Thế giới của các ngôi sao cho thấy sự đa dạng tuyệt vời, các dấu hiệu của chúng đã rõ ràng khi nhìn bầu trời đêm bằng mắt thường. Việc nghiên cứu các ngôi sao với sự trợ giúp của các công cụ thiên văn và phương pháp vật lý thiên văn đã giúp chúng ta có thể hệ thống hóa chúng theo một cách nhất định và nhờ đó, dần dần hiểu được các quá trình chi phối sự tiến hóa của sao.
Trong trường hợp chung, các điều kiện mà quá trình hình thành một ngôi sao xác định các đặc điểm chính của nó. Những điều kiện này có thể rất khác nhau. Tuy nhiên, nhìn chung, quá trình này có tính chất giống nhau đối với tất cả các ngôi sao: chúng được sinh ra từ vật chất khí và bụi khuếch tán - phân tán - lấp đầy các thiên hà, bằng cách nén chặt nó dưới tác động của lực hấp dẫn.
Thành phần và mật độ của môi trường thiên hà
Về điều kiện trên cạn, không gian giữa các vì sao là chân không sâu nhất. Nhưng trên quy mô thiên hà, một môi trường cực kỳ hiếm như vậy với mật độ đặc trưng khoảng 1 nguyên tử trên một cm khối là khí và bụi, và tỷ lệ của chúng trong thành phần của môi trường giữa các vì sao là 99 đến 1.
Thành phần chính của khí là hydro (khoảng 90% thành phần, hoặc 70% khối lượng), ngoài ra còn có heli (khoảng 9%, và theo trọng lượng - 28%) và các chất khác ở dạng nhỏ số lượng. Ngoài ra, thông lượng tia vũ trụ và từ trường được coi là môi trường thiên hà giữa các vì sao.
Nơi các vì sao được sinh ra
Khí và bụi trong không gian của các thiên hà phân bố rất không đồng đều. Hydro giữa các vì sao, tùy thuộc vào điều kiện mà nó nằm, có thể có nhiệt độ và mật độ khác nhau: từ plasma cực hiếm với nhiệt độ theo hàng chục nghìn kelvins (được gọi là vùng HII) đến siêu lạnh - chỉ một vài kelvins - trạng thái phân tử.
Những khu vực mà nồng độ của các hạt vật chất tăng lên do bất kỳ lý do nào, được gọi là các đám mây giữa các vì sao. Những đám mây dày đặc nhất, có thể chứa tới một triệu hạt trên một cm khối, được hình thành bởi khí phân tử lạnh. Chúng có nhiều bụi hút ánh sáng nên còn được gọi là tinh vân tối. Chính những "tủ lạnh vũ trụ" như vậy đã giới hạn những nơi khởi nguồn của các ngôi sao. Các vùng HII cũng có liên quan đến hiện tượng này, nhưng các ngôi sao không hình thành trực tiếp trong đó.
Bản địa hóa và các loại "cái nôi của ngôi sao"
Trong các thiên hà xoắn ốc, bao gồm cả Dải Ngân hà của chúng ta, các đám mây phân tử được định vị không phải ngẫu nhiên mà chủ yếu nằm trong mặt phẳng đĩa - trong các nhánh xoắn ốc ở một số khoảng cách từ trung tâm thiên hà. Không thường xuyênTrong các thiên hà, việc định vị các vùng như vậy là ngẫu nhiên. Đối với các thiên hà hình elip, các cấu trúc khí và bụi và các ngôi sao trẻ không được quan sát thấy trong chúng, và người ta thường chấp nhận rằng quá trình này trên thực tế không xảy ra ở đó.
Mây có thể vừa khổng lồ - hàng chục và hàng trăm năm ánh sáng - phức hợp phân tử với cấu trúc phức tạp và chênh lệch mật độ lớn (ví dụ: Đám mây Orion nổi tiếng chỉ cách chúng ta 1300 năm ánh sáng), và các thành tạo nhỏ gọn cô lập được gọi là Quả cầu Bok.
Điều kiện hình thành sao
Sự ra đời của một ngôi sao mới đòi hỏi sự phát triển tất yếu của sự mất ổn định hấp dẫn trong đám mây khí và bụi. Do các quá trình động khác nhau có nguồn gốc bên trong và bên ngoài (ví dụ, tốc độ quay khác nhau trong các vùng khác nhau của một đám mây có hình dạng bất thường hoặc sự di chuyển của sóng xung kích trong một vụ nổ siêu tân tinh ở vùng lân cận), mật độ phân bố của vật chất trong đám mây dao động. Nhưng không phải mọi sự dao động mật độ mới xuất hiện đều dẫn đến sự nén thêm của chất khí và sự xuất hiện của một ngôi sao. Từ trường trong đám mây và nhiễu loạn chống lại điều này.
Diện tích tăng nồng độ của một chất phải có chiều dài đủ để đảm bảo trọng lực có thể chống lại lực đàn hồi (gradient áp suất) của môi trường khí và bụi. Kích thước tới hạn như vậy được gọi là bán kính Jeans (một nhà vật lý và thiên văn học người Anh, người đặt nền móng cho lý thuyết về sự không ổn định của trọng trường vào đầu thế kỷ 20). Khối lượng chứa trong quần jeanbán kính cũng không được nhỏ hơn một giá trị nhất định và giá trị này (khối lượng Jeans) tỷ lệ với nhiệt độ.
Rõ ràng là môi trường càng lạnh và dày đặc thì bán kính tới hạn càng nhỏ, tại đó dao động không giảm đi mà vẫn tiếp tục nén lại. Hơn nữa, sự hình thành của một ngôi sao diễn ra theo nhiều giai đoạn.
Thu gọn và phân mảnh một phần của đám mây
Khi một chất khí được nén, năng lượng sẽ được giải phóng. Trong giai đoạn đầu của quá trình, điều cốt yếu là lõi ngưng tụ trong đám mây có thể làm mát hiệu quả do bức xạ trong dải hồng ngoại, được thực hiện chủ yếu bởi các phân tử và hạt bụi. Do đó, ở giai đoạn này, quá trình nén diễn ra nhanh chóng và trở nên không thể đảo ngược được: mảng đám mây sụp đổ.
Trong khu vực co lại và đồng thời làm lạnh như vậy, nếu nó đủ lớn, các hạt nhân ngưng tụ mới của vật chất có thể xuất hiện, vì khi mật độ tăng lên, khối lượng Jeans tới hạn sẽ giảm nếu nhiệt độ không tăng. Hiện tượng này được gọi là sự phân mảnh; Nhờ anh ấy, sự hình thành của các ngôi sao thường xảy ra nhất không phải từng cái một, mà là theo các nhóm - hiệp hội.
Khoảng thời gian của giai đoạn nén cường độ cao, theo quan niệm hiện đại, là nhỏ - khoảng 100 nghìn năm.
Làm nóng một mảnh đám mây và hình thành tiền sao
Tại một số điểm, mật độ của vùng sụp đổ trở nên quá cao, và nó mất đi độ trong suốt, do đó khí bắt đầu nóng lên. Giá trị của khối lượng Jeans tăng lên, không thể phân mảnh hơn nữa và nén dướichỉ những mảnh vỡ đã được hình thành vào thời điểm này mới được kiểm tra bởi tác động của trọng lực của chính chúng. Không giống như giai đoạn trước, do nhiệt độ tăng đều và theo đó là áp suất khí, giai đoạn này kéo dài hơn nhiều - khoảng 50 triệu năm.
Vật thể được hình thành trong quá trình này được gọi là tiền sao. Nó được phân biệt bằng sự tương tác tích cực với chất khí và bụi còn sót lại của đám mây mẹ.
Tính năng của tiền sao
Một ngôi sao mới sinh có xu hướng đổ năng lượng của lực hấp dẫn ra bên ngoài. Một quá trình đối lưu phát triển bên trong nó, và các lớp bên ngoài phát ra bức xạ cường độ cao trong tia hồng ngoại, và sau đó trong phạm vi quang học, đốt nóng khí xung quanh, góp phần làm cho nó trở nên hiếm hơn. Nếu có sự hình thành của một ngôi sao có khối lượng lớn, với nhiệt độ cao, nó có khả năng làm "sạch" gần như hoàn toàn không gian xung quanh nó. Bức xạ của nó sẽ làm ion hóa khí dư - đây là cách các vùng HII được hình thành.
Ban đầu, mảnh cha của đám mây, tất nhiên, theo cách này hay cách khác, quay, và khi nó bị nén, do định luật bảo toàn mômen động lượng, chuyển động quay sẽ tăng tốc. Nếu một ngôi sao tương đương với Mặt trời được sinh ra, khí và bụi xung quanh sẽ tiếp tục rơi vào nó theo mômen động lượng, và một đĩa bồi tụ tiền hành tinh sẽ hình thành trong mặt phẳng xích đạo. Do tốc độ quay cao, khí nóng, bị ion hóa một phần từ vùng bên trong của đĩa bị đẩy ra bởi tiền sao dưới dạng các dòng phản lực phân cực vớitốc độ hàng trăm km / giây. Những phản lực này, va chạm với khí giữa các vì sao, tạo thành sóng xung kích có thể nhìn thấy trong phần quang học của quang phổ. Cho đến nay, hàng trăm hiện tượng như vậy - vật thể Herbig-Haro - đã được phát hiện.
Các tiền sao nóng có khối lượng gần bằng Mặt trời (được gọi là sao T Tauri) thể hiện các biến thể độ sáng hỗn loạn và độ sáng cao liên quan đến bán kính lớn khi chúng tiếp tục co lại.
Sự bắt đầu của phản ứng tổng hợp hạt nhân. Ngôi sao trẻ
Khi nhiệt độ ở các vùng trung tâm của tiền sao lên tới vài triệu độ, các phản ứng nhiệt hạch bắt đầu ở đó. Quá trình ra đời của một ngôi sao mới ở giai đoạn này có thể coi là đã hoàn thành. Mặt trời trẻ, như người ta nói, "nằm trên dãy chính", tức là, bước vào giai đoạn chính của cuộc đời nó, trong đó nguồn năng lượng của nó là phản ứng tổng hợp hạt nhân của heli từ hydro. Sự giải phóng năng lượng này cân bằng sự co lại của lực hấp dẫn và làm ổn định ngôi sao.
Các đặc điểm của quá trình tiến hóa của các ngôi sao được xác định bởi khối lượng mà chúng sinh ra, và thành phần hóa học (tính kim loại), phụ thuộc phần lớn vào thành phần tạp chất của các nguyên tố nặng hơn heli trong đám mây ban đầu. Nếu một ngôi sao đủ lớn, nó sẽ xử lý một số heli thành các nguyên tố nặng hơn - carbon, oxy, silicon và những nguyên tố khác - khi vào cuối vòng đời của nó, sẽ trở thành một phần của khí và bụi giữa các vì sao và dùng làm vật liệu cho sự hình thành của những ngôi sao mới.
