Tähtede maailm näitab suurt mitmekesisust, mille märgid ilmnevad juba palja silmaga öötaevasse vaadates. Tähtede uurimine astronoomiliste instrumentide ja astrofüüsika meetodite abil võimaldas neid teatud viisil süstematiseerida ja tänu sellele järk-järgult jõuda tähtede evolutsiooni juhtivate protsesside mõistmiseni.
Üldiselt määravad tähe kujunemise tingimused selle peamised omadused. Need tingimused võivad olla väga erinevad. Kuid üldiselt on see protsess kõigi tähtede puhul ühesugune: nad sünnivad hajusa - hajutatud - gaasi- ja tolmuainest, mis täidab galaktikaid, tihendades seda gravitatsiooni mõjul.
Galaktilise keskkonna koostis ja tihedus
Maapealsete tingimustega seoses on tähtedevaheline ruum sügavaim vaakum. Kuid galaktika skaalal on selline äärmiselt haruldane keskkond, mille iseloomulik tihedus on umbes 1 aatom kuupsentimeetri kohta, gaas ja tolm ning nende suhe tähtedevahelise keskkonna koostises on 99:1.
Gaasi põhikomponendiks on vesinik (umbes 90% koostisest ehk 70% massist), lisaks on heeliumi (umbes 9% ja massi järgi - 28%) ja muid aineid väikestes kogustes. kogused. Lisaks viidatakse kosmiliste kiirte voogudele ja magnetväljadele tähtedevahelisele galaktilisele keskkonnale.
Kus tähed sünnivad
Gaas ja tolm jaotuvad galaktikate ruumis väga ebaühtlaselt. Tähtedevahelisel vesinikul võib olenev alt asukoha tingimustest olla erinev temperatuur ja tihedus: alates väga haruldasest plasmast, mille temperatuur on suurusjärgus kümneid tuhandeid kelvineid (nn HII tsoonid) kuni ülikülma. paar kelvinit – molekulaarne olek.
Piirkondi, kus aineosakeste kontsentratsioon on mingil põhjusel suurenenud, nimetatakse tähtedevahelisteks pilvedeks. Kõige tihedamad pilved, mis võivad sisaldada kuni miljon osakest kuupsentimeetri kohta, tekivad külma molekulaargaasi toimel. Neis on palju valgust neelavat tolmu, mistõttu neid nimetatakse ka tumedateks udukogudeks. Just selliste "kosmiliste külmikutega" on piiratud kohad, kust tähed tekkisid. Selle nähtusega on seotud ka HII piirkonnad, kuid tähed nendes otseselt ei teki.
Tähehällide lokaliseerimine ja tüübid
Spiraalgalaktikates, sealhulgas meie Linnuteel, ei paikne molekulaarpilved juhuslikult, vaid peamiselt ketta tasapinnas – spiraalharudes galaktika keskmest teatud kaugusel. EbakorrapäraseltGalaktikates on selliste tsoonide lokaliseerimine juhuslik. Mis puutub elliptilistesse galaktikatesse, siis neis gaasi- ja tolmustruktuure ning noori tähti ei täheldata ning on üldiselt aktsepteeritud, et seal seda protsessi praktiliselt ei toimu.
Pilved võivad olla nii hiiglaslikud – kümnete ja sadade valgusaastate pikkused – keeruka ehituse ja suurte tiheduseerinevustega molekulaarsed kompleksid (näiteks kuulus Orioni pilv on meist vaid 1300 valgusaasta kaugusel) kui ka isoleeritud kompaktsed moodustised nn. Boki gloobulid.
Tähe tekkimise tingimused
Uue tähe sünd nõuab gravitatsioonilise ebastabiilsuse vältimatut arendamist gaasi- ja tolmupilves. Erinevate sisemise ja välise päritoluga dünaamiliste protsesside tõttu (näiteks ebakorrapärase kujuga pilve erinevates piirkondades erinevad pöörlemiskiirused või lööklaine läbimine supernoova plahvatuse ajal naabruses) kõigub aine jaotustihedus pilves.. Kuid mitte iga tekkiv tiheduse kõikumine ei too kaasa gaasi edasist kokkusurumist ja tähe ilmumist. Pilve magnetväljad ja turbulents takistavad seda.
Aine suurenenud kontsentratsiooniga ala peab olema piisav tagamaks, et gravitatsioon suudab vastu seista gaasi- ja tolmukeskkonna elastsusjõule (rõhugradient). Sellist kriitilist suurust nimetatakse Jeansi raadiuseks (inglise füüsik ja astronoom, kes pani 20. sajandi alguses aluse gravitatsioonilise ebastabiilsuse teooriale). Teksades sisalduv massraadius ei tohi samuti olla väiksem kui teatud väärtus ja see väärtus (teksade mass) on võrdeline temperatuuriga.
On selge, et mida külmem ja tihedam on keskkond, seda väiksem on kriitiline raadius, mille juures kõikumine ei ühtlustu, vaid jätkab tihenemist. Lisaks toimub tähe kujunemine mitmes etapis.
Pilve osa kokkuvarisemine ja killustumine
Gaasi kokkusurumisel vabaneb energia. Protsessi algfaasis on oluline, et pilves kondenseeruv tuum saaks tõhus alt jahtuda infrapunakiirguse mõjul, mida teostavad peamiselt molekulid ja tolmuosakesed. Seetõttu on selles etapis tihenemine kiire ja muutub pöördumatuks: pilvekragment variseb kokku.
Sellises kahanevas ja samal ajal jahtuvas piirkonnas, kui see on piisav alt suur, võivad tekkida uued aine kondensatsioonituumad, kuna tiheduse suurenemisel väheneb kriitiline teksade mass, kui temperatuur ei tõuse. Seda nähtust nimetatakse killustatuks; tänu temale toimub tähtede teke kõige sagedamini mitte ükshaaval, vaid rühmadena - assotsiatsioonidena.
Intensiivse kokkusurumise etapi kestus on tänapäevaste kontseptsioonide kohaselt väike - umbes 100 tuhat aastat.
Pilvefragmendi kuumutamine ja prototähe moodustamine
Mingil hetkel muutub kokkuvariseva piirkonna tihedus liiga suureks ja see kaotab läbipaistvuse, mille tulemusena hakkab gaas soojenema. Teksade massi väärtus suureneb, edasine killustumine muutub võimatuks ja kokkusurumine allaainult selleks ajaks juba moodustunud fragmente testitakse nende endi gravitatsiooni mõjul. Erinev alt eelmisest etapist võtab see etapp temperatuuri ja vastav alt ka gaasirõhu pideva tõusu tõttu palju kauem aega - umbes 50 miljonit aastat.
Selle protsessi käigus moodustunud objekti nimetatakse prototäheks. Seda iseloomustab aktiivne suhtlemine lähtepilve jääkgaasi ja -tolmuga.
Prototähtede omadused
Vastsündinud täht kaldub gravitatsioonilise kokkutõmbumise energiat väljapoole heitma. Selle sees areneb konvektsiooniprotsess ja välimised kihid kiirgavad intensiivset kiirgust infrapunas ja seejärel optilises vahemikus, soojendades ümbritsevat gaasi, mis aitab kaasa selle vähenemisele. Kui moodustub suure massiga täht, mille temperatuur on kõrge, suudab see ruumi peaaegu täielikult "puhastada". Selle kiirgus ioniseerib jääkgaasi – nii tekivad HII piirkonnad.
Esialgu pilve algfragment loomulikult ühel või teisel viisil pöörles ja selle kokkusurumisel nurkimpulsi jäävuse seaduse tõttu pöörlemine kiireneb. Kui sünnib Päikesega võrreldav täht, jätkab sellele vastav alt nurkimpulsile langemist ümbritsev gaas ja tolm ning ekvatoria altasandil tekib protoplanetaarne akretsiooniketas. Suure pöörlemiskiiruse tõttu väljub protostaar ketta sisemisest piirkonnast kuuma, osaliselt ioniseeritud gaasi polaarsete joavooludena.kiirusel sadu kilomeetreid sekundis. Need joad, põrkudes kokku tähtedevahelise gaasiga, moodustavad lööklaineid, mis on nähtavad spektri optilises osas. Tänaseks on avastatud juba mitusada sellist nähtust – Herbig-Haro objekte.
Päikesele massiliselt lähedal olevad kuumad prototähed (tuntud kui T-Tauri tähed) näitavad kaootilist heleduse kõikumist ja suurt heledust, mis on seotud suurte raadiustega, kui nad jätkavad kokkutõmbumist.
Tuumasünteesi algus. Noor staar
Kui temperatuur prototähe keskpiirkondades jõuab mitme miljoni kraadini, algavad seal termotuumareaktsioonid. Uue tähe sündimise protsessi selles etapis võib lugeda lõppenuks. Noor päike, nagu öeldakse, "istub põhijadale maha", st siseneb oma elu põhietappi, mille jooksul tema energiaallikaks on heeliumi tuumasünteesimine vesinikust. Selle energia vabanemine tasakaalustab gravitatsiooni kokkutõmbumist ja stabiliseerib tähe.
Tähtede evolutsiooni kõigi edasiste etappide kulgemise tunnused on määratud massiga, millega nad sündisid, ja keemilise koostise (metallilisuse) järgi, mis sõltub suuresti heeliumist raskemate elementide lisandite koostisest algses pilves. Kui täht on piisav alt massiivne, töötleb ta osa heeliumist raskemateks elementideks – süsinikuks, hapnikuks, räni ja teisteks –, mis oma eluea lõpus muutuvad tähtedevahelise gaasi ja tolmu osaks ning on moodustumise materjaliks. uutest tähtedest.
