Yıldızların dünyası, gece gökyüzüne çıplak gözle bakıldığında işaretleri zaten belirgin olan büyük bir çeşitlilik gösterir. Astronomik aletlerin ve astrofizik yöntemlerinin yardımıyla yıldızların incelenmesi, onları belirli bir şekilde sistemleştirmeyi mümkün kıldı ve bu sayede yavaş yavaş yıldız evrimini yöneten süreçleri anlamaya başladı.
Genel durumda, bir yıldızın oluşumunun devam ettiği koşullar, ana özelliklerini belirler. Bu koşullar çok farklı olabilir. Bununla birlikte, genel olarak, bu süreç tüm yıldızlar için aynı niteliktedir: galaksileri dolduran dağınık - saçılmış - gaz ve toz maddeden, yerçekimi etkisi altında sıkıştırarak doğarlar.
Galaktik ortamın bileşimi ve yoğunluğu
Karasal koşullarla ilgili olarak, yıldızlararası uzay en derin boşluktur. Ancak galaktik ölçekte, karakteristik yoğunluğu santimetreküp başına yaklaşık 1 atom olan böylesine son derece nadir bir ortam gaz ve tozdur ve yıldızlararası ortamın bileşimindeki oranları 99'a 1'dir.
Gazın ana bileşeni hidrojendir (bileşimin yaklaşık %90'ı veya kütlenin %70'i), ayrıca helyum (yaklaşık %9 ve ağırlıkça - %28) ve küçük miktarlarda diğer maddeler vardır. miktarları. Ek olarak, kozmik ışın akışları ve manyetik alanlar yıldızlararası galaktik ortama atıfta bulunur.
Yıldızların doğduğu yer
Galaksilerin uzayındaki gaz ve toz çok düzgün olmayan bir şekilde dağılır. Yıldızlararası hidrojen, bulunduğu koşullara bağlı olarak, farklı sıcaklıklara ve yoğunluklara sahip olabilir: on binlerce kelvin (HII bölgeleri olarak adlandırılan) bir sıcaklığa sahip oldukça nadir bir plazmadan bir ultrasoğuğa - sadece birkaç kelvin - moleküler durum.
Herhangi bir nedenle madde parçacıklarının konsantrasyonunun arttığı bölgelere yıldızlararası bulutlar denir. Santimetre küp başına bir milyon parçacık içerebilen en yoğun bulutlar, soğuk moleküler gazdan oluşur. Işığı emen çok fazla tozları vardır, bu nedenle karanlık bulutsular olarak da adlandırılırlar. Yıldızların ortaya çıktığı yerler böyle "kozmik buzdolapları" ile sınırlandırılmıştır. HII bölgeleri de bu fenomenle ilişkilidir, ancak yıldızlar doğrudan içlerinde oluşmaz.
Yerelleştirme ve "yıldız beşikleri" türleri
Kendi Samanyolu'muz da dahil olmak üzere sarmal gökadalarda, moleküler bulutlar rastgele değil, esas olarak disk düzleminde - gökada merkezinden belirli bir mesafede sarmal kollarda bulunur. düzensizGalaksilerde, bu tür bölgelerin lokalizasyonu rastgeledir. Eliptik gökadalara gelince, içlerinde gaz ve toz yapıları ve genç yıldızlar gözlemlenmez ve genellikle bu sürecin pratikte orada olmadığı kabul edilir.
Bulutlar hem dev - onlarca ve yüzlerce ışıkyılı - karmaşık bir yapıya ve büyük yoğunluk farklılıklarına sahip moleküler kompleksler (örneğin, ünlü Orion Bulutu bizden sadece 1300 ışıkyılı uzaklıkta) ve adı verilen izole kompakt oluşumlar olabilir. Bok kürecikleri.
Yıldız oluşum koşulları
Yeni bir yıldızın doğuşu, gaz ve toz bulutundaki yerçekimi kararsızlığının vazgeçilmez gelişimini gerektirir. İç ve dış kaynaklı çeşitli dinamik süreçler nedeniyle (örneğin, düzensiz şekilli bir bulutun farklı bölgelerindeki farklı dönme hızları veya komşu bir süpernova patlaması sırasında bir şok dalgasının geçişi), buluttaki maddenin dağılım yoğunluğu dalgalanır.. Ancak ortaya çıkan her yoğunluk dalgalanması, gazın daha fazla sıkışmasına ve bir yıldızın ortaya çıkmasına neden olmaz. Buluttaki manyetik alanlar ve türbülans buna karşı koyar.
Bir maddenin artan konsantrasyonunun alanı, yerçekiminin gaz ve toz ortamının elastik kuvvetine (basınç gradyanı) direnebilmesini sağlamak için yeterli bir uzunluğa sahip olmalıdır. Böyle kritik bir boyuta Jeans yarıçapı denir (20. yüzyılın başında yerçekimi kararsızlığı teorisinin temellerini atan bir İngiliz fizikçi ve astronom). Jeans içinde bulunan kütleyarıçap da belirli bir değerden küçük olmamalıdır ve bu değer (kot kütlesi) sıcaklıkla orantılıdır.
Ortam ne kadar soğuk ve yoğunsa, dalgalanmanın düzleşmediği, ancak kompaktlaşmaya devam ettiği kritik yarıçap o kadar küçük olduğu açıktır. Ayrıca, bir yıldızın oluşumu birkaç aşamada ilerler.
Bulutun bir kısmının çökmesi ve parçalanması
Bir gaz sıkıştırıldığında enerji açığa çıkar. Sürecin ilk aşamalarında, buluttaki yoğunlaşan çekirdeğin, esas olarak moleküller ve toz parçacıkları tarafından gerçekleştirilen kızılötesi aralığındaki radyasyon nedeniyle etkili bir şekilde soğuması esastır. Bu nedenle, bu aşamada sıkıştırma hızlıdır ve geri döndürülemez hale gelir: bulut parçası çöker.
Böyle bir büzülme ve aynı zamanda soğutma alanında, yeterince büyükse, maddenin yeni yoğunlaşma çekirdekleri ortaya çıkabilir, çünkü yoğunluktaki bir artışla, sıcaklık artmazsa kritik Jeans kütlesi azalır. Bu fenomene parçalanma denir; onun sayesinde, yıldızların oluşumu çoğunlukla tek tek değil, gruplar halinde gerçekleşir - dernekler.
Modern kavramlara göre yoğun sıkıştırma aşamasının süresi küçüktür - yaklaşık 100 bin yıl.
Bir bulut parçasını ısıtmak ve bir önyıldız oluşturmak
Bir noktada, çöken bölgenin yoğunluğu çok yükselir ve şeffaflığını kaybeder, bunun sonucunda gaz ısınmaya başlar. Jeans kütlesinin değeri artar, daha fazla parçalanma imkansız hale gelir ve altında sıkıştırmasadece bu zamana kadar oluşmuş olan parçalar kendi yerçekimlerinin etkisi ile test edilir. Önceki aşamadan farklı olarak, sıcaklıktaki ve buna bağlı olarak gaz basıncındaki sürekli artış nedeniyle, bu aşama çok daha uzun sürer - yaklaşık 50 milyon yıl.
Bu işlem sırasında oluşan nesneye önyıldız denir. Ana bulutun artık gaz ve toz maddesiyle aktif etkileşimi ile ayırt edilir.
Ön yıldızların özellikleri
Yeni doğmuş bir yıldız, yerçekimi büzülme enerjisini dışarıya atma eğilimindedir. İçinde bir konveksiyon süreci gelişir ve dış katmanlar kızılötesinde ve daha sonra optik aralıkta yoğun radyasyon yayar, çevreleyen gazı ısıtır, bu da nadir olmasına katkıda bulunur. Yüksek sıcaklığa sahip büyük kütleli bir yıldız oluşumu varsa, etrafındaki alanı neredeyse tamamen "temizleyebilir". Radyasyonu kalan gazı iyonize eder - HII bölgeleri bu şekilde oluşur.
Başlangıçta, bulutun ana parçası elbette şu ya da bu şekilde döndürülür ve sıkıştırıldığında açısal momentumun korunumu yasası nedeniyle dönüş hızlanır. Güneş'e benzer bir yıldız doğarsa, onu çevreleyen gaz ve toz açısal momentuma göre üzerine düşmeye devam edecek ve ekvator düzleminde bir ön-gezegen toplanma diski oluşacaktır. Yüksek dönüş hızı nedeniyle, diskin iç bölgesinden sıcak, kısmen iyonize gaz, protostar tarafından polar jet akımları şeklinde püskürtülür.saniyede yüzlerce kilometre hıza ulaşıyor. Yıldızlararası gazla çarpışan bu jetler, tayfın optik kısmında görülebilen şok dalgaları oluşturur. Bugüne kadar, buna benzer yüzlerce fenomen - Herbig-Haro nesneleri - zaten keşfedildi.
Kütle olarak Güneş'e yakın olan sıcak önyıldızlar (T Tauri yıldızları olarak bilinir), büzülmeye devam ederken kaotik parlaklık değişimleri ve büyük yarıçaplarla ilişkili yüksek parlaklık sergiler.
Nükleer füzyonun başlangıcı. Genç yıldız
Ön yıldızın merkez bölgelerindeki sıcaklık birkaç milyon dereceye ulaştığında, burada termonükleer reaksiyonlar başlar. Bu aşamada yeni bir yıldızın doğum süreci tamamlanmış sayılabilir. Genç güneş, dedikleri gibi, "ana diziye oturur", yani, enerjisinin kaynağının hidrojenden helyumun nükleer füzyonu olduğu hayatının ana aşamasına girer. Bu enerjinin serbest bırakılması yerçekimi daralmasını dengeler ve yıldızı dengeler.
Yıldızların evriminin diğer tüm aşamalarının seyrinin özellikleri, doğdukları kütle ve büyük ölçüde helyumdan daha ağır elementlerin safsızlıklarının bileşimine bağlı olan kimyasal bileşim (metallik) tarafından belirlenir. ilk bulutta. Bir yıldız yeterince büyükse, helyumun bir kısmını işleyerek daha ağır elementlere (karbon, oksijen, silikon ve diğerleri) dönüştürecek ve bu elementler, ömrünün sonunda yıldızlararası gaz ve tozun bir parçası haline gelecek ve oluşum için malzeme görevi görecektir. yeni yıldızların.
