Die wêreld van die sterre toon groot diversiteit, waarvan tekens reeds sigbaar is wanneer jy met die blote oog na die naghemel kyk. Die studie van sterre met behulp van astronomiese instrumente en metodes van astrofisika het dit moontlik gemaak om hulle op 'n sekere manier te sistematiseer en, danksy dit, geleidelik tot 'n begrip te kom van die prosesse wat sterre-evolusie beheer.
In die algemene geval bepaal die toestande waaronder die vorming van 'n ster verloop het die hoofkenmerke daarvan. Hierdie toestande kan baie anders wees. Oor die algemeen is hierdie proses egter van dieselfde aard vir alle sterre: hulle word gebore uit diffuse - verstrooide - gas- en stofmateriaal, wat sterrestelsels vul, deur dit onder die invloed van swaartekrag te verdig.
Komposisie en digtheid van die galaktiese medium
Wat aardse toestande betref, is die interstellêre ruimte die diepste vakuum. Maar op 'n galaktiese skaal is so 'n uiters verskeurde medium met 'n kenmerkende digtheid van ongeveer 1 atoom per kubieke sentimeter gas en stof, en hul verhouding in die samestelling van die interstellêre medium is 99 tot 1.
Die hoofkomponent van die gas is waterstof (ongeveer 90% van die samestelling, of 70% van die massa), daar is ook helium (ongeveer 9%, en volgens gewig - 28%) en ander stowwe in klein hoeveelhede. Daarbenewens word kosmiese straalvloede en magnetiese velde na die interstellêre galaktiese medium verwys.
Waar sterre gebore word
Gas en stof in die ruimte van sterrestelsels word baie nie-eenvormig versprei. Interstellêre waterstof, afhangende van die toestande waarin dit geleë is, kan verskillende temperature en digthede hê: van 'n hoogs aalagtige plasma met 'n temperatuur van die orde van tienduisende kelvine (die sogenaamde HII-sones) tot 'n ultrakoue - net 'n paar kelvine - molekulêre toestand.
Streke waar die konsentrasie van deeltjies van materie om enige rede verhoog word, word interstellêre wolke genoem. Die digste wolke, wat tot 'n miljoen deeltjies per kubieke sentimeter kan bevat, word deur koue molekulêre gas gevorm. Hulle het baie stof wat lig absorbeer, daarom word hulle ook donker newels genoem. Dit is tot sulke "kosmiese yskaste" dat die plekke waar sterre ontstaan het, beperk is. HII-streke word ook met hierdie verskynsel geassosieer, maar sterre vorm nie direk daarin nie.
Lokalisering en tipes "ster wieg"
In spiraalsterrestelsels, insluitend ons eie Melkweg, is molekulêre wolke nie lukraak geleë nie, maar hoofsaaklik binne die skyfvlak - in spiraalarms op 'n afstand van die galaktiese middelpunt. In onreëlmatigeIn sterrestelsels is die lokalisering van sulke sones lukraak. Wat elliptiese sterrestelsels betref, word gas- en stofstrukture en jong sterre nie daarin waargeneem nie, en daar word algemeen aanvaar dat hierdie proses feitlik nie daar plaasvind nie.
Wolke kan beide reusagtig wees - tientalle en honderde ligjare - molekulêre komplekse met 'n komplekse struktuur en groot digtheidsverskille (byvoorbeeld, die beroemde Orionwolk is net 1300 ligjare van ons af), en geïsoleerde kompakte formasies genaamd Bokbolletjies.
Stervormingsvoorwaardes
Die geboorte van 'n nuwe ster vereis die onontbeerlike ontwikkeling van gravitasie-onstabiliteit in die gas- en stofwolk. As gevolg van verskeie dinamiese prosesse van interne en eksterne oorsprong (byvoorbeeld verskillende rotasietempo's in verskillende streke van 'n onreëlmatige gevormde wolk of die deurgang van 'n skokgolf tydens 'n supernova-ontploffing in die omgewing), fluktueer die verspreidingsdigtheid van materie in die wolk. Maar nie elke opkomende digtheidsfluktuasie lei tot verdere saampersing van die gas en die verskyning van 'n ster nie. Die magnetiese velde in die wolk en turbulensie werk dit teë.
Die area met verhoogde konsentrasie van 'n stof moet 'n lengte hê wat voldoende is om te verseker dat swaartekrag die elastiese krag (drukgradiënt) van die gas en stofmedium kan weerstaan. So 'n kritieke grootte word die Jeans-radius genoem ('n Engelse fisikus en sterrekundige wat aan die begin van die 20ste eeu die grondslag van die teorie van gravitasie-onstabiliteit gelê het). Die massa vervat in die Jeansradius moet ook nie minder as 'n sekere waarde wees nie, en hierdie waarde (die Jeans-massa) is eweredig aan die temperatuur.
Dit is duidelik dat hoe kouer en digter die medium, hoe kleiner is die kritieke radius waarteen die fluktuasie nie glad word nie, maar aanhou kompakteer. Verder verloop die vorming van 'n ster in verskeie stadiums.
Ineenstorting en fragmentasie van 'n gedeelte van die wolk
Wanneer 'n gas saamgepers word, word energie vrygestel. In die vroeë fases van die proses is dit noodsaaklik dat die kondenskern in die wolk effektief kan afkoel as gevolg van bestraling in die infrarooi reeks, wat hoofsaaklik deur molekules en stofdeeltjies uitgevoer word. Daarom is die verdigting in hierdie stadium vinnig en word dit onomkeerbaar: die wolkfragment stort ineen.
In so 'n krimpende en terselfdertyd afkoelende area, as dit groot genoeg is, kan nuwe kondensasiekerne van materie verskyn, aangesien met 'n toename in digtheid die kritieke Jeans-massa afneem as die temperatuur nie toeneem nie. Hierdie verskynsel word fragmentasie genoem; danksy hom vind die vorming van sterre meestal nie een vir een plaas nie, maar in groepe - assosiasies.
Die duur van die stadium van intense kompressie, volgens moderne konsepte, is klein - ongeveer 100 duisend jaar.
Verhit 'n wolkfragment en vorm 'n protoster
Op 'n stadium word die digtheid van die ineenstortende streek te hoog, en dit verloor deursigtigheid, as gevolg waarvan die gas begin warm word. Die waarde van die Jeans-massa neem toe, verdere fragmentasie word onmoontlik, en kompressie onderslegs fragmente wat teen hierdie tyd reeds gevorm het, word getoets deur die werking van hul eie swaartekrag. Anders as die vorige stadium, neem hierdie stadium, as gevolg van die konstante toename in temperatuur en dienooreenkomstig gasdruk, baie langer – sowat 50 miljoen jaar.
Die voorwerp wat tydens hierdie proses gevorm word, word 'n protoster genoem. Dit word onderskei deur aktiewe interaksie met die oorblywende gas en stofmateriaal van die ouerwolk.
Kenmerke van protosterre
'n Pasgebore ster is geneig om die energie van gravitasiesametrekking na buite te stort.’n Konveksieproses ontwikkel daarbinne, en die buitenste lae straal intense straling uit in die infrarooi, en dan in die optiese reeks, wat die omliggende gas verhit, wat bydra tot die seldsame straling daarvan. As daar 'n vorming van 'n ster met 'n groot massa is, met 'n hoë temperatuur, is dit in staat om die spasie rondom dit amper heeltemal skoon te maak. Die bestraling daarvan sal die oorblywende gas ioniseer - dit is hoe HII-streke gevorm word.
Aanvanklik het die ouerfragment van die wolk natuurlik op een of ander manier geroteer, en wanneer dit saamgepers word, as gevolg van die wet van behoud van hoekmomentum, versnel die rotasie. As 'n ster gebore word wat vergelykbaar is met die Son, sal die omliggende gas en stof voortgaan om daarop te val in ooreenstemming met die hoekmomentum, en 'n protoplanetêre aanwasskyf sal in die ekwatoriale vlak vorm. As gevolg van die hoë rotasiespoed word warm, gedeeltelik geïoniseerde gas vanaf die binneste gebied van die skyf deur die protoster uitgestoot in die vorm van polêre straalstrome metspoed van honderde kilometers per sekonde. Hierdie strale, wat met interstellêre gas bots, vorm skokgolwe wat sigbaar is in die optiese deel van die spektrum. Tot op hede is 'n paar honderd sulke verskynsels - Herbig-Haro-voorwerpe - reeds ontdek.
Warm protosterre wat in massa naby die Son is (bekend as T Tauri-sterre) vertoon chaotiese helderheidsvariasies en hoë helderheid wat met groot radiusse geassosieer word terwyl hulle aanhou saamtrek.
Begin van kernfusie. Jong ster
Wanneer die temperatuur in die sentrale streke van die protoster etlike miljoene grade bereik, begin termonukleêre reaksies daar. Die proses van die geboorte van 'n nuwe ster in hierdie stadium kan as voltooi beskou word. Die jong son, soos hulle sê, "sit op die hoofreeks", dit wil sê, gaan die hoofstadium van sy lewe binne, waartydens die bron van sy energie die kernfusie van helium uit waterstof is. Die vrystelling van hierdie energie balanseer die gravitasiesametrekking en stabiliseer die ster.
Kenmerke van die verloop van alle verdere stadiums van die evolusie van sterre word bepaal deur die massa waarmee hulle gebore is, en die chemiese samestelling (metalisiteit), wat grootliks afhang van die samestelling van onsuiwerhede van elemente wat swaarder as helium is in die aanvanklike wolk. As 'n ster massief genoeg is, sal dit van die helium tot swaarder elemente verwerk - koolstof, suurstof, silikon en ander - wat aan die einde van sy lewe deel van interstellêre gas en stof sal word en as materiaal vir die vorming sal dien van nuwe sterre.
