Աստղերի աշխարհը ցույց է տալիս մեծ բազմազանություն, որի նշաններն արդեն իսկ երևում են գիշերային երկնքին անզեն աչքով նայելիս։ Աստղերի ուսումնասիրությունը աստղագիտական գործիքների և աստղաֆիզիկայի մեթոդների օգնությամբ հնարավոր դարձրեց դրանք որոշակիորեն համակարգել և, դրա շնորհիվ, աստիճանաբար հասկանալ աստղերի էվոլյուցիան կառավարող գործընթացները:
:
Ընդհանուր դեպքում աստղի ձևավորման պայմանները որոշում են նրա հիմնական բնութագրերը: Այս պայմանները կարող են շատ տարբեր լինել: Այնուամենայնիվ, ընդհանուր առմամբ, այս գործընթացը բոլոր աստղերի համար նույն բնույթն է. նրանք ծնվում են ցրված-ցրված գազից և փոշուց, որը լցնում է գալակտիկաները՝ այն սեղմելով գրավիտացիայի ազդեցության տակ:
:
Գալակտիկական միջավայրի կազմը և խտությունը
Երկրային պայմանների հետ կապված՝ միջաստեղային տարածությունը ամենախորը վակուումն է: Սակայն գալակտիկական մասշտաբով նման չափազանց հազվադեպ միջավայրը, որի բնորոշ խտությունը կազմում է մոտ 1 ատոմ մեկ խորանարդ սանտիմետրում, գազն ու փոշին է, իսկ միջաստղային միջավայրի բաղադրության մեջ դրանց հարաբերակցությունը 99-ից 1 է։
Գազի հիմնական բաղադրիչը ջրածինն է (բաղադրության մոտ 90%-ը, կամ զանգվածի 70%-ը), կա նաև հելիում (մոտավորապես 9%, իսկ կշռով՝ 28%) և այլ նյութեր փոքր քանակությամբ։ քանակները. Բացի այդ, տիեզերական ճառագայթների հոսքերը և մագնիսական դաշտերը վերաբերում են միջաստեղային գալակտիկական միջավայրին:
Որտեղ են ծնվում աստղերը
Գազը և փոշին գալակտիկաների տարածության մեջ շատ անհավասարաչափ են բաշխված: Միջաստղային ջրածինը, կախված այն պայմաններից, որոնցում գտնվում է, կարող է ունենալ տարբեր ջերմաստիճաններ և խտություններ՝ տասնյակ հազարավոր կելվինի կարգի ջերմաստիճանով խիստ հազվադեպ պլազմայից (այսպես կոչված՝ HII գոտիներ) մինչև գերցուրտ. մի քանի կելվին - մոլեկուլային վիճակ։
Տարածքները, որտեղ նյութի մասնիկների կոնցենտրացիան ինչ-որ պատճառով ավելացել է, կոչվում են միջաստղային ամպեր: Ամենախիտ ամպերը, որոնք մեկ խորանարդ սանտիմետրում կարող են պարունակել մինչև մեկ միլիոն մասնիկներ, ձևավորվում են սառը մոլեկուլային գազից։ Նրանք ունեն շատ փոշի, որը կլանում է լույսը, ուստի նրանց անվանում են նաև մուգ միգամածություններ։ Հենց այսպիսի «տիեզերական սառնարանների» մեջ են սահմանափակվում աստղերի ծագման վայրերը։ HII շրջանները նույնպես կապված են այս երևույթի հետ, սակայն աստղերն ուղղակիորեն չեն ձևավորվում դրանցում։
Տեղայնացում և «աստղային օրորոցների» տեսակները
Պարույր գալակտիկաներում, ներառյալ մեր սեփական Ծիր Կաթինը, մոլեկուլային ամպերը տեղակայված են ոչ թե պատահականորեն, այլ հիմնականում սկավառակի հարթության մեջ՝ գալակտիկական կենտրոնից որոշ հեռավորության վրա գտնվող պարուրաձև բազուկներում: Անկանոն վիճակումԳալակտիկաներում նման գոտիների տեղայնացումը պատահական է։ Ինչ վերաբերում է էլիպսաձև գալակտիկաներին, ապա դրանցում գազի և փոշու կառուցվածքներ և երիտասարդ աստղեր չեն նկատվում, և ընդհանուր առմամբ ընդունված է, որ այդ գործընթացն այնտեղ գործնականում տեղի չի ունենում:
Ամպերը կարող են լինել և՛ հսկա՝ տասնյակ, և՛ հարյուրավոր լուսային տարիներ. Bok globules.
Աստղակազմության պայմաններ
Նոր աստղի ծնունդը պահանջում է գազի և փոշու ամպի մեջ գրավիտացիոն անկայունության անփոխարինելի զարգացում: Ներքին և արտաքին ծագման տարբեր դինամիկ գործընթացների պատճառով (օրինակ՝ անկանոն ձևով ամպի տարբեր շրջաններում պտտման տարբեր արագություններ կամ հարևանությամբ գերնոր աստղի պայթյունի ժամանակ հարվածային ալիքի անցում), ամպի մեջ նյութի բաշխման խտությունը տատանվում է։. Սակայն խտության առաջացող յուրաքանչյուր տատանում չէ, որ հանգեցնում է գազի հետագա սեղմմանը և աստղի տեսքին: Ամպի մագնիսական դաշտերը և տուրբուլենտությունը հակասում են դրան:
Նյութի ավելացած կոնցենտրացիայի տարածքը պետք է ունենա բավական երկարություն, որպեսզի ապահովի, որ գրավիտացիան կարող է դիմակայել գազի և փոշու միջավայրի առաձգական ուժին (ճնշման գրադիենտ): Նման կրիտիկական չափը կոչվում է Ջինսի շառավիղ (անգլիացի ֆիզիկոս և աստղագետ, ով 20-րդ դարի սկզբին դրեց գրավիտացիոն անկայունության տեսության հիմքերը)։ Զանգվածը, որը պարունակվում է ջինսերի մեջշառավիղը նույնպես չպետք է փոքր լինի որոշակի արժեքից, և այս արժեքը (Ջինսի զանգվածը) համաչափ է ջերմաստիճանին:
Ակնհայտ է, որ որքան սառը և խիտ է միջավայրը, այնքան փոքր է կրիտիկական շառավիղը, որի դեպքում տատանումը չի հարթվում, այլ շարունակում է սեղմվել: Այնուհետև աստղի ձևավորումն ընթանում է մի քանի փուլով։
Ամպի մի մասի փլուզում և մասնատում
Երբ գազը սեղմվում է, էներգիան ազատվում է: Գործընթացի վաղ փուլերում էական է, որ ամպի խտացող միջուկը կարողանա արդյունավետորեն սառչել ինֆրակարմիր տիրույթում գտնվող ճառագայթման շնորհիվ, որն իրականացվում է հիմնականում մոլեկուլների և փոշու մասնիկների միջոցով: Հետևաբար, այս փուլում սեղմումն արագ է և դառնում անշրջելի. ամպի բեկորը փլուզվում է։
Նման փոքրացող և միևնույն ժամանակ հովացնող տարածքում, եթե այն բավականաչափ մեծ է, կարող են առաջանալ նյութի խտացման նոր միջուկներ, քանի որ խտության աճով Ջինսի կրիտիկական զանգվածը նվազում է, եթե ջերմաստիճանը չբարձրանա: Այս երեւույթը կոչվում է մասնատում; նրա շնորհիվ աստղերի ձևավորումն ամենից հաճախ տեղի է ունենում ոչ թե մեկ առ մեկ, այլ խմբերով՝ ասոցիացիաներով։
Ինտենսիվ սեղմման փուլի տեւողությունը, ժամանակակից հասկացությունների համաձայն, փոքր է՝ մոտ 100 հազար տարի։
Ամպի հատվածի տաքացում և նախաստղ ձևավորելը
Ինչ-որ պահի փլուզվող շրջանի խտությունը դառնում է չափազանց մեծ, և այն կորցնում է թափանցիկությունը, ինչի արդյունքում գազը սկսում է տաքանալ։ Ջինսի զանգվածի արժեքը մեծանում է, հետագա մասնատումը դառնում է անհնար, իսկ սեղմումը տակմիայն բեկորները, որոնք արդեն ձևավորվել են այս պահին, փորձարկվում են իրենց իսկ ձգողականության ազդեցությամբ: Ի տարբերություն նախորդ փուլի՝ ջերմաստիճանի և, համապատասխանաբար, գազի ճնշման կայուն աճի պատճառով այս փուլը տևում է շատ ավելի երկար՝ մոտ 50 միլիոն տարի։
Այս գործընթացի ընթացքում ձևավորված օբյեկտը կոչվում է նախաստղ: Այն առանձնանում է մայր ամպի մնացորդային գազի և փոշու նյութի հետ ակտիվ փոխազդեցությամբ։
Նախաստղերի առանձնահատկությունները
Նորածին աստղը ձգտում է դեպի դուրս նետել գրավիտացիոն կծկման էներգիան: Նրա ներսում զարգանում է կոնվեկցիոն պրոցես, և արտաքին շերտերը ինֆրակարմիր, իսկ հետո օպտիկական տիրույթում ինտենսիվ ճառագայթում են արձակում՝ տաքացնելով շրջակա գազը, ինչը նպաստում է դրա հազվադեպացմանը։ Եթե կա մեծ զանգվածի աստղի գոյացում՝ բարձր ջերմաստիճանով, ապա այն կարողանում է գրեթե ամբողջությամբ «մաքրել» իր շուրջը տարածությունը։ Նրա ճառագայթումը իոնացնելու է մնացորդային գազը. այսպես են ձևավորվում HII շրջանները։
Սկզբում ամպի մայր բեկորը, իհարկե, այսպես թե այնպես, պտտվում էր, իսկ երբ այն սեղմվում է, անկյունային իմպուլսի պահպանման օրենքի շնորհիվ, պտույտը արագանում է։ Եթե Արեգակի հետ համեմատելի աստղ ծնվի, շրջակա գազն ու փոշին կշարունակեն ընկնել նրա վրա՝ անկյունային իմպուլսի համաձայն, և հասարակածային հարթությունում կձևավորվի նախամոլորակային կուտակման սկավառակ։ Պտտման բարձր արագության պատճառով սկավառակի ներքին հատվածից տաք, մասամբ իոնացված գազը դուրս է մղվում նախաստղի կողմից՝ բևեռային ռեակտիվ հոսքերի տեսքով։վայրկյանում հարյուրավոր կիլոմետր արագություններ: Այս շիթերը, բախվելով միջաստղային գազի հետ, առաջացնում են հարվածային ալիքներ, որոնք տեսանելի են սպեկտրի օպտիկական մասում։ Մինչ օրս մի քանի հարյուր նման երևույթ՝ Հերբիգ-Հարո առարկաներ, արդեն հայտնաբերվել են։
Տաք նախաստղերը զանգվածով մոտ են Արեգակին (հայտնի է որպես T Tauri աստղեր) ցուցադրում են պայծառության քաոսային տատանումներ և բարձր պայծառություն, որոնք կապված են մեծ շառավիղների հետ, քանի որ նրանք շարունակում են կծկվել:
Միջուկային միաձուլման սկիզբ. Երիտասարդ աստղ
Երբ նախաստղի կենտրոնական շրջաններում ջերմաստիճանը հասնում է մի քանի միլիոն աստիճանի, այնտեղ սկսվում են ջերմամիջուկային ռեակցիաները։ Նոր աստղի ծննդյան գործընթացը այս փուլում կարելի է ավարտված համարել։ Երիտասարդ արևը, ինչպես ասում են, «նստում է հիմնական հաջորդականության վրա», այսինքն՝ մտնում է իր կյանքի հիմնական փուլը, որի ընթացքում նրա էներգիայի աղբյուրը ջրածնից հելիումի միջուկային միաձուլումն է։ Այս էներգիայի արտազատումը հավասարակշռում է գրավիտացիոն կծկումը և կայունացնում աստղը։
Աստղերի էվոլյուցիայի բոլոր հետագա փուլերի ընթացքի առանձնահատկությունները որոշվում են զանգվածով, որով նրանք ծնվել են, և քիմիական բաղադրությունը (մետաղականությունը), որը մեծապես կախված է հելիումից ավելի ծանր տարրերի կեղտերի բաղադրությունից։ սկզբնական ամպի մեջ։ Եթե աստղը բավականաչափ զանգված է, նա հելիումի մի մասը կվերամշակի ավելի ծանր տարրերի` ածխածնի, թթվածնի, սիլիցիումի և այլոց, որոնք իր կյանքի վերջում կդառնան միջաստղային գազի և փոշու մաս և կծառայեն որպես նյութ գոյացման համար: նոր աստղերի։
