Светът на звездите показва голямо разнообразие, признаци на което вече са очевидни, когато се гледа нощното небе с просто око. Изучаването на звездите с помощта на астрономически инструменти и методи на астрофизика направи възможно тяхното систематизиране по определен начин и благодарение на това постепенно да се стигне до разбиране на процесите, които управляват звездната еволюция.
В общия случай условията, при които е протекло образуването на звезда, определят нейните основни характеристики. Тези условия могат да бъдат много различни. Обаче като цяло този процес е от едно и също естество за всички звезди: те се раждат от дифузна - разпръсната - газова и прахова материя, която изпълва галактиките, като я уплътнява под въздействието на гравитацията.
Състав и плътност на галактическата среда
По отношение на земните условия, междузвездното пространство е най-дълбокият вакуум. Но в галактически мащаб такава изключително разредена среда с характерна плътност около 1 атом на кубичен сантиметър е газ и прах, а съотношението им в състава на междузвездната среда е 99 към 1.
Основният компонент на газа е водород (около 90% от състава или 70% от масата), има също хелий (приблизително 9% и тегловно - 28%) и други вещества в малки количества. В допълнение, потоците на космическите лъчи и магнитните полета се отнасят към междузвездната галактическа среда.
Където се раждат звездите
Газът и прахът в пространството на галактиките са разпределени много неравномерно. Междузвездният водород, в зависимост от условията, в които се намира, може да има различни температури и плътности: от силно разредена плазма с температура от порядъка на десетки хиляди келвини (т.нар. HII зони) до ултрастудена - просто няколко келвина - молекулярно състояние.
Региони, където концентрацията на частици материя е увеличена поради някаква причина, се наричат междузвездни облаци. Най-плътните облаци, които могат да съдържат до милион частици на кубичен сантиметър, се образуват от студен молекулен газ. Имат много прах, който поглъща светлината, затова се наричат още тъмни мъглявини. Точно до такива "космически хладилници" са ограничени местата, където са произлезли звездите. HII регионите също са свързани с това явление, но звездите не се образуват директно в тях.
Локализация и видове "звездни люлки"
В спиралните галактики, включително нашия собствен Млечен път, молекулярните облаци са разположени не произволно, а главно в равнината на диска - в спирални рамена на известно разстояние от галактическия център. В нередовниВ галактиките локализацията на такива зони е произволна. Що се отнася до елиптичните галактики, в тях не се наблюдават газови и прахови структури и млади звезди и е общоприето, че този процес на практика не се случва там.
Облаците могат да бъдат както гигантски - десетки и стотици светлинни години - молекулярни комплекси със сложна структура и големи разлики в плътността (например известният облак Орион е само на 1300 светлинни години от нас), така и изолирани компактни образувания, наречени Бок глобули.
Условия за образуване на звезда
Раждането на нова звезда изисква необходимото развитие на гравитационна нестабилност в облака от газ и прах. Поради различни динамични процеси от вътрешен и външен произход (например различни скорости на въртене в различни области на облак с неправилна форма или преминаване на ударна вълна по време на експлозия на свръхнова в съседство), плътността на разпределение на материята в облака се колебае. Но не всяко появяващо се колебание на плътността води до по-нататъшно компресиране на газа и появата на звезда. Магнитните полета в облака и турбуленцията противодействат на това.
Зона на повишена концентрация на вещество трябва да има дължина, достатъчна, за да гарантира, че гравитацията може да устои на еластичната сила (градиент на налягането) на газовата и праховата среда. Такъв критичен размер се нарича радиус на Джинс (английски физик и астроном, който положи основите на теорията за гравитационната нестабилност в началото на 20 век). Масата, съдържаща се в дънкитерадиусът също не трябва да бъде по-малък от определена стойност и тази стойност (масата на дънките) е пропорционална на температурата.
Ясно е, че колкото по-студена и плътна е средата, толкова по-малък е критичният радиус, при който флуктуацията не се изглажда, а продължава да се уплътнява. Освен това образуването на звезда протича на няколко етапа.
Свиване и фрагментиране на част от облака
Когато газът се компресира, енергията се освобождава. В ранните фази на процеса е от съществено значение кондензиращото ядро в облака да може ефективно да се охлажда поради радиация в инфрачервения диапазон, която се извършва главно от молекули и прахови частици. Следователно на този етап уплътняването е бързо и става необратимо: фрагментът на облака се срива.
В такава свиваща се и в същото време охлаждаща зона, ако е достатъчно голяма, могат да се появят нови кондензационни ядра на материята, тъй като с увеличаване на плътността критичната маса на Джинс намалява, ако температурата не се повишава. Това явление се нарича фрагментация; благодарение на него образуването на звезди най-често се случва не една по една, а в групи - асоциации.
Продължителността на етапа на интензивно компресиране, според съвременните концепции, е малка - около 100 хиляди години.
Загряване на фрагмент от облак и образуване на протозвезда
В един момент плътността на колапсиращата област става твърде висока и тя губи прозрачност, в резултат на което газът започва да се нагрява. Стойността на масата на дънките се увеличава, по-нататъшното фрагментиране става невъзможно, а компресията подсамо фрагменти, които вече са се образували до този момент, се тестват от действието на собствената си гравитация. За разлика от предишния етап, поради постоянното повишаване на температурата и съответно налягането на газа, този етап отнема много повече време - около 50 милиона години.
Обектът, образуван по време на този процес, се нарича протозвезда. Отличава се с активно взаимодействие с остатъчния газ и прах на основния облак.
Характеристики на протозвездите
Новородена звезда има тенденция да изхвърля енергията на гравитационното свиване навън. Вътре в него се развива процес на конвекция, а външните слоеве излъчват интензивно излъчване в инфрачервения, а след това и в оптичния обхват, нагрявайки околния газ, което допринася за неговото разреждане. Ако има образуване на звезда с голяма маса, с висока температура, тя е в състояние почти напълно да "изчисти" пространството около себе си. Неговото излъчване ще йонизира остатъчния газ - така се образуват HII региони.
Първоначално родителският фрагмент на облака, разбира се, по един или друг начин, се завърта и когато се компресира, поради закона за запазване на ъгловия импулс, въртенето се ускорява. Ако се роди звезда, сравнима със Слънцето, околният газ и прах ще продължат да падат върху нея в съответствие с ъгловия импулс и в екваториалната равнина ще се образува протопланетен акреционен диск. Поради високата скорост на въртене, горещ, частично йонизиран газ от вътрешната част на диска се изхвърля от протозвездата под формата на полярни струйни потоци сскорост от стотици километри в секунда. Тези струи, сблъсквайки се с междузвезден газ, образуват ударни вълни, видими в оптичната част на спектъра. Към днешна дата няколкостотин подобни явления - обекти на Хербиг-Харо - вече са открити.
Горещите протозвезди, близки по маса до Слънцето (известни като звезди T Телец) показват хаотични вариации на яркостта и висока осветеност, свързани с големи радиуси, докато продължават да се свиват.
Начало на ядрения синтез. Млада звезда
Когато температурата в централните области на протозвездата достигне няколко милиона градуса, там започват термоядрени реакции. Процесът на раждането на нова звезда на този етап може да се счита за завършен. Младото слънце, както се казва, "сяда на главната последователност", тоест навлиза в основния етап от живота си, през който източникът на неговата енергия е ядреният синтез на хелий от водород. Освобождаването на тази енергия балансира гравитационното свиване и стабилизира звездата.
Характеристиките на хода на всички следващи етапи от еволюцията на звездите се определят от масата, с която са се родили, и химичния състав (металичност), който зависи до голяма степен от състава на примесите на елементи, по-тежки от хелия в първоначалния облак. Ако една звезда е достатъчно масивна, тя ще преработи част от хелия в по-тежки елементи - въглерод, кислород, силиций и други - които в края на живота си ще станат част от междузвездния газ и прах и ще послужат като материал за образуването от нови звезди.
