Жұлдыздар әлемі үлкен әртүрлілікті көрсетеді, оның белгілері түнгі аспанға жай көзбен қараған кезде айқын көрінеді. Жұлдыздарды астрономиялық аспаптар мен астрофизика әдістерінің көмегімен зерттеу оларды белгілі бір жүйеге келтіруге және осының арқасында бірте-бірте жұлдыздар эволюциясын басқаратын процестерді түсінуге мүмкіндік берді.
Жалпы жағдайда жұлдыздың пайда болуы оның негізгі сипаттамаларын анықтайды. Бұл шарттар өте әртүрлі болуы мүмкін. Дегенмен, жалпы алғанда, бұл процесс барлық жұлдыздар үшін бірдей сипатта болады: олар тартылыс күші әсерінен тығыздау арқылы галактикаларды толтыратын диффузды - шашыраңқы - газ және шаң заттарынан туады.
Галактикалық ортаның құрамы мен тығыздығы
Жұлдызаралық кеңістік - жердегі жағдайға келетін болсақ, ең терең вакуум. Бірақ галактикалық масштабта мұндай өте сирек кездесетін, тығыздығы текше сантиметрге шамамен 1 атомды құрайтын орта газ бен шаң болып табылады және олардың жұлдызаралық орта құрамындағы қатынасы 99-дан 1-ге дейін.
Газдың негізгі құрамдас бөлігі сутегі (құрамының шамамен 90% немесе массасының 70%), сонымен қатар гелий (шамамен 9%, ал салмағы бойынша - 28%) және басқа да ұсақ заттар бар. шамалар. Сонымен қатар, ғарыштық сәулелер ағындары мен магнит өрістері жұлдызаралық галактикалық ортаға жатады.
Жұлдыздар туатын жер
Галактикалар кеңістігінде газ бен шаң өте біркелкі таралмаған. Жұлдызаралық сутегі, оның орналасқан жағдайларына байланысты, әртүрлі температуралар мен тығыздықтарға ие болуы мүмкін: температурасы он мыңдаған кельвин (HII аймақтары деп аталатын) жоғары сирек плазмадан ультра суыққа дейін - жай ғана бірнеше кельвин - молекулалық күй.
Зат бөлшектерінің концентрациясы қандай да бір себептермен жоғарылайтын аймақтар жұлдызаралық бұлттар деп аталады. Бір текше сантиметрде миллионға дейін бөлшектер бола алатын ең тығыз бұлттар суық молекулалық газ арқылы түзіледі. Оларда жарықты сіңіретін шаң көп, сондықтан оларды қараңғы тұмандықтар деп те атайды. Дәл осындай «ғарыштық тоңазытқыштар» үшін жұлдыздар пайда болған жерлер шектеледі. HII аймақтары да осы құбылыспен байланысты, бірақ оларда жұлдыздар тікелей пайда болмайды.
"Жұлдызды бесіктердің" локализациясы және түрлері
Спиральды галактикаларда, соның ішінде біздің Құс жолында, молекулалық бұлттар кездейсоқ емес, негізінен диск жазықтығында - галактикалық орталықтан біршама қашықтықта спиральды иықтарда орналасқан. Тұрақты емесГалактикаларда мұндай аймақтардың локализациясы кездейсоқ болады. Эллиптикалық галактикаларға келетін болсақ, оларда газ және шаң құрылымдары және жас жұлдыздар байқалмайды және бұл процесс онда іс жүзінде болмайды деп жалпы қабылданған.
Бұлттар алып - ондаған және жүздеген жарық жылдары - күрделі құрылымы мен үлкен тығыздық айырмашылығы бар молекулалық кешендер (мысалы, әйгілі Орион бұлты бізден бар болғаны 1300 жарық жылы) және оқшауланған жинақы түзілімдер болуы мүмкін. Бок глобулдары.
Жұлдыз түзу шарттары
Жаңа жұлдыздың тууы газ және шаң бұлтындағы гравитациялық тұрақсыздықтың міндетті түрде дамуын талап етеді. Ішкі және сыртқы шығу тегі әртүрлі динамикалық процестерге байланысты (мысалы, біркелкі емес пішінді бұлттың әртүрлі аймақтарындағы әртүрлі айналу жылдамдығы немесе жақын маңдағы супернованың жарылысы кезінде соққы толқынының өтуі) бұлттағы заттардың таралу тығыздығы ауытқиды.. Бірақ әрбір пайда болатын тығыздық ауытқуы газдың одан әрі қысылуына және жұлдыздың пайда болуына әкелмейді. Бұлттағы магнит өрістері мен турбуленттілік бұған қарсы тұрады.
Заттың жоғарылаған концентрациясының ауданы ауырлық күшінің газ және шаң ортасының серпімді күшіне (қысым градиентіне) төтеп бере алатындай етіп жеткілікті ұзындыққа ие болуы керек. Мұндай сыни өлшемді Джинс радиусы деп атайды (20 ғасырдың басындағы гравитациялық тұрақсыздық теориясының негізін салған ағылшын физигі және астрономы). Джинс ішіндегі массарадиусы да белгілі бір мәннен кем болмауы керек және бұл мән (Джинс массасы) температураға пропорционал.
Орта неғұрлым суық және тығызырақ болса, флуктуация тегістелмейтін, бірақ тығыздалуын жалғастыратын критикалық радиус соғұрлым аз болатыны анық. Әрі қарай, жұлдыздың пайда болуы бірнеше кезеңнен тұрады.
Бұлт бөлігін жию және бөлшектеу
Газ қысылғанда энергия бөлінеді. Процестің бастапқы фазаларында бұлттағы конденсацияланған ядроның негізінен молекулалар мен шаң бөлшектерімен жүзеге асырылатын инфрақызыл диапазондағы сәулеленудің әсерінен тиімді суытуы өте маңызды. Сондықтан, бұл кезеңде тығыздау жылдам және қайтымсыз болады: бұлт фрагменті құлады.
Осындай кішірейетін және бір мезгілде салқындату аймағында, егер ол жеткілікті үлкен болса, заттың жаңа конденсация ядролары пайда болуы мүмкін, өйткені тығыздықтың жоғарылауымен, температура көтерілмесе, сыни джинс массасы азаяды. Бұл құбылыс фрагментация деп аталады; оның арқасында жұлдыздардың пайда болуы көбінесе бірінен соң бірі емес, топтарда – ассоциацияларда жүреді.
Қарқынды қысу кезеңінің ұзақтығы қазіргі концепциялар бойынша шағын – шамамен 100 мың жыл.
Бұлт фрагментін қыздыру және протожұлдызды қалыптастыру
Бір кезде опырылып жатқан аймақтың тығыздығы тым жоғары болып, мөлдірлігін жоғалтады, нәтижесінде газ қыза бастайды. Джинс массасының мәні артады, одан әрі фрагментация мүмкін болмайды және астындағы қысуосы уақытқа дейін қалыптасқан фрагменттер ғана өздерінің ауырлық күшімен сыналады. Алдыңғы кезеңнен айырмашылығы, температураның және сәйкесінше газ қысымының тұрақты өсуіне байланысты бұл кезең әлдеқайда ұзағырақ - шамамен 50 миллион жылды алады.
Осы процесте пайда болған объект протожұлдыз деп аталады. Ол негізгі бұлттың қалдық газ және шаң заттарымен белсенді әрекеттесуімен ерекшеленеді.
Протожұлдыздардың ерекшеліктері
Жаңа туған жұлдыз гравитациялық жиырылу энергиясын сыртқа шығаруға бейім. Оның ішінде конвекция процесі дамиды, ал сыртқы қабаттар инфрақызыл сәулелерде, содан кейін оптикалық диапазонда қарқынды сәуле шығарады, қоршаған газды қыздырады, бұл оның сирек болуына ықпал етеді. Егер үлкен массалық жұлдыздың пайда болуы жоғары температура болса, ол айналасындағы кеңістікті толығымен дерлік «тазартуға» қабілетті. Оның сәулеленуі қалдық газды иондандырады - осылайша HII аймақтары пайда болады.
Алғашында бұлттың ата-аналық фрагменті, әрине, солай немесе басқа жолмен айналады, ал қысылғанда, бұрыштық импульстің сақталу заңына байланысты айналу жылдамдайды. Егер Күнмен салыстырылатын жұлдыз туылса, оның үстіне бұрыштық импульске сәйкес айналадағы газ бен шаң түсуін жалғастырады және экваторлық жазықтықта протопланетарлық аккрециялық диск пайда болады. Айналу жылдамдығы жоғары болғандықтан, дискінің ішкі аймағынан ыстық, ішінара иондалған газды протожұлдыз полярлық ағындар түрінде шығарады.жылдамдығы секундына жүздеген шақырым. Бұл ағындар жұлдызаралық газбен соқтығысып, спектрдің оптикалық бөлігінде көрінетін соққы толқындарын құрайды. Осы уақытқа дейін бірнеше жүздеген мұндай құбылыстар - Гербиг-Харо нысандары - ашылды.
Массасы Күнге жақын ыстық протожұлдыздар (Т-Таури жұлдыздары ретінде белгілі) жиырылуын жалғастырған кезде үлкен радиустармен байланысты хаотикалық жарықтық өзгерістері мен жоғары жарықтығын көрсетеді.
Ядролық синтездің басталуы. Жас жұлдыз
Жұлдыздың орталық аймақтарындағы температура бірнеше миллион градусқа жеткенде, сол жерде термоядролық реакциялар басталады. Бұл кезеңде жаңа жұлдыздың туу процесі аяқталды деп санауға болады. Жас күн, олар айтқандай, «негізгі реттілікке отырады», яғни өз өмірінің негізгі кезеңіне кіреді, оның энергия көзі сутегінен гелийдің ядролық синтезі болып табылады. Бұл энергияның бөлінуі гравитациялық жиырылуын теңестіреді және жұлдызды тұрақтандырады.
Жұлдыздар эволюциясының барлық одан әрі кезеңдерінің ағымының ерекшеліктері олардың туған массасымен және көбіне гелийден ауыр элементтердің қоспаларының құрамына байланысты химиялық құрамымен (металлдық) анықталады. бастапқы бұлтта. Жұлдыз массасы жеткілікті болса, ол гелийдің бір бөлігін ауырырақ элементтерге – көміртегі, оттегі, кремний және т.б. өңдейді, олар өмірінің соңында жұлдыз аралық газ бен шаңның бір бөлігіне айналады және түзілу үшін материал болады. жаңа жұлдыздар.
