قطعه نامیده می شود. به لطف او، شکل گیری ستاره ها اغلب نه یک به یک، بلکه در گروه ها - انجمن ها اتفاق می افتد.
طول مرحله فشرده سازی شدید، طبق مفاهیم مدرن، کم است - حدود 100 هزار سال.
گرم کردن یک قطعه ابر و تشکیل یک پیش ستاره
در برخی مواقع، چگالی ناحیه در حال فروپاشی خیلی زیاد می شود و شفافیت آن را از دست می دهد، در نتیجه گاز شروع به گرم شدن می کند. ارزش جرم جین افزایش می یابد، تکه تکه شدن بیشتر غیرممکن می شود، و فشرده سازی زیرتنها قطعاتی که قبلاً در این زمان تشکیل شده اند، با عمل گرانش خود آزمایش می شوند. برخلاف مرحله قبل، به دلیل افزایش مداوم دما و بر این اساس، فشار گاز، این مرحله بسیار بیشتر طول می کشد - حدود 50 میلیون سال.
جسمی که در طی این فرآیند تشکیل شده است، پیش ستاره نامیده می شود. با برهمکنش فعال با گاز و غبار باقیمانده ابر مادر متمایز می شود.
ویژگی های پیش ستاره ها
ستاره تازه متولد شده تمایل دارد انرژی انقباض گرانشی را به بیرون تخلیه کند. یک فرآیند همرفت در داخل آن ایجاد می‌شود و لایه‌های بیرونی تشعشعات شدیدی را در مادون قرمز و سپس در محدوده نوری ساطع می‌کنند و گاز اطراف را گرم می‌کنند که به کمیاب شدن آن کمک می‌کند. اگر ستاره ای با جرم زیاد، با دمای بالا تشکیل شود، می تواند تقریباً به طور کامل فضای اطراف خود را "پاک کند". تشعشعات آن گاز باقیمانده را یونیزه می کند - اینگونه مناطق HII تشکیل می شوند.
در ابتدا قطعه والد ابر البته به هر شکلی می چرخد و وقتی فشرده می شود، به دلیل قانون بقای تکانه زاویه ای، چرخش شتاب می گیرد. اگر ستاره ای قابل مقایسه با خورشید متولد شود، گاز و غبار اطراف مطابق با تکانه زاویه ای بر روی آن فرو می ریزند و یک قرص برافزایش پیش سیاره ای در صفحه استوایی تشکیل می شود. به دلیل سرعت چرخش بالا، گاز داغ و نیمه یونیزه شده از ناحیه داخلی دیسک توسط پیش ستاره به شکل جریان های جت قطبی باسرعت صدها کیلومتر در ثانیه این جت ها، در برخورد با گاز بین ستاره ای، امواج ضربه ای قابل مشاهده در بخش نوری طیف را تشکیل می دهند. تا به امروز، چندین صد پدیده از این قبیل - اجرام هربیگ هارو - قبلاً کشف شده است.
پیش‌ستاره‌های داغ نزدیک به خورشید (معروف به ستارگان T Tauri) تغییرات روشنایی آشفته و درخشندگی بالایی را نشان می‌دهند که با شعاع‌های بزرگ همراه با ادامه انقباضشان است.
آغاز همجوشی هسته ای. ستاره جوان
هنگامی که دما در نواحی مرکزی پیش ستاره به چند میلیون درجه می رسد، واکنش های گرما هسته ای در آنجا آغاز می شود. فرآیند تولد یک ستاره جدید در این مرحله را می توان تکمیل شده دانست. همانطور که می گویند خورشید جوان "روی دنباله اصلی می نشیند" ، یعنی وارد مرحله اصلی زندگی خود می شود که در طی آن منبع انرژی آن همجوشی هسته ای هلیوم از هیدروژن است. آزاد شدن این انرژی انقباض گرانشی را متعادل می کند و ستاره را تثبیت می کند.
ویژگی‌های سیر تمام مراحل بعدی تکامل ستارگان با جرمی که با آن متولد شده‌اند و ترکیب شیمیایی (فلزیته) تعیین می‌شود که تا حد زیادی به ترکیب ناخالصی‌های عناصر سنگین‌تر از هلیوم بستگی دارد. در ابر اولیه اگر یک ستاره به اندازه کافی جرم داشته باشد، مقداری از هلیوم را به عناصر سنگین‌تری تبدیل می‌کند - کربن، اکسیژن، سیلیکون و غیره - که در پایان عمرش بخشی از گاز و غبار بین‌ستاره‌ای می‌شود و به عنوان ماده‌ای برای شکل‌گیری عمل می‌کند. ستاره های جدید.
