Dunia bintang menunjukkan kepelbagaian yang hebat, tanda-tandanya sudah jelas apabila melihat langit malam dengan mata kasar. Kajian tentang bintang dengan bantuan instrumen astronomi dan kaedah astrofizik memungkinkan untuk mensistematikkannya dengan cara tertentu dan, berkat ini, secara beransur-ansur memahami proses yang mengawal evolusi bintang.
Dalam kes umum, keadaan di mana pembentukan bintang diteruskan menentukan ciri utamanya. Keadaan ini boleh menjadi sangat berbeza. Walau bagaimanapun, secara amnya, proses ini adalah sifat yang sama untuk semua bintang: mereka dilahirkan daripada bahan gas dan debu yang meresap - bertaburan, yang memenuhi galaksi, dengan memampatkannya di bawah pengaruh graviti.
Komposisi dan ketumpatan medium galaksi
Mengenai keadaan daratan, ruang antara bintang ialah vakum yang paling dalam. Tetapi pada skala galaksi, medium yang sangat jarang dengan ketumpatan ciri kira-kira 1 atom setiap sentimeter padu ialah gas dan habuk, dan nisbahnya dalam komposisi medium antara bintang ialah 99 hingga 1.
Komponen utama gas ialah hidrogen (kira-kira 90% daripada komposisi, atau 70% daripada jisim), terdapat juga helium (kira-kira 9%, dan mengikut berat - 28%) dan bahan lain dalam bentuk kecil. kuantiti. Selain itu, fluks sinar kosmik dan medan magnet dirujuk kepada medium galaksi antara bintang.
Tempat bintang dilahirkan
Gas dan habuk dalam ruang galaksi diagihkan dengan sangat tidak seragam. Hidrogen antara bintang, bergantung pada keadaan di mana ia berada, boleh mempunyai suhu dan ketumpatan yang berbeza: dari plasma yang sangat jarang dengan suhu urutan berpuluh-puluh ribu kelvin (yang dipanggil zon HII) kepada ultrasejuk - hanya beberapa kelvin - keadaan molekul.
Kawasan di mana kepekatan zarah jirim meningkat atas sebarang sebab, dipanggil awan antara bintang. Awan paling padat, yang boleh mengandungi sehingga satu juta zarah setiap sentimeter padu, dibentuk oleh gas molekul sejuk. Mereka mempunyai banyak habuk yang menyerap cahaya, jadi mereka juga dipanggil nebula gelap. Ia adalah untuk "peti sejuk kosmik" sedemikian bahawa tempat di mana bintang berasal adalah terhad. Kawasan HII juga dikaitkan dengan fenomena ini, tetapi bintang tidak terbentuk secara langsung di dalamnya.
Penyetempatan dan jenis "buaian bintang"
Dalam galaksi lingkaran, termasuk Bima Sakti kita sendiri, awan molekul terletak bukan secara rawak, tetapi terutamanya dalam satah cakera - dalam lengan lingkaran pada jarak yang agak jauh dari pusat galaksi. Dalam tidak teraturDalam galaksi, penyetempatan zon sedemikian adalah rawak. Bagi galaksi elips, struktur gas dan habuk serta bintang muda tidak diperhatikan di dalamnya, dan diterima umum bahawa proses ini secara praktikalnya tidak berlaku di sana.
Awan boleh menjadi gergasi - puluhan dan ratusan tahun cahaya - kompleks molekul dengan struktur kompleks dan perbezaan ketumpatan yang besar (contohnya, Awan Orion yang terkenal hanya 1300 tahun cahaya dari kita), dan formasi padat terpencil dipanggil Bok globul.
Keadaan pembentukan bintang
Kelahiran bintang baharu memerlukan perkembangan ketidakstabilan graviti dalam awan gas dan debu yang amat diperlukan. Disebabkan oleh pelbagai proses dinamik asal dalaman dan luaran (contohnya, kadar putaran berbeza di kawasan berbeza awan berbentuk tidak teratur atau laluan gelombang kejutan semasa letupan supernova di kawasan kejiranan), ketumpatan taburan jirim dalam awan berubah-ubah.. Tetapi tidak setiap turun naik ketumpatan yang muncul membawa kepada pemampatan lanjut gas dan penampilan bintang. Medan magnet di awan dan gelora mengatasinya.
Kawasan kepekatan bahan yang meningkat mestilah mempunyai panjang yang mencukupi untuk memastikan graviti boleh menahan daya keanjalan (kecerunan tekanan) medium gas dan habuk. Saiz genting sedemikian dipanggil jejari Jeans (ahli fizik dan astronomi Inggeris yang meletakkan asas teori ketidakstabilan graviti pada awal abad ke-20). Jisim yang terkandung dalam Jeansjejari juga mestilah tidak kurang daripada nilai tertentu dan nilai ini (jisim Jeans) adalah berkadar dengan suhu.
Adalah jelas bahawa lebih sejuk dan lebih tumpat medium, lebih kecil jejari genting di mana turun naik tidak lancar, tetapi terus padat. Selanjutnya, pembentukan bintang berlangsung dalam beberapa peringkat.
Runtuh dan pecahan sebahagian daripada awan
Apabila gas dimampatkan, tenaga dibebaskan. Pada fasa awal proses, adalah penting bahawa teras pemeluwapan dalam awan boleh menyejukkan dengan berkesan disebabkan oleh sinaran dalam julat inframerah, yang dijalankan terutamanya oleh molekul dan zarah habuk. Oleh itu, pada peringkat ini, pemadatan adalah pantas dan menjadi tidak dapat dipulihkan: serpihan awan runtuh.
Dalam kawasan penyejukan yang mengecut dan pada masa yang sama, jika ia cukup besar, nukleus pemeluwapan baru jirim boleh muncul, kerana dengan peningkatan ketumpatan, jisim Jeans kritikal berkurangan jika suhu tidak meningkat. Fenomena ini dipanggil pemecahan; terima kasih kepadanya, pembentukan bintang paling kerap berlaku bukan satu demi satu, tetapi dalam kumpulan - persatuan.
Tempoh peringkat pemampatan sengit, mengikut konsep moden, adalah kecil - kira-kira 100 ribu tahun.
Memanaskan serpihan awan dan membentuk protostar
Pada satu ketika, ketumpatan kawasan runtuh menjadi terlalu tinggi, dan kehilangan ketelusan, akibatnya gas mula menjadi panas. Nilai jisim Jeans meningkat, pemecahan selanjutnya menjadi mustahil, dan mampatan di bawahhanya serpihan yang telah terbentuk pada masa ini diuji oleh tindakan graviti mereka sendiri. Tidak seperti peringkat sebelumnya, disebabkan peningkatan suhu yang stabil dan, oleh itu, tekanan gas, peringkat ini mengambil masa lebih lama - kira-kira 50 juta tahun.
Objek yang terbentuk semasa proses ini dipanggil protostar. Ia dibezakan melalui interaksi aktif dengan sisa gas dan bahan habuk awan induk.
Ciri protostar
Bintang yang baru lahir cenderung untuk membuang tenaga penguncupan graviti ke luar. Proses perolakan berkembang di dalamnya, dan lapisan luar memancarkan sinaran sengit dalam inframerah, dan kemudian dalam julat optik, memanaskan gas di sekelilingnya, yang menyumbang kepada jarangnya. Sekiranya terdapat pembentukan bintang berjisim besar, dengan suhu yang tinggi, ia dapat hampir sepenuhnya "mengosongkan" ruang di sekelilingnya. Sinarannya akan mengionkan sisa gas - beginilah cara kawasan HII terbentuk.
Pada mulanya, serpihan induk awan, sudah tentu, satu cara atau yang lain, berputar, dan apabila ia dimampatkan, disebabkan oleh undang-undang pemuliharaan momentum sudut, putaran dipercepatkan. Jika bintang yang setanding dengan Matahari dilahirkan, gas dan debu di sekelilingnya akan terus jatuh ke atasnya mengikut momentum sudut, dan cakera pertambahan protoplanet akan terbentuk di satah khatulistiwa. Disebabkan oleh kelajuan putaran yang tinggi, gas panas dan separa terion dari bahagian dalam cakera dikeluarkan oleh protostar dalam bentuk aliran jet kutub dengankelajuan ratusan kilometer sesaat. Pancutan ini, berlanggar dengan gas antara bintang, membentuk gelombang kejutan yang boleh dilihat di bahagian optik spektrum. Sehingga kini, beberapa ratus fenomena sedemikian - objek Herbig-Haro - telah ditemui.
Protostar panas hampir berjisim dengan Matahari (dikenali sebagai bintang T Tauri) mempamerkan variasi kecerahan huru-hara dan kecerahan tinggi yang dikaitkan dengan jejari yang besar apabila ia terus mengecut.
Permulaan pelakuran nuklear. Bintang muda
Apabila suhu di kawasan tengah protostar mencapai beberapa juta darjah, tindak balas termonuklear bermula di sana. Proses kelahiran bintang baru pada peringkat ini boleh dianggap selesai. Matahari muda, seperti yang mereka katakan, "duduk di atas urutan utama", iaitu, memasuki peringkat utama kehidupannya, di mana sumber tenaganya adalah gabungan nuklear helium dari hidrogen. Pembebasan tenaga ini mengimbangi penguncupan graviti dan menstabilkan bintang.
Ciri-ciri perjalanan semua peringkat seterusnya evolusi bintang ditentukan oleh jisim dengan mana ia dilahirkan, dan komposisi kimia (kemetalan), yang banyak bergantung pada komposisi kekotoran unsur yang lebih berat daripada helium dalam awan awal. Jika bintang cukup besar, ia akan memproses sebahagian daripada helium menjadi unsur yang lebih berat - karbon, oksigen, silikon dan lain-lain - yang, pada akhir hayatnya, akan menjadi sebahagian daripada gas dan habuk antara bintang dan berfungsi sebagai bahan untuk pembentukan. bintang baharu.
