Ο κόσμος των αστεριών παρουσιάζει μεγάλη ποικιλομορφία, σημάδια της οποίας είναι ήδη εμφανή όταν κοιτάμε τον νυχτερινό ουρανό με γυμνό μάτι. Η μελέτη των άστρων με τη βοήθεια αστρονομικών οργάνων και μεθόδων αστροφυσικής κατέστησε δυνατή τη συστηματοποίησή τους με συγκεκριμένο τρόπο και, χάρη σε αυτό, σταδιακά καταλήξαμε στην κατανόηση των διαδικασιών που διέπουν την αστρική εξέλιξη.
Σε γενική περίπτωση, οι συνθήκες κάτω από τις οποίες προχώρησε ο σχηματισμός ενός αστεριού καθορίζουν τα κύρια χαρακτηριστικά του. Αυτές οι συνθήκες μπορεί να είναι πολύ διαφορετικές. Ωστόσο, γενικά, αυτή η διαδικασία είναι της ίδιας φύσης για όλα τα αστέρια: γεννιούνται από διάχυτη - διάσπαρτη - αέρια και σκόνη ύλη, η οποία γεμίζει τους γαλαξίες, συμπιέζοντάς τους υπό την επίδραση της βαρύτητας.
Σύνθεση και πυκνότητα του γαλαξιακού μέσου
Όσον αφορά τις επίγειες συνθήκες, το διαστρικό διάστημα είναι το βαθύτερο κενό. Αλλά σε γαλαξιακή κλίμακα, ένα τέτοιο εξαιρετικά σπάνιο μέσο με χαρακτηριστική πυκνότητα περίπου 1 άτομο ανά κυβικό εκατοστό είναι αέριο και σκόνη και η αναλογία τους στη σύνθεση του διαστρικού μέσου είναι 99 προς 1.
Το κύριο συστατικό του αερίου είναι το υδρογόνο (περίπου το 90% της σύνθεσης, ή το 70% της μάζας), υπάρχει επίσης ήλιο (περίπου 9%, και κατά βάρος - 28%) και άλλες ουσίες σε μικρά ποσότητες. Επιπλέον, οι ροές κοσμικών ακτίνων και τα μαγνητικά πεδία αναφέρονται στο διαστρικό γαλαξιακό μέσο.
Εκεί που γεννιούνται τα αστέρια
Το αέριο και η σκόνη στο χώρο των γαλαξιών κατανέμονται πολύ ανομοιόμορφα. Το διαστρικό υδρογόνο, ανάλογα με τις συνθήκες στις οποίες βρίσκεται, μπορεί να έχει διαφορετικές θερμοκρασίες και πυκνότητες: από ένα εξαιρετικά σπάνιο πλάσμα με θερμοκρασία της τάξης των δεκάδων χιλιάδων kelvin (οι λεγόμενες ζώνες HII) έως ένα υπερκρύο - μόλις λίγα kelvins - μοριακή κατάσταση.
Περιοχές όπου η συγκέντρωση των σωματιδίων της ύλης είναι αυξημένη για οποιοδήποτε λόγο, ονομάζονται διαστρικά νέφη. Τα πιο πυκνά σύννεφα, τα οποία μπορούν να περιέχουν έως και ένα εκατομμύριο σωματίδια ανά κυβικό εκατοστό, σχηματίζονται από ψυχρό μοριακό αέριο. Έχουν πολλή σκόνη που απορροφά το φως, γι' αυτό ονομάζονται και σκοτεινά νεφελώματα. Σε τέτοια «κοσμικά ψυγεία» περιορίζονται τα μέρη από τα οποία προήλθαν τα αστέρια. Οι περιοχές HII συνδέονται επίσης με αυτό το φαινόμενο, αλλά τα αστέρια δεν σχηματίζονται απευθείας σε αυτές.
Εντοπισμός και τύποι "αστέρων λίκνων"
Στους σπειροειδείς γαλαξίες, συμπεριλαμβανομένου του Γαλαξία μας, τα μοριακά νέφη βρίσκονται όχι τυχαία, αλλά κυρίως μέσα στο επίπεδο του δίσκου - σε σπειροειδείς βραχίονες σε κάποια απόσταση από το γαλαξιακό κέντρο. Σε ακανόνιστοΣτους γαλαξίες, ο εντοπισμός τέτοιων ζωνών είναι τυχαίος. Όσο για τους ελλειπτικούς γαλαξίες, δομές αερίου και σκόνης και νεαρά αστέρια δεν παρατηρούνται σε αυτούς, και είναι γενικά αποδεκτό ότι αυτή η διαδικασία πρακτικά δεν συμβαίνει εκεί.
Τα σύννεφα μπορεί να είναι τόσο γιγάντια - δεκάδες και εκατοντάδες έτη φωτός - μοριακά σύμπλοκα με πολύπλοκη δομή και μεγάλες διαφορές πυκνότητας (για παράδειγμα, το περίφημο Νέφος του Ωρίωνα απέχει μόλις 1300 έτη φωτός από εμάς), όσο και απομονωμένοι συμπαγείς σχηματισμοί που ονομάζονται Bok globules.
Συνθήκες σχηματισμού αστεριών
Η γέννηση ενός νέου αστεριού απαιτεί την απαραίτητη ανάπτυξη της βαρυτικής αστάθειας στο σύννεφο αερίων και σκόνης. Λόγω διαφόρων δυναμικών διεργασιών εσωτερικής και εξωτερικής προέλευσης (για παράδειγμα, διαφορετικοί ρυθμοί περιστροφής σε διαφορετικές περιοχές ενός νέφους ακανόνιστου σχήματος ή η διέλευση ενός κρουστικού κύματος κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης σουπερνόβα στη γειτονιά), η πυκνότητα κατανομής της ύλης στο σύννεφο κυμαίνεται. Αλλά κάθε αναδυόμενη διακύμανση της πυκνότητας δεν οδηγεί σε περαιτέρω συμπίεση του αερίου και στην εμφάνιση ενός αστεριού. Τα μαγνητικά πεδία στο σύννεφο και οι αναταράξεις αντισταθμίζουν αυτό.
Η περιοχή αυξημένης συγκέντρωσης μιας ουσίας πρέπει να έχει μήκος επαρκές ώστε να διασφαλίζεται ότι η βαρύτητα μπορεί να αντισταθεί στην ελαστική δύναμη (βαθμίδα πίεσης) του μέσου αερίου και σκόνης. Ένα τέτοιο κρίσιμο μέγεθος ονομάζεται Jeans radius (Άγγλος φυσικός και αστρονόμος που έθεσε τα θεμέλια της θεωρίας της βαρυτικής αστάθειας στις αρχές του 20ου αιώνα). Η μάζα που περιέχεται στο τζινη ακτίνα δεν πρέπει επίσης να είναι μικρότερη από μια ορισμένη τιμή και αυτή η τιμή (η μάζα του τζιν) είναι ανάλογη της θερμοκρασίας.
Είναι σαφές ότι όσο πιο ψυχρό και πυκνό είναι το μέσο, τόσο μικρότερη είναι η κρίσιμη ακτίνα στην οποία η διακύμανση δεν εξομαλύνεται, αλλά συνεχίζει να συμπυκνώνεται. Επιπλέον, ο σχηματισμός ενός αστεριού προχωρά σε διάφορα στάδια.
Κατάρρευση και κατακερματισμός τμήματος του νέφους
Όταν ένα αέριο συμπιέζεται, απελευθερώνεται ενέργεια. Στις πρώτες φάσεις της διαδικασίας, είναι σημαντικό ο πυρήνας συμπύκνωσης στο σύννεφο να μπορεί να κρυώσει αποτελεσματικά λόγω της ακτινοβολίας στην υπέρυθρη περιοχή, η οποία εκτελείται κυρίως από μόρια και σωματίδια σκόνης. Επομένως, σε αυτό το στάδιο, η συμπίεση είναι γρήγορη και γίνεται μη αναστρέψιμη: το θραύσμα του νέφους καταρρέει.
Σε μια τέτοια περιοχή συρρίκνωσης και ταυτόχρονα ψύξης, εάν είναι αρκετά μεγάλη, μπορούν να εμφανιστούν νέοι πυρήνες συμπύκνωσης της ύλης, αφού με την αύξηση της πυκνότητας, η κρίσιμη μάζα του Jeans μειώνεται εάν δεν αυξηθεί η θερμοκρασία. Αυτό το φαινόμενο ονομάζεται κατακερματισμός. χάρη σε αυτόν, ο σχηματισμός των αστεριών συνήθως συμβαίνει όχι ένα προς ένα, αλλά σε ομάδες - ενώσεις.
Η διάρκεια του σταδίου της έντονης συμπίεσης, σύμφωνα με τις σύγχρονες αντιλήψεις, είναι μικρή - περίπου 100 χιλιάδες χρόνια.
Θέρμανση ενός θραύσματος σύννεφου και σχηματισμός ενός πρωτοαστέρα
Κάποια στιγμή, η πυκνότητα της περιοχής που καταρρέει γίνεται πολύ υψηλή και χάνει τη διαφάνεια, με αποτέλεσμα το αέριο να αρχίζει να θερμαίνεται. Η αξία της μάζας του Jeans αυξάνεται, ο περαιτέρω κατακερματισμός γίνεται αδύνατος και η συμπίεση κάτωμόνο θραύσματα που έχουν ήδη σχηματιστεί μέχρι αυτή τη στιγμή ελέγχονται από τη δράση της δικής τους βαρύτητας. Σε αντίθεση με το προηγούμενο στάδιο, λόγω της σταθερής αύξησης της θερμοκρασίας και, κατά συνέπεια, της πίεσης του αερίου, αυτό το στάδιο διαρκεί πολύ περισσότερο - περίπου 50 εκατομμύρια χρόνια.
Το αντικείμενο που σχηματίζεται κατά τη διάρκεια αυτής της διαδικασίας ονομάζεται πρωτοάστρο. Διακρίνεται από την ενεργό αλληλεπίδραση με την υπολειμματική ύλη αερίου και σκόνης του μητρικού νέφους.
Χαρακτηριστικά των πρωτοαστέρων
Ένα νεογέννητο αστέρι τείνει να απορρίπτει την ενέργεια της βαρυτικής συστολής προς τα έξω. Μέσα σε αυτό αναπτύσσεται μια διαδικασία μεταφοράς και τα εξωτερικά στρώματα εκπέμπουν έντονη ακτινοβολία στο υπέρυθρο, και στη συνέχεια στην οπτική περιοχή, θερμαίνοντας το περιβάλλον αέριο, γεγονός που συμβάλλει στη διάσπασή του. Εάν υπάρχει σχηματισμός ενός αστέρα μεγάλης μάζας, με υψηλή θερμοκρασία, είναι σε θέση να «καθαρίσει» σχεδόν πλήρως τον χώρο γύρω του. Η ακτινοβολία του θα ιονίσει το υπολειπόμενο αέριο - έτσι σχηματίζονται οι περιοχές HII.
Αρχικά, το μητρικό θραύσμα του νέφους, φυσικά, με τον ένα ή τον άλλο τρόπο, περιστράφηκε και όταν συμπιεστεί, λόγω του νόμου της διατήρησης της γωνιακής ορμής, η περιστροφή επιταχύνεται. Εάν γεννηθεί ένα αστέρι συγκρίσιμο με τον Ήλιο, το περιβάλλον αέριο και η σκόνη θα συνεχίσουν να πέφτουν πάνω του σύμφωνα με τη γωνιακή ορμή και ένας πρωτοπλανητικός δίσκος προσαύξησης θα σχηματιστεί στο ισημερινό επίπεδο. Λόγω της υψηλής ταχύτητας περιστροφής, το καυτό, μερικώς ιονισμένο αέριο από την εσωτερική περιοχή του δίσκου εκτοξεύεται από το πρωτόαστρο με τη μορφή πολικών ρευμάτων πίδακα μεταχύτητες εκατοντάδων χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο. Αυτοί οι πίδακες, που συγκρούονται με το διαστρικό αέριο, σχηματίζουν κρουστικά κύματα ορατά στο οπτικό τμήμα του φάσματος. Μέχρι σήμερα, αρκετές εκατοντάδες τέτοια φαινόμενα - αντικείμενα Herbig-Haro - έχουν ήδη ανακαλυφθεί.
Τα θερμά πρωτάστρα κοντά σε μάζα στον Ήλιο (γνωστά ως αστέρια T Tauri) παρουσιάζουν χαοτικές διακυμάνσεις φωτεινότητας και υψηλή φωτεινότητα που σχετίζεται με μεγάλες ακτίνες καθώς συνεχίζουν να συστέλλονται.
Αρχή πυρηνικής σύντηξης. Νεαρό αστέρι
Όταν η θερμοκρασία στις κεντρικές περιοχές του πρωτοάστρου φτάσει αρκετά εκατομμύρια βαθμούς, εκεί ξεκινούν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις. Η διαδικασία της γέννησης ενός νέου αστεριού σε αυτό το στάδιο μπορεί να θεωρηθεί ολοκληρωμένη. Ο νεαρός ήλιος, όπως λένε, «κάθεται στην κύρια ακολουθία», εισέρχεται δηλαδή στο κύριο στάδιο της ζωής του, κατά το οποίο η πηγή της ενέργειάς του είναι η πυρηνική σύντηξη ηλίου από υδρογόνο. Η απελευθέρωση αυτής της ενέργειας εξισορροπεί τη βαρυτική συστολή και σταθεροποιεί το αστέρι.
Τα χαρακτηριστικά της πορείας όλων των περαιτέρω σταδίων της εξέλιξης των άστρων καθορίζονται από τη μάζα με την οποία γεννήθηκαν και τη χημική σύνθεση (μεταλλικότητα), η οποία εξαρτάται σε μεγάλο βαθμό από τη σύνθεση των ακαθαρσιών στοιχείων βαρύτερων από το ήλιο στο αρχικό σύννεφο. Εάν ένα αστέρι έχει αρκετή μάζα, θα επεξεργαστεί μέρος του ηλίου σε βαρύτερα στοιχεία - άνθρακα, οξυγόνο, πυρίτιο και άλλα - τα οποία, στο τέλος της ζωής του, θα γίνουν μέρος του διαστρικού αερίου και της σκόνης και θα χρησιμεύσουν ως υλικό για το σχηματισμό. νέων αστεριών.
